Euclid

Telescopio espacial europeo para estudiar la energía y materia oscuras

¿De qué está hecho el Universo? ¿Cuál será su futuro? Pocas preguntas hay más trascendentales que estas, pero tenemos la inmensa suerte de vivir en una época de la historia de la humanidad en la que podemos dar respuesta a las mismas. Sin embargo, todavía hay muchas cosas acerca de la estructura y evolución del Universo a gran escala que desconocemos, especialmente con respecto a la materia y energía oscuras. Y para ayudarnos a resolver estos misterios ha sido lanzado el telescopio espacial Euclid de la Agencia Espacial Europea (ESA), una de las misiones más fascinantes de los últimos años. El 1 de julio de 2023 a las 15:12 UTC despegó un Falcon 9 Block 5 desde la rampa SLC-40 de la base de la Fuerza Espacial en Cabo Cañaveral de Florida (CCSFS) con el telescopio espacial Euclid. Tras un lanzamiento impecable, Euclid fue colocado en una trayectoria directa hacia el punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol.

Datos

Tipo de misión: Observatorio espacial

Operador: ESA

Coste: 1 400 000 000 €

ID COSPAR: 2023-092A

Nº. SATCAT: 57209

ID NSSDCA: 2023-092A

Página web: enlace

Duración planificada: 6 años (nominal)

Duración de la misión: 10 meses, 3 semanas y 1 día (327 días)

Propiedades de la nave

Fabricante: Thales Alenia Space (principal) Airbus Defence and Space (módulo de carga)¹​

Masa de lanzamiento: 1960 kg²​

Dimensiones: 4,7×3,7 m²​

Comienzo de la misión

Lanzamiento: 1 de julio de 2023, 15:12 UTC

Vehículo: Falcon 9

Lugar: Cabo Cañaveral, SLC-40

Contratista: SpaceX

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Sol-Tierra L₂3​

Altitud del periastro: 1 000 000 km

Altitud del apoastro: 1 500 000 km

Carga

Masa: 800 kg²​

Tipo: telescopio Korsch

Diámetro: 1.2 m

Longitud focal: 24.5 m

Resolución: 0,1 arcsec (visible) 0,3 arcsec (infrarrojo cercano)

Transpondedores

Banda: banda X (soporte TT&C) banda K (adquisición de datos)

Frecuencia: 8,0–8,4 GHz (banda X) 25,5–27 GHz (banda K)

Ancho de banda: pocos kbit/s descendente & ascendente (banda S) 55 Mbit/s (banda K)

Telescopio espacial Euclid (ESA).

Euclid —Euclides en español— es un telescopio espacial con un espejo primario de 1,2 metros de diámetro que observará el Universo para estudiar la materia y energía oscuras. Su objetivo es levantar un mapa tridimensional de la posición y masa de las galaxias para así determinar la composición precisa del cosmos, es decir, cuál es la proporción de energía oscura y materia oscuras. A partir de estos datos podremos conocer con mayor precisión el destino del Universo y entender mejor su origen. Pero investigar dos elementos del Universo que, por definición, son invisbles no será fácil. Euclid no es un telescopio espacial destinado a observar objetos concretos, sino que su misión es levantar un mapa de casi un tercio de todo el cielo (36% de la bóveda celeste, unos 15000 grados cuadrados) para cartografiar la posición de 35 millones de galaxias (!) midiendo su corrimiento al rojo. Asimismo, Euclid analizará las imágenes de cúmulos de galaxias en busca de la distorsión de sus formas por efecto de lentes gravitacionales débiles, un efecto causado por la curvatura del espacio-tiempo debida a la presencia otros objetos masivos más cercanos en la línea de visión.

Épocas del Universo que estudiará Euclid midiendo corrimientos al rojo con el instrumento NISP (en azul) y estudiando la deformación de la forma de las galaxias con el instrumento VIS (verde) (ESA).

Este efecto de lentes gravitacionales débiles, una consecuencia de la Relatividad General de Einstein, depende de la masa de objetos y galaxias más cercanos, por lo que Euclid será capaz de hacer un mapa tridimensional no solo de la posición de las galaxias, sino de la distribución de la masa a gran escala. Este mapa servirá a su vez para calcular la proporción de materia oscura y materia bariónica (materia «normal») presente en estas galaxias. Con respecto a la energía oscura, Euclid intentará medir los efectos de las oscilaciones acústicas bariónicas (BAO) en la distribución de galaxias lejanas con el fin de compararlos con los observados en el fondo cósmico de microondas por misiones anteriores como Planck. De esta forma se podrán medir con precisión los efectos de la energía oscura en la aceleración del Universo y determinar si su valor ha sido constante desde el Big Bang —o sea, si es la constante cosmológica con valor w = -1— o ha variado con el tiempo.

Euclid antes del lanzamiento (ESA).

El módulo PLM de Euclid (ESA).

Distintos elementos de Euclid (ESA).

Euclid es una nave de unos 2200 kg (1921 kg en seco) construida por Thales Alenia Space como contratista principal para la ESA. Tiene unas dimensiones de 4,5 x 3,74 metros y está dividida en dos módulos, el módulo de servicio SVM (Service Module) —con los sistemas de comunicaciones, aviónica, propulsores, etc.— y el módulo PLM (Payload Module) con la óptica del telescopio y los dos instrumentos científicos. Para controlar su posición, Euclid incluye diez pares de propulsores a base de hidrazina de 20 newton de empuje y seis pares de micropropulsores de nitrógeno gaseoso con un empuje de 1 a 1000 micronewton que garantizan una estabilidad en el apuntado de 75 milisegundos de arco durante 700 segundos (estos propulsores están basados en los empleados en la misión Gaia). Para conocer su posición, Euclid lleva una unidad de medida inercial (IMU) con giróscopos y 4 acelerómetros, así como 4 sensores solares y 3 sensores estelares. Cuatro volantes de reacción moverán la nave siempre que sea posible para llevar a cabo las sesiones de observación. Los propulsores de hidrazina se usarán para las maniobras de corrección de trayectoria.

Partes de Euclid (ESA).

Partes del módulo SVM y los paneles solares (ESA).

Módulo PLM con el telescopio y los instrumentos (ESA).

Posición de los propulsores y otros elementos de Euclid (ESA).

Los paneles solares están unidos al módulo SVM y forman el elemento PVA (PhotoVoltaic Assembly), que también sirve como parasol para mantener las bajas temperaturas necesarias para el buen funcionamiento de los instrumentos. Los paneles solares de arseniuro de galio cubren una superficie de 11 metros cuadrados y generarán entre 1800 y 2500 vatios. Puesto que Euclid solo puede alcanzar un ángulo de 121º con el Sol con respecto al eje del telescopio, el ángulo de los paneles con el Sol estará entre 0º y 33º. Los paneles alimentan una batería de celdas VES16 de ion litio desarrollada por la empresa francesa Saft.

Instalación del módulo PVA con paneles solares (ESA).

Paneles solares de Euclid y antena de alta ganancia (ESA).

Euclid estudiará el cosmos desde una órbita de halo de 90 000 x 100 000 kilómetros alrededor del punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol (ESL-2), a 1,5 millones de kilómetros de nuestro planeta, una zona en la que se encuentran otros observatorios astronómicos como el James Webb de la NASA. El punto L2 es ideal para mantener un entorno térmico estable y garantizar largas sesiones de comunicaciones. La misión primaria debe durar seis años. Euclid tardará un mes aproximadamente en llegar a L2 y para ello necesitará efectuar una maniobra de corrección de la trayectoria y dos para colocarse en la órbita de halo. Luego realizará una maniobra de corrección de la órbita una vez al mes, aproximadamente (las órbitas de halo alrededor de los puntos L1 y L2 son intrínsecamente inestables). Dos semanas después del lanzamiento, Euclid se habrá enfriado a la temperatura adecuada para que puedan funcionar sus instrumentos. Euclid tardará un mes en llegar a L2, pero necesitará unos dos meses adicionales de calibrado de instrumentos y puesta a punto antes de empezar con las operaciones científicas.

La óptica de Euclid consiste en un telescopio de tipo Korsch de tres espejos con un primario de 1,2 metros de diámetro. Airbus Defence and Space ha estado a cargo de la construcción del telescopio, que estará enfriado a 125 kelvin de forma pasiva. El diseño Korsch permite que la óptica sea compacta y estable desde el punto de vista térmico al mismo tiempo que se minimiza la dispersión de luz dentro del tubo.

Telescopio de Euclid (Airbus DS).

Partes del telescopio (Airbus DS).

Espejo primario y secundario de Euclid (ESA).

El telescopio con el tubo (Airbus DS).

Euclid cuenta con dos instrumentos principales, la cámara VIS (Visible Imager) y el espectrómetro NISP (Near Infrared Spectrum Photometer). VIS opera en el visible y NISP en el infrarrojo cercano. Inicialmente ambos instrumentos se propusieron para dos misiones diferentes, pero se unieron tras incluir una placa dicroica a la óptica capaz de dejar pasar la luz infrarroja y reflejar la visible, permitiendo su uso con un único telescopio. VIS tiene un campo de visión de 0,557º cuadrados, lo que significa que en apenas dos días de observaciones habrá cubierto más porcentaje de la bóveda celeste que el Hubble desde que se lanzó. VIS opera en el rango de 550 a 920 nanómetros y tiene una resolución de 0,1-0,2 segundos de arco. Dispone de 36 sensores CCD de 600 megapíxeles con un área de 877 centímetros cuadrados. Generará unos 520 Gbits de datos al día. VIS es una cámara pancromática, esto es, sus imágenes serán en ‘blanco y negro’.

Localización de los instrumentos VIS y NISP en el módulo PLM (ESA).

Instrumento NISP (ESA).

Rueda de filtros del instrumento NISP, construida en España (ICECSIC/IEEC/IFAE).

Por su parte, NISP es un instrumento de 158 kg capaz de realizar fotometría y espectroscopía en el infrarrojo cercano (920 a 2000 nanómetros), por lo que podrá observar galaxias más lejanas. Su resolución es de 0,3 segundos de arco y su campo de visión es de 0,55º cuadrados. Dispone de tres filtros para fotometría y de dos ‘grismas’ para espectroscopía de baja resolución (R = 380). NISP tiene 16 sensores de telururo de mercurio y cadmio (HgCdTe) de 65 megapíxel. Los filtros de NISP están situados en la rueda FWA (Filter Wheel Assembly), un elemento construido por el Instituto de Ciencias del Espacio del CSIC en España (ICE-CSIC) en colaboración con el IEEC (Institut d’Estudis Espacials de Catalunya) y el IFAE (Institut de Física d’Altes Energies). Por otro lado, La Universidad Politécnica de Cartagena (UPCT) y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) han sido responsables del diseño, construcción y validación de la electrónica de control del Instrumento NISP. VIS y NISP están refrigerados de forma pasiva hasta los 150 y 95 kelvin, respectivamente (la menor temperatura de NISP es necesaria para observar en el infrarrojo).

Instrumentos de Euclid (ESA).

Ambos instrumentos observarán doce mil millones de galaxias (!!) en el estudio WES (Wide Extragalactic Survey) que cubrirá un tercio del cielo. De todas estas, se obtendrá información detallada de la forma de 1500 millones de galaxias, y también se calculará su distancia de forma no muy precisa mediante la medición de corrimiento al rojo por fotometría en visible e infrarrojo cercano. De este subconjunto, Euclid podrá medir el corrimiento al rojo con precisión mediante espectroscopia de unos 35 millones de galaxias, lo que permitirá determinar su posición con exactitud. Además de realizar un mapa del 36% del cielo, la misión observará en profundidad dos zonas de 10º a 20º cuadrados situadas cerca de cada polo galáctico con el objetivo de llevar a cabo observaciones de precisión de las formas de 1,5 millones de galaxias y el corrimiento al rojo de 150 000. Estas observaciones de campo profundo se denominan, lógicamente, DS (Deep Surveys). Euclid evitará el ecuador galáctico y las nubes de Magallanes porque se trata de zonas con demasiadas estrellas, polvo y gas de nuestra galaxia que interferirían con las observaciones. Tampoco podrá observar el plano de la eclíptica por culpa de la presencia de la luz zodiacal.

Método de observación de Euclid (ESA).

Euclid analizará la energía oscura mediante el estudio de la historia de la expansión del Universo desde que tenía unos 3000 millones de años hasta que tenía una edad de diez mil millones —actualmente tiene 13800 millones de años— (o sea, usando galaxias con corrimientos al rojo, z, de entre 0,7 y 2). Con estos datos se intentará determinar si la energía oscura es constante (w = -1) o dinámica, un resultado que tendría importantes implicaciones para el futuro del Universo y nos ayudaría a determinar la naturaleza de la energía oscura. Con respecto a la materia oscura, Euclid podrá detectar su presencia en los halos galácticos de más de cien millones de masas solares y será capaz de estudiar cómo se distribuye esta misteriosa sustancia en los halos. Estos datos servirán de paso para medir la suma de las masas de los tipos de neutrinos y determinar cuántas familias de neutrinos existen.

Se espera que al final de sus seis años de vida útil Euclid haya generado unos 100 petabytes de datos (!!!). Las comunicaciones con Euclid se realizarán en sesiones de 4 horas al día a través de la las antenas de espacio profundo de la ESA en España y Australia, que enviarán unos 850 Gbit de datos al día al centro de operaciones de la misión, el ESOC de Darmstadt (Alemania), y de ahí al centro de operaciones científicas, el ESAC de España. Euclid fue seleccionada en 2012 como la segunda misión de tipo medio (M2) de la ESA (Solar Orbiter fue la M1 y PLATO será la M3). Se decidió bautizarla con el nombre de Euclides, el famoso matemático griego padre de la geometría, porque la misión nos aclarará cuál es la geometría del Universo a gran escala (sería gracioso que al final la geometría del Universo fuese no euclidea). Un total de 80 empresas europeas participan en Euclid, 9 de ellas españolas: Airbus España, Crisa, Alter Technology, Deimos Space, Naviar, Sener, GTD y Thales Alenia Space España. Euclid ha costado unos 1400 millones de euros.

Emblema de Euclid (ESA).

Euclid complementará a telescopios terrestres de campo amplio como el Vera Rubin (LSST) y al futuro telescopio espacial Nancy Grace Roman (WFIRST) de la NASA. El telescopio Roman usará un espejo principal de 2,4 metros, similar al del Hubble y más grande que el de Euclid, pero solo observará una zona del cielo de 2000 grados cuadrados. A cambio, Roman también usará observaciones de supernovas de Tipo Ia para medir la expansión del Universo y la energía oscura. Con respecto a los telescopios terrestes, los investigadores de Euclid deberán combinar las imágenes a color de estos observatorios con las imágenes en blanco y negro obtenidas por Euclid para medir la distorsión de las galaxias debido al efecto de lente débil. Los primeros resultados de Euclid se publicarán en 2025, aunque habrá que esperar a 2030 para disponer de los resultados tras cumplir la misión primaria de seis años.

Traslado en barco (ESA).

Originalmente estaba previsto lazar Euclid en mayo de 2021 mediante un cohete ruso Soyuz desde la Guayana Francesa, pero la fecha se retrasó a 2022. Por desgracia, la invasión de Ucrania por parte de Rusia y la posterior suspensión de relaciones a todos los niveles entre la ESA y este país obligaron a retrasar una vez más el lanzamiento y buscar un vehículo alternativo. El Ariane 5 no era una opción debido a que sus últimas misiones ya estaban reservadas y el Ariane 6 no estará listo, con suerte, hasta mediados de 2024. Como resultado, la ESA se vio obligada a recurrir a un proveedor no europeo y se eligió el Falcon 9 de SpaceX por su precio y disponibilidad de fechas. Ahora, Euclid ya está rumbo a L2. ¿Qué sorpresas nos descubrirá este maravilloso instrumento?

La nave espacial y las comunicaciones estarán bajo el control del ESOC (Centro Europeo de Operaciones Espaciales). Para hacer frente a la inmensa cantidad de datos que obtendrá Euclid se ha mejorado la red Estrack de antenas del espacio profundo de la ESA. Estos datos serán analizados por el consorcio Euclid, un grupo de más de 2000 científicos provenientes de más de 300 institutos de Europa, EE. UU., Canadá y Japón.

Traslado para integración con el lanzador (ESA).

A medida que avance la misión, el tesoro oculto de datos de Euclid se transmitirá con una cadencia anual y estará disponible para la comunidad científica global a través del archivo científico alojado en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC) de la ESA que se encuentra en España.

«Este es un gran momento para la ciencia que hemos estado esperando con gran interés durante mucho tiempo: el lanzamiento de Euclid, en una misión para descifrar el enigma de la materia oscura y la energía oscura», afirma René Laureijs, científico del proyecto Euclid de la ESA. «El gran misterio de los constituyentes fundamentales del universo se encuentra ante nuestros ojos y nos ofrece un desafío formidable. Gracias a su avanzado telescopio y a sus potentes instrumentos científicos, Euclid está preparado para ayudarnos a desvelar este misterio».

Lanzamiento de Euclid (SpaceX).

Viaje al punto de Lagrange 2

Euclid’s journey to L2

Basándose en las estimaciones realizadas hasta ahora, los cosmólogos creen que el universo está compuesto por un 5% de materia visible u ordinaria (como la materia de la que estamos hechos), mientras que la materia oscura ocuparía el 25% y la energía oscura, un 70%. Esta materia y energía oscuras afectan al movimiento y la distribución de las fuentes visibles, como las galaxias, pero no emiten o absorben luz. Por ello, los científicos no han podido determinar qué son. Comprender su naturaleza es por tanto uno de los mayores desafíos de la cosmología.

Desde España participan el Instituto de Ciencias del Espacio en Barcelona (ICE-CSIC), el Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC), el Instituto de Física de Altas Energías (IFAE), la Universidad Politécnica de Cartagena (UPCT) y el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC).

“La transferencia del gran volumen de datos que Euclid va a recabar durante los seis años que dure la misión se va a hacer a través de un sistema de comunicación muy sofisticado, desarrollado por Thales Alenia, en el que se descargarán unas 150.000 imágenes de alta resolución a lo largo de seis años“, señala Susana Infante, Jefa de proyecto del Subsistema de comunicación de Euclid en Thales Alenia Space España. Thales Alenia Space italia es el contratista principal de ese consorcio industrial que ha fabricado Euclid, con Airbus como segundo contratista, y al que contribuyen otras 80 empresas, entre ellas la españolas Alter Technology, Crisa, Deimos Space, GTD, Navair, Sener y Thales Alenia Space España. “Las empresas de nuestro país se han llevado el 10% del valor del contrato y es algo de lo que tenemos que sentirnos orgullosos”, dice Infante.

Además de la transferencia del gran volumen de datos, esta misión presenta varios retos tecnológicos: “Va a observar el 35% de la esfera celeste, algo nunca visto hasta ahora, y para ello es necesario un telescopio de altísima calidad óptica y un amplio campo de visión. Además, la plataforma tiene que ser estable durante todo el tiempo de la captura de datos. Eso unido a que tenga un apuntamiento ágil para optimizar el tiempo de observación va a ser uno de los retos principales”, resume esta ingeniera.

Euclid es una misión de tipo “M”, y parte del programa científico Cosmic Vision de la ESA (2015–2025). Este tipo de misiones están limitadas a un presupuesto de 500 millones de euros. La misión Euclid fue elegida en octubre de 2011, junto al Solar Orbiter, de entre varias misiones candidatas.⁴​ Su lanzamiento tuvo lugar el 1 de julio de 2023 a las 15:12 UTC.⁵​

Con su gran cobertura del cielo, y su catálogo de miles de millones de estrellas y galaxias, el valor científico de los datos obtenidos por la misión sobrepasan el ámbito de la cosmología. Esta base de datos proveerá a la comunidad astronómica con abundante información para las futuras misiones como JWST, E-ELT, TMT, ALMA, SKA o LSST.

Las primeras fotos del telescopio europeo Euclid no solo son hermosas: contienen detalles nunca vistos del universo

23 Mayo 2024

Matías S. Zavia

El telescopio espacial Euclid de la ESA ya está haciendo ciencia desde el punto L2 de Lagrange, a un millón y medio de kilómetros de la Tierra.

La Agencia Espacial Europea ha publicado hoy las cinco primeras fotos tomadas por Euclid como parte de su misión científica, que se suman a las imágenes que usó el equipo de misión para calibrar el telescopio.

Estas cinco fotos no solo son hermosas, sino también un vistazo sin precedentes del universo que ha servido como materia prima para 10 artículos científicos de próxima publicación. ¡Euclid fue lanzado el 1 de julio de 2023 y ya ha ayudado a producir 10 artículos científicos!

Pero quizá lo más sorprendente sea que las cinco imágenes que vamos a ver representan apenas 24 horas de observaciones con el telescopio.

En solo un día, Euclid retrató más de 11 millones de objetos en luz visible y cinco millones más en luz infrarroja. Un aperitivo de todo el conocimiento que habilitará el nuevo telescopio espacial europeo sobre el cosmos.

El cúmulo de galaxias Abell 2390

Abell 2390 es un enorme conglomerado de galaxias similares a la Vía Láctea. En la imagen de campo completo se ven más de 50.000 galaxias con una masa combinada de 10 billones de veces la del Sol, buena parte de ella en forma de materia oscura.

Los cúmulos de galaxias como Abell 2390 son grandes depósitos de materia oscura, lo que los convierte en laboratorios astrofísicos ideales para estudiar las propiedades de esta materia invisible que, junto con la energía oscura, se cree que constituye la mayor parte del contenido del Universo. Ese es uno de los objetivos principales del telescopio Euclid.

En este recorte de la imagen original se pueden ver de cerca las lentes gravitacionales de Abell 2390, con arcos gigantes curvados que, en algunos casos, son múltiples vistas del mismo objeto distante.

La nebulosa Messier 78

La nebulosa Messier 78 (la región central y más brillante de la imagen) es una “guardería estelar”, una gigantesca nube de polvo de la que nacen estrellas. El telescopio Euclid ha logrado la imagen más amplia y profunda de esta joven región de formación estelar gracias a su cámara infrarroja.

El espectrómetro de infrarrojo cercano (NISP) de Euclid tiene un radio de visión muy grande que ha dejado al descubierto más de 300.000 nuevos objetos, así como filamentos de gas y polvo con un detalle nunca visto.

Es la primera vez que vemos objetos de tamaño subestelar en Messier 78. Normalmente quedan ocultos por las nubes oscuras de gas y polvo que Euclid es capaz de atravesar con sus instrumentos más sensibles.

El grupo de galaxias Dorado

Dorado es uno de los grupos de galaxias más nutridos del hemisferio sur. La cámara de luz visible (VIS) de Euclid ha capturado galaxias en plena fusión formando colas de marea como resultado de sus interacciones.

El grupo Dorado es mucho más joven que otros cúmulos (como Fornax), así que varias de sus galaxias aún están formando estrellas y siguen interactuando entre sí, mientras que otras muestran signos de haberse fusionado hace relativamente poco tiempo.

Este conjunto de datos permite a los científicos estudiar cómo evolucionan y colisionan las galaxias a lo largo del tiempo, lo que mejora nuestros modelos cósmicos y nuestro entendimiento de cómo se forman las galaxias dentro de halos de materia oscura.

La galaxia NGC 6744

NGC 6744 es una de las galaxias espirales más grandes fuera de nuestro entorno local. Es un ejemplo típico del tipo de galaxia que está formando la mayoría de las estrellas en el universo cercano, lo que la convierte en un arquetipo perfecto para los estudios del telescopio Euclid.

El campo de visión de Euclid es capaz de cubrir toda la galaxia, capturando no solo la estructura espiral a gran escala, sino también detalles en escalas pequeñas y en distintas longitudes de onda, como los carriles de polvo que emergen de sus brazos espirales.

Los científicos de Euclid están utilizando este conjunto de datos para desentrañar la física detrás de la estructura de las galaxias espirales, mapear cómo se distribuyen las diferentes poblaciones estelares en las galaxias y dónde y cómo se están formando estrellas actualmente.

El cúmulo de galaxias Abell 2764

El cúmulo de galaxias Abell 2764 (arriba a la derecha) es una región muy densa del espacio que contiene cientos de galaxias orbitando dentro de un halo de materia oscura.

En su foto, Euclid captura una variedad de objetos que incluyen muchas galaxias de fondo, cúmulos de galaxias más distantes, galaxias en interacción que arrojan corrientes de material y una bonita espiral de canto que nos permite ver la delgadez de su disco.

Esta vista completa de Abell 2764 permite a los científicos determinar el radio del cúmulo y estudiar sus bordes con galaxias lejanas.

Imágenes | ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA

En Xataka | El flamante telescopio espacial europeo Euclid está listo para buscar la materia oscura

Vela

Serie de Observatorios

Vela era el nombre de un grupo de satélites desarrollados como el elemento Vela Hotel del Proyecto Vela por los Estados Unidos para detectar detonaciones nucleares y monitorear el cumplimiento del Tratado de Prohibición Parcial de Pruebas de 1963 por parte de la Unión Soviética.

Satélite Vela 5B en órbita.

País de origen: Estados Unidos

Operador: Fuerza Aérea de EE. UU.

Aplicaciones: Reconocimiento

Especificaciones

Régimen: Órbita muy elíptica

Vida de diseño: 15 años

Estado: Retirado

Lanzado: 12

Operacional: 0

Retirado: 12

Lanzamiento inaugural: Vela 1A

Último lanzamiento: Vela 6B

Programa: Proyecto Vela & Integrated Operational Nuclear Detection System (IONDS).

Campo: Satélite de reconocimiento

Lanzamiento: 1963 hasta 1970

Lanzacohetes: Atlas – Agena – Titan IIIC

Fin de la misión: 1984

Duración: 15 años

Misa en el lanzamiento: de 150 a 261 kg

Vela comenzó como un programa de investigación de bajo presupuesto en 1959. Terminó 26 años después como un sistema espacial militar exitoso y rentable, que también proporcionó datos científicos sobre fuentes naturales de radiación espacial. En la década de 1970, la misión de detección nuclear fue asumida por los satélites del Programa de Apoyo a la Defensa (DSP). A fines de la década de 1980, se amplió con los satélites del Sistema de posicionamiento global (GPS) Navstar. El programa ahora se llama Sistema Operativo Integrado de Detección NuDet (Detonación Nuclear) ( IONDS).

Despliegue

Se construyeron doce satélites, seis del diseño del Vela Hotel y seis del diseño Advanced Vela. La serie Vela Hotel fue para detectar pruebas nucleares en el espacio, mientras que la serie Advanced Vela fue para detectar no solo explosiones nucleares en el espacio sino también en la atmósfera.

Todas las naves espaciales fueron fabricadas por TRW y lanzadas en pares, ya sea en un propulsor Atlas – Agena o Titan III -C. Fueron colocados en órbitas de 118.000 km (73.000 millas),^[1] muy por encima de los cinturones de radiación de Van Allen. Su apogeo fue aproximadamente un tercio de la distancia a la Luna. El primer par de Vela Hotel se lanzó el 17 de octubre de 1963,^[2] una semana después de que entrara en vigencia el Tratado de Prohibición Parcial de Pruebas, y el último en 1965. Tenían una vida útil de seis meses, pero solo se cerraron después de cinco años. Los pares Advanced Vela se lanzaron en 1967, 1969 y 1970. Tenían una vida útil nominal de diseño de 18 meses, que luego se cambió a siete años. Sin embargo, el último satélite que se apagó fue el Vehículo 9 en 1984, que se había lanzado en 1969 y había durado casi 15 años.

La serie Vela comenzó con el lanzamiento de Vela 1/2 el 17 de octubre de 1963, un vuelo que también marcó el viaje inaugural del vehículo Atlas-Agena SLV-3. El segundo par de satélites se lanzó el 17 de julio de 1964 y el tercero el 20 de julio de 1965. El último lanzamiento falló levemente cuando un motor vernier Atlas se apagó en el despegue, mientras que el otro nonio operaba a niveles de empuje por encima de lo normal. Esto resultó en una inclinación ligeramente más baja de lo normal para los satélites, sin embargo, la misión se llevó a cabo con éxito. El problema se debió a un mal funcionamiento de la válvula de asiento a vernier LOX.

Los satélites Vela posteriores se cambiaron al propulsor Titan IIIC debido a su mayor peso y complejidad. Se lanzaron tres conjuntos más el 28 de abril de 1967, el 23 de mayo de 1969 y el 8 de abril de 1970. El último par de satélites Vela operó hasta 1985, cuando finalmente se cerraron, la Fuerza Aérea afirmó que eran los más antiguos del mundo en funcionamiento. Permanecieron en órbita hasta su descomposición a fines de 1992.

Instrumentos

El satélite Vela-5A / B en su sala blanca. Los dos satélites, A y B, se separaron después del lanzamiento.

Los satélites Vela originales estaban equipados con 12 detectores de rayos X externos y 18 detectores internos de neutrones y rayos gamma. Estaban equipados con paneles solares que generaban 90 vatios.

Los satélites Advanced Vela estaban equipados adicionalmente con dos sensores de fotodiodo de silicio sin imágenes llamados bhangmetros que monitoreaban los niveles de luz en intervalos de menos de milisegundos. Podrían determinar la ubicación de una explosión nuclear dentro de aproximadamente 3,000 millas. Las explosiones nucleares atmosféricas producen una firma única, a menudo llamada “curva de doble joroba”: un destello corto e intenso que dura alrededor de 1 milisegundo, seguido de una segunda emisión de luz mucho más prolongada y menos intensa que toma una fracción de segundo a varios segundos. El efecto se produce porque la superficie de la primera bola de fuego es rápidamente superada por la onda de choque atmosférica en expansión compuesta de gas ionizado. Aunque emite una cantidad considerable de luz en sí mismo, es opaco y evita que la bola de fuego mucho más brillante brille a través. A medida que la onda de choque se expande, se enfría y se vuelve más transparente, lo que permite que la bola de fuego mucho más caliente y brillante vuelva a ser visible.

No solo fenómeno natural se conoce la producción de esta firma, aunque se especuló con que el Velas podría grabar excepcionalmente raros eventos dobles naturales, tales como un meteoro huelga en la nave espacial que produce un destello brillante o desencadenante en un rayo Superbolt en la atmósfera de la Tierra, como pudo haber ocurrido en el incidente de Vela.^{[3] [4] [5]}

También estaban equipados con sensores que podían detectar el pulso electromagnético de una explosión atmosférica.

Se requería energía adicional para estos instrumentos, y estos satélites más grandes consumían 120 vatios generados a partir de paneles solares. Por casualidad, los satélites Vela fueron los primeros dispositivos en detectar explosiones de rayos gamma cósmicos.

Observaciones controvertidas

Alguna controversia todavía rodea al programa Vela ya que el 22 de septiembre de 1979 el satélite Vela 5B (también conocido como Vela 10 y OPS 6911^[6]) detectó el característico destello doble de una explosión nuclear atmosférica cerca de las Islas Príncipe Eduardo. Aún explicado de manera insatisfactoria, este evento se conoce como el Incidente de Vela. El presidente Jimmy Carter inicialmente consideró que el evento era evidencia de una prueba nuclear conjunta de Israel y Sudáfrica, aunque el informe ahora desclasificado de un panel científico que posteriormente nombró mientras buscaba la reelección concluyó que probablemente no fue el evento de una explosión nuclear.^{[cita requerida]} Una explicación alternativa implica un evento magnetosférico que afecta a los instrumentos.

Un incidente anterior ocurrió cuando una intensa tormenta solar el 4 de agosto de 1972 activó el sistema en modo evento como si hubiera ocurrido una explosión, pero esto fue rápidamente resuelto por el personal que monitoreaba los datos en tiempo real. ^[7]

En 2018, un nuevo estudio confirmó que es muy probable que se tratara de una prueba nuclear, realizada por Israel. ^{[8] [9]}

Vela 5A y 5B

El detector de rayos X de centelleo (XC) a bordo del Vela 5A y su Vela 5B gemelo constaba de dos cristales de NaI (Tl) de 1 mm de espesor montados en tubos fotomultiplicadores y cubiertos por una ventana de berilio de 0,13 mm de espesor. Los umbrales electrónicos proporcionaron dos canales de energía, 3–12 keV y 6–12 keV.^[10] Además del anuncio de rayos X de Nova indicado arriba, el detector XC a bordo del Vela 5A y 5B también descubrió y anunció la primera explosión de rayos X jamás reportada.^[11] El anuncio de este descubrimiento precedió al anuncio inicial del descubrimiento de explosiones de rayos gamma en 2 años. Delante de cada cristal había un colimador de listones que proporcionaba un ancho completo a la mitad de la apertura máxima (FWHM) de ~ 6,1 × 6,1 grados. El área efectiva del detector fue de ~ 26 cm ². Los detectores escanearon un gran círculo cada 60 segundos y cubrieron todo el cielo cada 56 horas.^{[12] La} sensibilidad a las fuentes celestes estaba severamente limitada por el alto fondo intrínseco del detector, equivalente a aproximadamente el 80% de la señal de la Nebulosa del Cangrejo, una de las fuentes más brillantes del cielo en estas longitudes de onda.^[12]

El detector de rayos X satelital Vela 5B siguió funcionando durante más de diez años.

Vela 6A y 6B

Al igual que los satélites Vela 5 anteriores, los satélites de detección de pruebas nucleares Vela 6 formaban parte de un programa dirigido conjuntamente por los Proyectos de Investigación Avanzada del Departamento de Defensa de EE. UU. Y la Comisión de Energía Atómica de EE. UU., Administrado por la Fuerza Aérea de EE. UU. Las naves espaciales gemelas, Vela 6A y 6B, se lanzaron el 8 de abril de 1970. Se utilizaron datos de los satélites Vela 6 para buscar correlaciones entre estallidos de rayos gamma y eventos de rayos X. Se encontraron al menos dos buenos candidatos, GB720514 y GB740723. Los detectores de rayos X fallaron en Vela 6B el 27 de enero de 1972 y en Vela 6A el 12 de marzo de 1972.

Papel de Vela en el descubrimiento de estallidos de rayos gamma

El 2 de julio de 1967, a las 14:19 UTC, los satélites Vela 4 y Vela 3 detectaron un destello de radiación gamma diferente a cualquier firma de armas nucleares conocida.^[13] Sin saber qué había sucedido pero sin considerar el asunto particularmente urgente, el equipo del Laboratorio Científico de Los Alamos, dirigido por Ray Klebesadel, archivó los datos para su investigación. A medida que se lanzaron satélites Vela adicionales con mejores instrumentos, el equipo de Los Alamos continuó encontrando explosiones inexplicables de rayos gamma en sus datos. Al analizar los diferentes tiempos de llegada de las ráfagas detectadas por diferentes satélites, el equipo pudo determinar estimaciones aproximadas para las posiciones del cielo de dieciséis ráfagas^[14] y descartar definitivamente un origen terrestre o solar. Contrariamente a la creencia popular, los datos nunca se clasificaron.^[15] Después de un análisis exhaustivo, los hallazgos se publicaron en 1973 como un artículo de Astrophysical Journal titulado “Observaciones de estallidos de rayos gamma de origen cósmico”.^[14] Esto alertó a la comunidad astronómica sobre la existencia de explosiones de rayos gamma (GRB), ahora reconocidos como los eventos más violentos del universo.

Lanzamientos

Avance del proyecto

El proyecto Vela, luego el programa del Sistema Integrado de Detección Nuclear Operativa (IONDS) lanzado por los Estados Unidos para monitorear la aplicación del Tratado de Prohibición Parcial de Ensayos Nucleares firmado en 1963, tiene tres componentes: Vela Uniform debe monitorear las señales sísmicas emitidas por un prueba nuclear subterránea, Vela Sierra detecta pruebas atmosféricas desde el suelo, mientras que Vela Hotel debe detectar las mismas pruebas desde el espacio. El Proyecto Vela es desarrollado por DARPA y supervisado por la Fuerza Aérea de los Estados Unidos . El nombre Vela se elige en referencia a la constelación de las Velas. Doce satélites, en dos subseries, son construidos por la empresa TRW. Los instrumentos están siendo desarrollados por el Laboratorio Nacional de Los Alamos, que ha adquirido experiencia en el desarrollo de detectores de rayos cósmicos y rayos gamma mediante el desarrollo de cargas útiles para cohetes de sondeo.

Despliegue

Los satélites son lanzados por parejas por lanzadores Atlas / Agena en 1963 (Vela 1), 1964 (Vela 2) y 1967 (Vela 3). Versiones posteriores más pesadas por cohetes Titan IIIC en 1967 (Vela 4), 1969 (Vela 5) y 1970 (Vela 6). Se colocan en una órbita circular alta (altitud 137.000  km) con una inclinación orbital de 36 °. Cada par circula en la misma órbita pero ocupa una posición opuesta (a 180 °) para garantizar en conjunto una vigilancia completa de la superficie del globo.

Los satélites Vela han cumplido por completo sus objetivos y también han aportado información científica que ha tenido un impacto significativo en el campo de la astronomía (viento solar, estallido de rayos gamma). Todos los satélites funcionaron al menos 10 veces más que la duración para la que fueron diseñados (6 meses). Los satélites de la versión mejorada (Vela 5 y 6) funcionaron hasta que fueron puestos voluntariamente fuera de servicio el 27 de septiembre de 1984 casi 15 años después de su lanzamiento.

Características técnicas

El satélite Vela tiene la forma de un poliedro regular de 26 lados cuyo cuerpo está cubierto de células solares que generan 120 vatios. Se estabiliza por rotación a razón de 2 revoluciones por segundo (primeras versiones) y luego 1 revolución por segundo para las versiones Vela 5 y 6. Su masa está entre 150  kg (Vela 1) y 261  kg (Vela 6). El par de satélites incluye un motor de apogeo responsable de colocar el satélite en su órbita final.

Instrumentos

Estructura interna de un satélite Vela.

Primer plano de 2 satélites Vela poco antes de su lanzamiento.

Satélites 1A a 4B

Detector de rayos x

Instrumento presente en satélites de Vela 1A

Detector de rayos gamma

Instrumento presente en satélites de Vela 1A

Detector de neutrones

Instrumento presente en satélites de Vela 1A

El detector de neutrones identifica tanto los neutrones generados por una explosión nuclear como los de origen espacial (subproductos de los rayos cósmicos, otros). Con este instrumento se midieron electrones con una energía entre 1 y 100  MeV.

Experimento de viento solar

Instrumento presente en satélites de Vela 4A

El instrumento está compuesto por 4 contadores Geiger y un analizador electrostático que permite el estudio del viento solar y los electrones de baja energía del espacio interplanetario y la cola de la magnetosfera. Se utilizaron contadores Geiger para medir el flujo y la distribución angular de electrones con energía superior a 45  keV.

Espectrómetro de electrones de protones ⇒ Analizador electrostático y tubos Geiger

Instrumento presente en los satélites Vela 2A a 3B

Medida de la distribución angular y del espectro energético de partículas en la magnetosfera y el viento solar. Un contador Geiger cuenta electrones con energía superior a 45  keV. Un analizador electrostático mide la energía de iones y electrones según una cuadrícula de 16 valores entre 0,3 y 20  keV y evalúa aproximadamente su distribución angular con respecto al Sol.

Detector de radiación de fondo

Instrumento presente en los satélites Vela 2A y 2B

Contador de rayos X de centelleador

Instrumento presente en satélites de Vela 3A

Este instrumento se utiliza para medir el flujo de rayos X emitidos por el sol. También se utiliza para medir el flujo integrado de protones entre 3 y 100  MeV.

Detector de circuito estático

Instrumento presente en satélites de Vela 2A

Este instrumento mide la intensidad, distribución, variaciones de tiempo y espectro de energía de los electrones presentes en la región de transición y en la cola de la magnetosfera. Las partículas medidas son electrones cuya energía está entre 45 y 430  keV y protones entre 180 y 570  keV. En la versión a bordo del Vela 3A, la medición toma electrones cuya energía está entre 30 y 475  keV y protones entre 180 y 570  keV. En la versión a bordo del Vela 4A, la medida transporta los electrones cuya energía está entre 30 y 700  keV.

Tubos Geiger

Instrumento presente en los satélites Vela 2A a 3B

Este detector se utiliza para analizar casos en los que el detector de circuito estático identifica electrones y protones de la misma energía.

Magnetómetro

Instrumento presente en los satélites Vela 2A a 3B

El magnetómetro mide el campo magnético en un solo eje perpendicular al eje de rotación del satélite. La sensibilidad del detector cubre el rango 0-63 gamma.

Detector de rayos X y gamma con centelleadores

Instrumento presente en satélites de Vela 4A

Detector ultravioleta extremo

Instrumento presente en satélites Vela de 3A

Telescopio de partículas energéticas de circuito sólido

Instrumento presente en satélites de Vela 4A

El instrumento incluye 4 detectores de partículas tipo semiconductor, un tubo fotomultiplicador y un centelleador anti-coincidencia con un campo óptico de 30 °. Se utiliza para medir la intensidad y dirección de protones con energía entre 0,5 y 100  MeV y núcleos alfa con energía entre 12 y 400  MeV.

Satélites 5A a 6B

Uno de los instrumentos del satélite Vela 5B.

Detector ultravioleta extremo

Dos detectores miden la radiación ultravioleta extrema emitida por el Sol respectivamente en las longitudes de onda de 30 a 150 A y 120 a 900 A. El instrumento reproduce el espectro aproximado del flujo.

Detector de rayos X solar

Telescopio de partículas solares

El instrumento se utiliza para medir la intensidad y dirección de los protones solares con energía entre 0,3 y 50  MeV y núcleos alfa solares con energía entre 2 y 100  MeV . Permite identificar y medir los flujos de núcleos de deuterio, tritiul y helio-3. El instrumento incluye 3 telescopios orientados a 45 °, 90 ° y 135 ° con respecto al eje de rotación del satélite. Cada telescopio incluye un tubo colimador con un campo óptico de 30 ° y un detector de partículas de tipo circuito sólido.

Detector de electrones

Viento solar

Rayos cósmicos

Detector de neutrones

Astronomía de rayos gamma

Historial de lanzamiento

Lanzamiento de Vela 3A y 3B por un cohete Atlas Agena -D el 20 de julio de 1965.

Resultados científicos

La primera señal de una explosión de rayos gamma registrada el 2 de julio de 1967 por un instrumento a bordo de un satélite Vela 4.

El descubrimiento de estallidos de rayos gamma

Las explosiones de rayos gamma son los fenómenos astronómicos más violentos de nuestro Universo. Se caracterizan por una emisión de rayos gamma que suele durar desde unos pocos milisegundos hasta unos minutos. La radiación gamma solo es observable directamente desde el espacio, por lo que la observación de estallidos de rayos gamma está condicionada por el desarrollo de detectores gamma a bordo de satélites artificiales. Los satélites Vela equipados con ellos para detectar pruebas nucleares son los primeros en descubrir estallidos de rayos gamma accidentalmente enjulio 1967. La primera versión de los satélites, Vela 1, tiene instrumentación de baja sensibilidad. Además, los detectores de cada satélite pueden reaccionar ante partículas cargadas de fuentes ya conocidas (rayos cósmicos emitidos por el Sol, radiación emitida por una supernova, etc.). Pero enjulio 1967, una señal que dura unos segundos con un pico doble atípico es percibida simultáneamente por los detectores de dos satélites Vela 4. Los ingenieros del Laboratorio Nacional de Los Alamos liderados por Ray Klebesadel, quienes analizan los datos proporcionados por los satélites Vela, están buscando una explicación, pero no hay ninguna tormenta solar o supernova en esta fecha. El equipo del laboratorio es consciente de que se trata de un fenómeno asombroso, pero en la medida en que los detectores no proporcionan la ubicación de la fuente o la distancia a la misma, posponen un análisis más profundo para la provisión de detectores más sensibles a bordo de las generaciones posteriores de satélites Vela. Estos fueron lanzados entre 1969 (Vela 5) y 1970 (Vela 6). Al analizar el momento preciso de detección de los estallidos de rayos gamma por los distintos satélites, los ingenieros logran por triangulación localizar el origen de dieciséis de estos fenómenos en el cielo, lo que les permite eliminar las fuentes de radiación conocidas en ese momento. (Supernova, Tierra, Luna, Sol). Los datos, que estaban cubiertos por el secreto militar debido a la naturaleza del programa Vela, fueron desclasificados en 1973 y el descubrimiento de las misteriosas señales se hizo público en un artículo escrito por el equipo de Los Alamos y publicado en el Astrophysical Journal. El nuevo fenómeno se llama “explosión de rayos gamma” o GRB (“Gamma Ray Burst”).

Los datos recogidos por los satélites Vela 5A, B, 6A y 6B permitieron identificar 73 estallidos de rayos gamma entre Julio de 1969 y Abril de 1979. Los satélites Vela 6A y B también se utilizaron para buscar correlaciones entre las explosiones de rayos gamma y las emisiones de rayos X. En dos casos (GB720514 y GB740723), se detectaron datos que parecían indicar un vínculo.

Detección de prueba nuclear

El incidente de Vela

La 22 de septiembre de 1979, un instrumento (el bhangmeter) de uno de los satélites Vela detecta un doble destello de luz (un destello corto seguido de un destello largo) considerado característico de una explosión nuclear. En el pasado, esta firma de luz detectada por un satélite Vela podría haberse asociado cada vez (en 41 casos) con una explosión nuclear real. La señal luminosa del 22 de septiembre ocurre en un área de 5.000  km de diámetro que incluye el extremo sur de África, el Océano Índico y el Atlántico Sur, así como una pequeña parte de la Antártida.

Varios hechos recientes sugieren que Sudáfrica, Israel o los dos países juntos, pueden haber querido realizar una prueba nuclear a pesar de la presión ejercida por las dos superpotencias de la época. Sin embargo, existen algunas inconsistencias entre los datos proporcionados por los dos bhangmetros redundantes instalados a bordo del satélite Vela. Dados los riesgos políticos, el gobierno de los Estados Unidos está lanzando una investigación exhaustiva para determinar si realmente se realizó una prueba y quién la realizó. Participaron numerosos organismos públicos, laboratorios y empresas externas. Se analizan los datos proporcionados por los satélites Defense Support Program (DSP), Satellite Data System (SDS) y Defense Meteorological Satellite Program (DMSP), todos los portadores de detectores capaces de identificar una explosión nuclear, así como las señales de las cadenas de boyas Sistema de vigilancia acústica de sonido (SOSUS) y Sistema de localización de impacto de misiles (MILS) responsables de monitorear los submarinos de misiles soviéticos y localizar el área de precipitación de ojivas nucleares. Las muestras de la atmósfera y la vegetación en varios países de la región son realizadas por agentes estadounidenses para buscar rastros de lluvia radiactiva. Aunque algunos laboratorios concluyen que efectivamente hubo una explosión nuclear (por ejemplo, el Laboratorio de Investigaciones Navales de la Armada de los Estados Unidos), la conclusión es que las señales detectadas probablemente fueron producto de la colisión de un micrometeorito con un satélite.

OSO

Observatorio Solar en Órbita

El Programa del Observatorio Solar en Órbita (abreviado OSO) era el nombre de una serie de telescopios espaciales estadounidenses destinados principalmente a estudiar el Sol, aunque también incluían importantes experimentos no solares. Ocho fueron lanzados con éxito a la órbita terrestre baja por la NASA entre 1962 y 1975 utilizando cohetes Delta . Su misión principal era observar un ciclo de manchas solares de 11 años en espectros de rayos X y UV. Los siete iniciales (OSO 1–7) fueron construidos por Ball Aerospace, entonces conocida como Ball Brothers Research Corporation (BBRC), en Boulder, Colorado.^[1] OSO 8 fue construido por Hughes Space and Communications Company, en Culver City, California.

OSO 4

Diagrama del observatorio solar en órbita

Un cohete Delta lanzando OSO 8 el 21 de junio de 1975, en Cabo Cañaveral, Florida

Historia

El diseño básico de toda la serie presentaba una sección giratoria, la “Rueda”, para proporcionar estabilidad giroscópica. Una segunda sección, la “Vela”, fue impulsada eléctricamente contra la rotación de la Rueda y estabilizada para apuntar al Sol. El Sail llevaba instrumentos solares puntiagudos y también el conjunto de células solares fotovoltaicas que alimentaban la nave espacial. El cojinete crítico entre la rueda y la vela fue una característica importante del diseño, ya que tenía que funcionar sin problemas durante meses en el duro vacío del espacio sin la lubricación normal. También transportaba la energía de la Vela y los datos de los instrumentos solares puntiagudos a la Rueda, donde se ubicaban la mayoría de las funciones de la nave espacial. Los instrumentos científicos adicionales también podrían ubicarse en la Rueda,

OSO B sufrió un incidente durante las actividades de integración y verificación el 14 de abril de 1964. El satélite estaba dentro de la instalación de prueba de giro en Cabo Cañaveral conectado a la tercera etapa de su impulsor Delta C cuando un técnico encendió accidentalmente el impulsor a través de electricidad estática. El motor de la tercera etapa se activó, se lanzó a sí mismo y al satélite hacia el techo y rebotó en un rincón de la instalación hasta que se quemó. Tres técnicos murieron calcinados. El satélite, aunque dañado, pudo repararse utilizando una combinación de piezas prototipo, repuestos de vuelo y componentes nuevos. Fue lanzado diez meses después, el 3 de febrero de 1965, y fue designado OSO 2 en órbita.^[2]

OSO C nunca llegó a la órbita. El despegue tuvo lugar el 25 de agosto de 1965 y todo salió bien durante la quema de la segunda etapa. Durante la fase de inercia previa a la separación de la tercera etapa, su motor cohete se encendió prematuramente. Esto se registró en las lecturas en tierra como una perturbación de actitud seguida de la pérdida de la telemetría de la segunda etapa, y aunque la tercera etapa logró separarse, sufrió una caída del 18% en el empuje. La nave espacial OSO no pudo alcanzar la velocidad orbital y, en cambio, volvió a caer a la atmósfera y se quemó. Se sospechó que la falla fue causada por una modificación en el mecanismo de encendido en la tercera etapa después de algunas dificultades técnicas menores experimentadas en el lanzamiento anterior de Delta C (TIROS 10 el 2 de julio).^[3]

El programa del Observatorio Solar en Órbita Avanzada (AOSO) se desarrolló a mediados de la década de 1960 como una versión más avanzada de la serie OSO. Concebida como un sistema de satélites en órbita polar, esta nave espacial monitorearía continuamente el Sol y el entorno circundante con detectores e imágenes electrónicas que van desde rayos X hasta luz visual. Debido a restricciones presupuestarias, el programa AOSO se canceló en 1965. En cambio, fue reemplazado por los satélites OSO-I, OSO-J y OSO-K. Solo se lanzó OSO-I, que se convirtió en OSO 8.^[20]

Se desarrolló y lanzó otro satélite que utiliza la plataforma Orbiting Solar Observatory: el satélite Solwind. Fue lanzado el 24 de febrero de 1979. Fue operado por el Programa de prueba espacial del Departamento de Defensa. Fue destruido el 13 de septiembre de 1985 en una prueba de misiles ASAT.

OSO 1

Descripción general de la misión

El primero de una serie de 8 observatorios solares en órbita lanzados con éxito (OSO 1) se lanzó el 7 de marzo de 1962. La nave espacial de 200 kg tenía una sección de rueda giratoria de 9 lados de 1,2 m de diámetro unida a una sección de vela en forma de abanico. Se puso en una órbita aproximadamente circular a ~ 575 km de altitud, 32,8 grados de inclinación. Los principales objetivos de su misión eran medir la radiación electromagnética solar en las regiones de rayos ultravioleta, rayos X y rayos gamma. En segundo lugar, fue para investigar las partículas de polvo en el espacio. La transmisión de datos finalizó el 6 de agosto de 1963. El satélite volvió a entrar en la atmósfera terrestre el 8 de octubre de 1981.

Instrumentación

Hubo una serie de experimentos de rayos X y rayos gamma a bordo de OSO 1 para realizar observaciones solares. Sin embargo, un instrumento, el Experimento de rayos gamma de la Universidad de Minnesota, fue diseñado para proporcionar mediciones preliminares de la intensidad y las propiedades direccionales de los rayos gamma de baja energía en el espacio. El detector operó en el rango de 50 keV – 3 MeV. Para el rango de 50-150 keV, un cristal de centelleo de NaI(Tl) monitoreaba la radiación a través de un escudo de plomo. El detector que opera en las regiones de energía de 0,3-1,0 MeV y 1,0-3,0 MeV utilizó dos centelleadores conectados como un telescopio de coincidencia Compton.

Ciencias

El experimento de rayos gamma de la Universidad de Minnesota en OSO 1 produjo una medida del flujo de rayos gamma extraterrestres entre 0,5 y 3,0 MeV y una indicación de su origen en la esfera celeste. Igualmente importante, este experimento comenzó a definir los problemas de fondo encontrados en la astronomía de rayos gamma.

Saber más:

 https://web-archive-org.translate.goog/web/20010421004237/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/missions/images/oso_images.html?_x_tr_sl=en&_x_tr_tl=es&_x_tr_hl=es&_x_tr_pto=sc