Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 1983

Vehículo de lanzamiento: Mu

Sitio de lanzamiento: Base espacial de Kagoshima

Reingreso: 17 de diciembre de 1988

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 216 kg

NSSDC ID: 1983-011A

ASTRO-B, bautizado como Tenma (en japonés Pegaso) tras alcanzar órbita, fue un observatorio espacial japonés de rayos X. Fue lanzado el 20 de febrero de 1983 mediante un cohete Mu desde el Centro Espacial de Uchinoura y reentró en la atmósfera el 17 de febrero de 1988.

Tenma se dedicó al estudio en rayos X de diferentes partes del cielo, tanto espectroscopicamente como obteniendo imágenes directas de diferentes astros y analizando las variaciones en la emisión de rayos X de dichos cuerpos. El Tenma era el segundo satélite astronómico de rayos X de Japón y rango de potencia que podrían ser observadas que oscila entre 0,1 keV y 60 keV. Su objetivo era obtener espectros de fuentes de rayos X con buena resolución, el estudio de las variaciones temporales de las fuentes de rayos X, la búsqueda a través de las nubes estallidos de rayos X y la observación de las fuentes de rayos X blandos con un telescopio reflector.^[4]

El satélite se estabilizaba mediante giro, pudiendo girar a 0,546, 0,137 ó 0,068 revoluciones por minuto. Disponía de un telescopio reflector de rayos X, un contador proporcional de centelleo, un monitor de rayos X para fuentes transitorias, un detector de rayos gamma y un sensor estelar.

El Tenma llevaba cuatro instrumentos: ^{[3] [1]}

• emisión de gases de contadores proporcionales
• Telescopio transformada de Hadamard
• Monitor de rayos X para todo el cielo
• telescopio reflector de rayos X

El satélite podría rotar a velocidades de 0.546, 0.137 y 0.068 rpm con la ayuda de un volante de inercia. El eje de rotación podría ser ajustado por par magnético.

El Tenma descubrió el hierro línea de emisión en el disco galáctico, así como otros organismos como las galaxias de núcleo activo. También descubrió una línea de absorción 4 keV en el X1636-536 espectro explosión.^[1]

Referencias

• Wade, Mark (2008). «Astro» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
• NASA (26 de junio de 2009). «Tenma» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.

El IRAS (Infrared Astronomical Satellite) fue un observatorio espacial que realizó un escaneo completo del cielo a longitudes de onda infrarrojas.

Fue lanzado el 25 de enero de 1983, como proyecto conjunto entre los Estados Unidos (NASA), los Países Bajos (NIVR) y el Reino Unido (SERC). La misión duró un total de diez meses hasta que fue quemado en la atmósfera el 21 de noviembre de 1983.

IRAS mapeó el 96% del cielo cuatro veces, a longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micrómetros, con resoluciones de entre 0,5 y 2 minutos de arco. Encontró unas 500.000 fuentes de infrarrojos, muchas de las cuales siguen pendientes de identificación. Se cree que unas 75.000 de estas fuentes son galaxias en formación, mientras que muchas otras pueden ser estrellas con un disco de polvo a su alrededor, probablemente en las primeras etapas de formar un sistema planetario. Descubrió también un disco de polvo alrededor de Vega y obtuvo las primeras imágenes del núcleo de la Vía Láctea.

La duración de la misión IRAS, como la de la mayoría de los satélites de infrarrojos, estaba limitada por su sistema de enfriamiento, ya que para trabajar correctamente a estas longitudes de onda, el satélite debe estar refrigerado a temperaturas especialmente bajas. En el caso del IRAS, 720 litros de helio líquido mantenían al satélite a una temperatura de 1,6 K (aproximadamente -272 °C). El fluido mantenía el satélite frío mientras se evaporaba, una vez se evaporó completamente, la temperatura del satélite aumentó, haciendo inviables futuras observaciones.

Actualmente, el Telescopio Espacial Spitzer es el mejor telescopio infrarrojo, permitiendo a los astrónomos continuar con los descubrimientos realizados por el IRAS.

Además, el IRAS descubrió también tres asteroides incluyendo el (3200) Phaethon, así como el cometa periódico 126P/IRAS

La astronomía infrarroja es la detección y el estudio de la radiación infrarroja (energía térmica) emitida por todos los objetos del universo. Todo cuerpo que tiene una temperatura por encima del cero absoluto irradia ondas en la banda infrarroja.

La astronomía infrarroja es un excelente método para el estudio del universo, en una gama de longitudes de onda de 1 a 300 micrómetros (un micrómetro o micrón es la millonésima parte de un metro). El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrones y 0,01% de las ondas de 0,75 micrones; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrones, excepto que la fuente de luz sea extremadamente brillante.

Resultado de todo ello, fueron localizados más de medio millón de fuentes de irradiación infrarroja, y entre todas ellas sin duda, destaca la que saltó a numerosos medios de comunicación de todo el mundo el 30 de diciembre de1.983.

Urano

Neptuno

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 14 de febrero de 1980

Vehículo de lanzamiento: Delta

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral

Reingreso: 2 de diciembre de 1989

Aplicación: Observación solar

Masa: 2315 kg

NSSDC ID, 1980-014A

Astronauta reparando el SMM durante la misión STS-41-C en 1984.

Solar Maximum Mission (también conocido por su acrónimo SMM o SolarMax) fue el nombre de un observatorio espacial de la NASA destinado a estudiar el Sol. Fue lanzado el 14 de febrero de 1980 por un cohete Delta, durante un periodo de actividad solar máxima dentro del ciclo solar, de ahí su nombre. Observó más de 12.000 erupciones solares y 1.200 eyecciones coronales durante sus 10 años de vida.

El SMM fue el primer satélite basado en el bus de la nave espacial Multimission modular fabricado por Fairchild Industries, una plataforma que más tarde se utilizó para Landsat 4 y 5 ^[1], así como la atmósfera superior satélite de investigación.

SMM fue el primer satélite en ser recuperado, reparado y soltado de nuevo en órbita, teniendo lugar en la misión STS-41-C, durante la cual la tripulación del transbordador espacial Challenger reparó el sistema de control de actitud del satélite, que estaba averiado, y sustituyó parte de la electrónica del coronógrafo/polarímetro del observatorio.

El observatorio estuvo tomando datos hasta el 24 de noviembre de 1989 y reentró en la atmósfera el 2 de diciembre de ese mismo año.

Instrumentos

• Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM): medía la radiación solar total.
• Gamma Ray Spectrometer (GRS): dedicado al estudio de la composición solar y de las emisiones interestelares de rayos gamma.
• Hard X-ray Burst Spectrometer (HXRBS): dedicado a estudiar los rayos X duros de las erupciones solares mediante 15 canales, en un intervalo entre 20 y 260 keV.
• Soft X-ray Polychromator (XRP): monitor de rayos X suaves.
• Hard X-ray Imaging Spectrometer (HXIS)
• Espectrómetro ultravioleta y polarímetro (UVSP)
• Coronógrafo/Polarímetro: dedicado al estudio de la corona solar a distancias de entre 2 y 5 radios solares con una resolución de 6,4 segundos de arco.

Especificaciones

• Longitud: 4 m
• Masa: 2315 kg
• Energía: paneles solares proporcionando entre 1500 y 3000 vatios de potencia

Parámetros orbitales

• Perigeo: 508 km
• Apogeo: 512 km
• Inclinación orbital: 28,5 grados

En noviembre de 1980, el segundo de cuatro fusibles en el sistema de control de actitud del SMM falló, provocando que fallen sus magnetorquers con el fin de mantener la actividad. En este modo, sólo tres de los siete instrumentos a bordo eran utilizables, como los otros requieren el satélite que señalar con precisión en el Sol El uso de magnetorquers del satélite impidió que el satélite que se utilice en una posición estable e hizo que “oscilación” alrededor de su actitud nominalmente dos puntas.^[2]

La primera órbita, el satélite no tripulado para ser reparado en el espacio, SMM fue notable, ya que su vida útil en comparación con similares nave espacial se incrementó significativamente por la intervención directa de una misión espacial tripulada. Durante la misión STS-41-C en 1984, el transbordador espacial Challenger encontró con el SMM, los astronautas James van Hoften y George Nelson intentaron usar la unidad de maniobra tripulada para capturar el satélite y para ponerla en la bodega de carga del transbordador para reparaciones y mantenimiento. El plan era utilizar una unidad de maniobra de astronautas a una prueba piloto que lidiar el satélite con el Accesorio de dispositivo Trunion Pin (TPAD) montado entre los controladores de mano de la unidad de maniobra, nulos sus velocidades de rotación, y permitir el traslado de ponerla en la carga útil del transbordador bahía para la estiba. Tres intentos para tratar de resolver el satélite mediante el TPAD fracasaron. Las mandíbulas TPAD no podían engancharse máximo solar debido a una obstrucción ojal en el satélite no incluido en los planos para el satélite.

Esto dio lugar a un plan improvisado, que casi terminó con la misión del satélite. La improvisación tenía el astronauta usar sus manos para agarrar un panel solar y anular la rotación por un empujón de los propulsores de la unidad de maniobra. En lugar de ello, este intento indujo tasas más altas y en varios ejes; El satélite fue cayendo fuera de control y perder rápidamente la vida de la batería. Los ingenieros del Centro de Control de Operaciones de SMM se cierren todos los subsistemas de satélites no esenciales y con un poco de suerte fueron capaces de recuperar los minutos de satélite antes de la falla total. Los ingenieros de soporte de suelo, entonces se estabilizaron el satélite y anulados sus velocidades de rotación para la captura con el brazo robótico de traslado. Esto resultó ser un plan mucho mejor. El satélite había sido equipado con uno de los “accesorios” de agarre del brazo para que el brazo robótico fué capaz de capturar y maniobrar en la bodega de carga del transbordador para las reparaciones. Durante la misión, toda módulo de sistema de control de actitud del SMM y el módulo de la electrónica para el instrumento coronógrafo / polarímetro fueron reemplazados, y una cubierta de gas, se instalan sobre el policromador de rayos X.^[3] Su trabajo exitoso añaden cinco años más a la vida útil del satélite. La misión se representó en el 1985 IMAX de la película El sueño está vivo.

De manera significativa, paquete de instrumentos ACRIM del SMM demostró que, contrariamente a lo esperado, el Sol es en realidad más brillante durante la mancha solar de ciclo máximo (cuando aparece el mayor número de manchas solares ” oscuros). Esto se debe a que las manchas solares están rodeadas de características brillantes llamadas fáculas, que más de cancelar el efecto de oscurecimiento de la mancha solar.

Los principales hallazgos científicos de la SMM se presentan en varios artículos de revisión en una monografía.^[4]

El SMM descubrió diez cometas sungrazers entre 1987 y 1989.^[5]

El Observatorio de Gran Altitud (HAO) proporcionó un coronógrafo / polarímetro de luz blanca (C / P) para estudiar la relación de la corona para el proceso de bengala. Este instrumento obtiene las imágenes coronales de marzo a septiembre de 1980, antes de sufrir un fallo de la electrónica que vuelve inoperante. Unas semanas más tarde, un fallo en la alimentación en el Sistema de Control de Posición (ACS) de la nave espacial SMM; en consecuencia, que apunta estable de la nave espacial ya no era posible, y toda la nave espacial fue puesto en un modo inactivo ( “standby”). La nave espacial SMM permaneció en este estado durante más de 3 años. El transbordador espacial Challenger (STS-41C) fue lanzado el 6 de abril de 1984 al intentar una reparación en órbita de SMM. Esa misión fue un éxito en la sustitución de tanto el sistema de control de la nave espacial de la actitud y la Caja Electrónica Principal del coronógrafo.

La fricción atmosférica causó la altitud de la órbita de la nave espacial SMM a declinar lentamente. En consecuencia, el satélite SMM perdió el control de actitud, el 17 de noviembre de 1989, cuando la nave volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra. El reingreso se produjo el 2 de diciembre de 1989 en el océano Índico. El coronógrafo genera ~ 240.000 imágenes de la corona solar antes de su desaparición de fuego.

Sitios adicionales SMM

• Las páginas oficiales de la NASA SMM
• Información sobre la misión de reparación del transbordador espacial SMM

Hakucho (también conocido como Corsa-b antes del lanzamiento) fue la primera astronomía de rayos X por satélite de Japón, desarrollado por el Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica (entonces una división de la Universidad de Tokio). Se puso en marcha por el ISAS M-3C-4 cohete el 21 de febrero de 1979, y volvió a entrar en la atmósfera el 16 de abril de 1985 ^{[ cita requerida ].}

Era un reemplazo para el satélite CORSA que no se pudo poner en marcha debido a un fallo del cohete el 4 de febrero 1976 ^{[ cita requerida ].}

Aspectos destacados

• Descubrimiento de suave transitoria de rayos X Cen X-4 y Aql X-1
• Descubrimiento de muchas fuentes de ráfaga
• el seguimiento a largo plazo del púlsar de rayos X (por ejemplo, Vela X-1)
• Descubrimiento de 2 Hz variabilidad en el rápido Burster nombrado más adelante cuasi periodo de oscilación.

El satélite japonés Corsa-b, dedicado a la astronomía de rayos X, fue lanzado por el cohete de tres etapas M-3C-4 desde el Centro Espacial Kagoshima el 21 de febrero 1979 en una órbita semicircular con un apogeo de 572 km, un perigeo de 545 km, con una inclinación de 29,9 ° y un periodo orbital de 96 minutos. Una vez en órbita, el satélite fue renombrado Hakucho, que es japonés para el cisne o Cygnus. Hakucho fue diseñado con los siguientes objetivos: una encuesta completa del cielo en busca de explosiones de rayos X, el estudio espectral y temporal de las fuentes, el monitoreo de fuentes transitorias, el estudio del cielo en la sub-keV rayos X, y la observación de objetos específicos en coordinación con otros instrumentos / en otras longitudes de onda. Después de una semana de la salida de los instrumentos se enciende el 27 de febrero de 1979. Hakucho operado durante unos dos años simultáneamente con el observatorio Einstein carring una carga complementaria a bordo Einstein. A partir de 1983 también operado simultáneamente con Tenma, el segundo satélite astronómico de rayos X japonés. Se volvió a entrar en el 16 Aprile 1985.

El satélite era un pilar octogonal con una cola afilada como se muestra en la figura anterior. El satélite tenía un peso ligero. La masa total fue de 95,9 kg, donde la instrumentación de rayos X era aproximadamente un tercio del total. El satélite fue estabilizado en espín, con un período de rotación nominal de 12 segundos. No había una limitación debido a que el ángulo entre el eje de giro y la dirección solar debe haber sido mantenida entre 125 ° y 150 °.

El sistema detector de rayos X consistía en tres experimentos para un total de contadores Elevent. Siete contadores fueron colocados en la cubierta superior de la nave espacial para observar fuentes en la región del cielo a la que se apunta el eje de giro. Cuatro contadores, con campos de visión perpendicular al eje de rotación, barridos bandas del cielo, como el satélite gira.

• El experimento muy suave (VSX) consistió en cuatro contadores idénticos con una ventana delgada de polipropileno sensibles a 0,1 – 1.0 keV y un área efectiva ~ 77 cm ² cada uno. Dos de los contadores (la P) se encuentra en una dirección casi paralela al eje de giro en 2,7 ° offset. Los otros dos (el V) donde encuentra compensado al eje de giro inclinado 45 °.
• En el segundo experimento, suave de rayos X (SFX), consistió en 6 contadores proporcionales con una ventana Sea sensible a 1,5 – 30,0 keV. Cuatro de los contadores (la P dividido en dos CMC y dos FMC) tienen una dirección de visión paralela al eje de giro y los otros dos (el V) fueron de 45 ° inclinado. Dos de los contadores de P, el CMC, tienen idéntica área efectiva (69 ^cm2) y el campo de visión de 17,6 °. Los otros dos contadores P, la FMC tienen un campo de visión idéntica de 5,8 ° FWHM y el área efectiva de 40 y 83 ^cm2. Los contadores de V tienen idéntica área efectiva (32 ^cm2) y el campo de visión 50.3 ° X 1,7 °.
• El último experimento de rayos X del disco duro (HDX) era un contador de centelleo de NaI (Tl) sensible al 10 – 100 keV. Consistía en una sola unidad con un área efectiva de 49 cm ² y un campo de visión de 4,4 ° X 10,0 ° FWHM. Este detector se encuentra paralelo al eje de giro con un pequeño desplazamiento de 3 °.

El instrumento podría funcionar con diferentes modos diferentes que proporcionan la energía y el tiempo de resolución (con 5,86 como mínimo).

Hakucho ha descubierto una serie de nuevas fuentes de estallido de rayos X, incluyendo Cen X-4 y Aql X-1. Estos estallidos vinculados con contrapartidas ópticas de baja masa que habían sido identificados previamente. El satélite también supervisa las variabilidades en los púlsares conocidos como A0535 + 262 y Vela X-1, que muestra complicada variación del período de pulso. Descubierto un 2 Hz rápida variabilidad de la rápida carga de dispersión, conocida ahora como la Oscilación Cuasi periódica.

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Representación artística del Observatorio Einstein

Información general

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 13 de noviembre de 1978

Aplicación: Observatorio espacial

Equipo:

Imaging Proportional Counter (IPC)
High Resolution Imager (HRI)
Solid State Spectrometer (SSS)

Focal Plane Crystal Spectometer (FPCS)

Rango de energía: 0.2 – 20 Kev

Tipo de órbita: Circular

Inclinación: 23,5 Grados

Periastro: 500 Km

El Observatorio Einstein fue el primer telescopio capaz de tomar imágenes en rayos X puesto en el espacio y el segundo de los tres que la NASA lanzó dentro del programa High Energy Astronomy Observatory HEAO-2. El observatorio fue nombrado en honor a Albert Einstein tras el lanzamiento. Fue una misión clave en el desarrollo de la astronomía de rayos X y sus resultados científicos cambiaron completamente la visión del cielo que tenían los especialistas en rayos X del momento.

HEAO-2, Einstein, fue una misión de la NASA que involucró un consorcio de científicos de diversas instituciones, incluyendo el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, la Universidad de Columbia, el Goddard Space Flight Center, y el MIT. Einstein fue lanzado a órbita baja terrestre por un cohete Atlas-Centaur el 13 de noviembre de 1978 y operó sin interrupción hasta abril de 1981. Tenía una resolución de algunos arcosegundos y un campo de visión de decenas de arcominutos, con una resolución 100 veces superior a cualquier telescopio de rayos X anterior.

• Realizó los primeros estudios de espectroscopia de supernovas y encontró numerosas fuentes de rayos X.
• Observatorio Einstein (HEAO-2)

La segunda de los tres observatorios de la alta energía Astrophysical de la NASA, HEAO-2, rebautizado Einstein después de su lanzamiento, fue el primer telescopio de rayos X con obtención de imágenes totalmente puesto en el espacio. La resolución de pocos segundos de arco angular, de la vista de campo de de decenas de minutos de arco, y una sensibilidad varios 100 veces mayor que cualquier misión antes de que proporciona, por primera vez, la capacidad de imagen ampliado objetos, emisión difusa, y para detectar débil fuentes. También fue la primera misión de la NASA de rayos X para tener un programa de visitantes Observador.

En general, fue una misión clave en la astronomía de rayos X y su resultado científica cambió por completo la visión del cielo en rayos X.

Carga útil:

• A Tipo I Wolter pastoreo telescopio incidencia (0.1-4 keV).
  Cuatro instrumentos podrían ser girados, uno a la vez, en el plano focal:
  • Imaging proporcional Contador (IPC; 0,4-4,0 keV)
    ef. área de 100 ^cm2, 75′ FOV, ~ resolución espacial de 1 minuto de arco.
  • Alta Resolución Imager (HRI; 0,15 a 3,0 keV)
    ef. zona de 5 – 20 cm ^2, FOV 25′, ~ 2 segundos de arco resolución espacial.
  • Solid State Espectrómetro (SSS; 0,5-4,5 keV)
    ef. área de 200 ^cm2, 6’FOV, E / delta E de 3-25
  • Cristal plano focal (Espectrómetro FPCS; 0,42 a 2,6 keV)
    ef. área de 0,1 – 1,0 cm ^2, 6’FOV, 1’x20′, 2’x20′, 3’x30′, E / delta E de 50-100 para E <0,4 keV, E / delta E de 100-1000 para E > 0,4 keV
• Monitor de contador proporcional (MPC; 1,5-20 keV)
  ef. área de 667 ^cm2, FOV 1,5 °, resolución de energía ~ 20% a las 6 keV. Co-alineado con el telescopio de rayos X.
• Objetivo Reja Espectrómetro (OGS): 500 mm ^-1 y 1000 mm ^-1, resolución de energía dE / E ~ 50. Se utiliza en conjunción con HRI.

Ciencia destacados:

• espectroscopia de alta resolución en la primera y estudios morfológicos de los remanentes de supernova.
• Reconocieron que las emisiones coronales en estrellas normales son más fuertes de lo esperado.
• Resueltas numerosas fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda y las nubes de Magallanes.
• Primer estudio de los rayos X que emite el gas en las galaxias y cúmulos de galaxias que revelan la evolución de refrigeración de entrada y clúster.
• Detectado chorros de rayos X de Cen A y M87 alineados con chorros de radio.
• encuestas de rayos X profundas primer medio y
• Descubrimiento de miles de fuentes “casuales”

Archive: catálogos, Spectra, curvas de luz, imágenes y datos sin procesar

HEAO 2 (Observatorio Astronómico de alta energía 2), también conocida como Einstein, era el segundo de tres misiones en un programa de investigación en fenómenos astronómicos de alta energía. Los objetivos específicos de esta misión eran de imágenes y estudios espectrográfico de fuentes y estudios de fondo de rayos X difusa de rayos X específicos. El bus nave espacial era idéntica a la HEAO 1 del vehículo, con la adición de ruedas de reacción y la electrónica asociada para permitir que el telescopio que señalar en fuentes de dentro de 1 min de arco. La carga útil instrumento pesaba 1450 kg.

Una gran pastoreo-incidencia telescopio de rayos X proporciona imágenes de fuentes que luego fueron analizados por cuatro instrumentos intercambiables montados en una disposición de carrusel que puede girar en el plano focal del telescopio. El telescopio recoge los rayos X sobre un rango angular de aproximadamente 1 ° x 1 °, con los instrumentos de plano focal que determinan la resolución límite hasta unos pocos de arco s para cada medición. Los cuatro instrumentos eran un espectrómetro de estado sólido (SSS), un espectrómetro de cristal plano focal (FPCS), un contador proporcional de imágenes (IPC), y un detector de imágenes de alta resolución (HRI). También se incluyeron un contador proporcional monitor (MPC), que visto el cielo a lo largo del eje del telescopio, un filtro de banda ancha, y los espectrómetros de rejilla objetivas que podría ser utilizado en conjunción con instrumentos de plano focal y un sistema de aspecto.

Los objetivos científicos eran

• para localizar con precisión y examinar fuentes de rayos X en el rango de energía 0,2-4,0 keV. con alta resolución;
• para realizar mediciones de alta sensibilidad espectral con las dos espectrógrafos de alta y de baja dispersión; y
• para llevar a cabo mediciones de alta sensibilidad de la conducta de rayos X transitoria.

La nave espacial era un prisma hexagonal de 5,68 m de altura y 2,67 m de diámetro. Telemetría de enlace descendente fue a una velocidad de datos de 6,5 kb / s para datos en tiempo real y 128 kb / s para ninguno de los dos sistemas registradores de cinta. Un subsistema de control de actitud y determinación se utilizó para apuntar y maniobrar la nave espacial. Giroscopios, sensores solares y sensores estelares fueron empleados como dispositivos de detección.

HEAO (Observatorio Astronómico de Alta Energía) 2 lleva un telescopio de rayos X sensible a través de la gama de energía aproximada 0,2-3,5 keV., que se centró en la energía siguientes instrumentos:

• Imágenes de alta resolución (HRI) – una cámara de rayos X digital que proporciona alta resolución espacial y resolución temporal en el rango de 0,15 a 3,0 keV.energy;
• Imaging proporcional Contador (IPC) – una posición delicada contador proporcional sensible entre 0,4-4,0 keV.
• Solid State Espectrómetro (SSS) – un enfriado criogénicamente litio-deriva Si detector (Li) con un rango entre 0,5 a 4,5 keV.
• espectrómetro de cristal Bragg (FPCS).
• Monitor de contador proporcional (MPC), que supervisa el flujo de rayos 1-20 keV.X de la fuente (s) siendo observado por el telescopio
• Filtro de Banda Ancha (BBFs) espectrómetro
• Objetivo Reja Espectrómetro (OGS).

En 1978, la Alta Energía Astronomy Observatory-2 (HEAO-2) lleva a la primera proyección de imagen, extrasolar telescopio de rayos X en el espacio. Su nombre se cambió el Observatorio Einstein después del lanzamiento. De Einstein, hecha de cuarzo fundido, tenía una alta suavidad de la superficie y la eficiencia que hizo las veces telescope100 más sensible a los rayos X que Uhuru, y un millón de veces más sensible que el cohete descubrimiento de 1962. Este elevado aumento de la sensibilidad representó un punto de inflexión tanto para la astronomía de rayos X, en particular, y la astronomía en general. Einstein transformó por completo la astronomía de rayos X, abriéndolo para incluir el estudio de las auroras en los planetas, las galaxias, la formación de estrellas jóvenes , estrellas de secuencia principal, y el fondo de rayos X. Dado que los datos de Einstein estaban disponibles en forma de utilidad inmediata que permitió a las observaciones de seguimiento inmediatas a través de longitudes de onda, los astrónomos encontraron en todas las disciplinas que los datos de rayos X fue relevante para sus investigaciones. La astronomía de rayos X cambia así de una herramienta utilizada por los especialistas para una nueva visión del Universo, en la que los fenómenos de alta energía jugaron un papel clave en la formación, la evolución y la dinámica de los objetos celestes.

Una lección fundamental Uhuru enseñó la importancia de establecer, antes del vuelo FL, un sistema de análisis de datos sofisticados capaces de reducir grandes cantidades de datos para su análisis casi inmediato. La complejidad de los instrumentos utilizados en astronomía de rayos X, junto con la abundancia de datos que podrían proporcionar, exigió planes para administrar, compartir y archivar datos. El esfuerzo por hacer que la astronomía de rayos X útil para los astrónomos de todas las disciplinas que estimuló para proporcionar datos de calidad garantizada para todos los observadores. Este fue un paso radical con respecto a los enfoques tradicionales en los observatorios en la Tierra, pero ahora se ha convertido en el procedimiento estándar para grandes misiones del telescopio.

Cada científico en el equipo Einstein trató de especializarse en algún tema en particular de la astronomía por lo que no sería totalmente ignorantes cuando se enfrentan con los datos. Me concentré en el problema de la resolución de las fuentes del fondo de rayos X y sabía que era necesario un telescopio de 1,2 metros de resolver el problema! Junto con Harvey Tananbaum escribí una propuesta para el Mecanismo de Advanced X-Ray Astronomía (AXAF), que pasó a denominarse el Observatorio Chandra de rayos X después de su lanzamiento, casi 20 años después.

M31 de Einstein: Esta imagen tomada por los puntos Einstein Observatory al centro galáctico de la M31 – Andrómeda – la galaxia espiral más cercana a nuestra Vía Láctea. El uso de más de 150 observaciones llevadas a cabo durante 13 años por el Observatorio de rayos X Chandra, los investigadores en 2013 identificaron 26 candidatos agujero negro, el número más grande hasta la fecha, en la galaxia de Andrómeda.

Crédito: NASA

Previa al vuelo HEAO-2: Einstein Observatorio (HEAO-2) fue el primer telescopio de rayos X obtención de imágenes totalmente puesto en el espacio y el segundo de los tres observatorios astrofísicos de alta energía de la NASA. Llamado HEAO-B antes de su lanzamiento, el nombre del observatorio fue cambiado en honor a Albert Einstein en su órbita alcanzar con éxito.

Crédito: NASA

IUE (International Ultraviolet Explorer)

IUE en órbita geostacionaria, comunicando con estaciones en EEUU y España

Información general

Organización: NASA / ESA / SERC

Fecha de lanzamiento: 26 de enero de 1978

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 672 Kg

Dimensiones: Diámetro 0,45 m

Tipo de órbita: Elíptica

Período orbital: 24 horas

Periastro: 26.000 km

El International Ultraviolet Explorer (IUE) fue un observatorio espacial diseñado para el estudio de la radiación ultravioleta. El satélite fue un proyecto de colaboración entre la NASA, el Science Research Council del Reino Unido y la Agencia Espacial Europea (ESA).

El IUE fue propuesto por primera vez en 1964 por un grupo de científicos en el Reino Unido, pero no fue lanzado hasta el 26 de enero de 1978, a bordo de un cohete Delta de la NASA. Se le supuso un tiempo de vida mínimo de tres años, pero las expectativas se vieron desbordadas ya que finalmente, fue desconectado el 30 de diciembre de 1996, durando casi seis veces más de lo previsto. Fue el primer observatorio espacial operado en tiempo real por astrónomos que visitaron las estaciones de seguimiento en Estados Unidos y Europa. Se realizaron unas 104.000 observaciones, incluyendo planetas, cometas, estrellas, polvo interestelar, supernovas, auroras planetarias, galaxias, y quasars

Historia del proyecto

El concepto de un satélite espectrográfico ultravioleta astronómico fue propuesto primero en ESRO, una industria ESA por un grupo de científicos británicos en 1964. En ese momento, el proyecto fue más allá de la capacidad tecnológica de la ESA y por lo que el proyecto fue propuesto a la NASA por el astrónomo Robert Wilson. La NASA que dio la bienvenida al proyecto y empezó a desarrollar el satélite, que fue nombrado SAS-D (D-Pequeño Satélite astronomía). El Consejo de Investigación de Ciencias e Ingeniería (SRC) del Reino Unido se unió al proyecto y ofreció la vidicón del vidicón de espectrógrafos, así como el software para el control de instrumentos científicos. La ESA ofreció células solares para suministrar energía al satélite, así como los servicios de una estación en tierra en Villafranca del Castillo, España. La NASA creó el telescopio, el espectrógrafo, y por satélite; Lo hizo el lanzamiento y también dio a conocer una segunda estación en tierra en Greenbelt, Maryland en el Centro de Vuelo Espacial Goddard.

El acuerdo firmado por los diferentes participantes compartió el tiempo de observación, y 2/3 fuera por la NASA, 1/6 para la ESA y 1/6 para el SRC del Reino Unido.

Hallazgos científicos clave

• La primera detección de la existencia de una aurora en Júpiter.
• La primera detección de azufre en un cometa.
• La primera determinación cuantitativa de la pérdida de agua en una cometa (varias decenas de toneladas por segundo).
• La primera evidencia de un fuerte campo magnético en las estrellas químicamente peculiares.
• La primera curva readial velocidad orbital de una estrella Wolf-Rayet que permite la determinación de su masa.
• Las estrellas de detección Primiera enanas blancas como compañeros Cepheidas variables binarias.
• La primera evidencia observacional de la pérdida de semi-periódica de la masa en estrellas muy masivas.
• El primer descubrimiento de alta velocidad del viento en otras estrellas (que sólo se había observado en el sol).
• La primera indicación de un progenitor de la supernova en la historia (SN 1987A).
• El descubrimiento de los movimientos a gran escala en las regiones de trasição estrellas con baja gravedad.
• El descubrimiento de alta temperatura de formación de efectos estrellas en las primeras etapas.
• El descubrimiento de la alta velocidad de los vientos en las variables cataclísmicas.
• El descubrimiento del efecto de la abundancia química de la tasa de pérdida de masa de las estrellas.
• La primera temperatura determinación y gradiente de densidad en una corona estelar.
• El primer haz de detección de gas y fluye de estrellas binarias.
• La determinación de que cualquier tipo de estrella de nuevos materiales expulsa con abundancias solares.
• El descubrimiento de la nueva “O-Ne-Mg”, donde el exceso de estos elementos puede estar directamente relacionada con la composición química de las estrellas enanas blancas más masiva.
• El descubrimiento de un anillo alrededor de la supernova SN 1987A, carente de etapas evolutivas anteriores.
• La primera detección directa de la aureola de la galaxia.
• Las primeras observaciones de estrellas extragaláctico simbióticas.
• La estrella Primiera curva de luz continua durante 24 horas de duración.
• La primera detección de fotones en longitudes de onda más cortas que 50 nm de otras fuentes astronómicas que el sol de.
• La primera determinación directa del tamaño de las regiones activas en el núcleo de las galaxias Seyfert (mini-quásares).
• El satélite IUE fue el primer ingenio astronómico para generar datos totalmente reducidas (tratados) dentro de 48 horas para la comunidad científica.
• La creación del fichero de datos astronómicos primera reducida, puesta a disposición en Internet 44 000 espectros por año (5 espectros por hora) astrónomos de 31 países.

IUE fue una colaboración internacional entre tres grupos: NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA), y Ciencia del Reino Unido y del Consejo de Investigación de Ingeniería (SERC, ahora Física de Partículas y del Consejo de Investigación de Astronomía, o PPARC). NASA proporcionó la puesta en marcha, soporte de ingeniería de la nave espacial y el software. La ESA aportó los paneles solares y un puesto de mando satélite fuera de Madrid, España, y el Reino Unido proporcionan las cámaras vidicón. El tiempo de observación se dividió entre dos estaciones de comando nave espacial. NASA operado la nave espacial durante 16 horas al día desde el Centro de Vuelo Espacial Goddard, y VILSPA (la estación de control de satélites Villafranca) operó durante 8 horas al día.

Los espectros de IUE corta longitud de onda de la Júpiter aurora del sur el 17 de julio de 1994

Las dos imágenes muestran el espectro con resolución espacial de la aurora al sur de Júpiter el 17 de julio de 1994 tras el impacto con los fragmentos del cometa SL-9 han comenzado. Los espectros se obtuvieron con la cámara del PST (1100-2000 A) utilizando la gran abertura que se centró a -60 grados de latitud en el meridiano central de Júpiter.

La firma de la aurora son las características de emisión similares en el borde superior de los espectros cerca del centro de la imagen y las personas cercanas a la línea Lyman alfa (a la izquierda) que llena en toda la abertura. Estas son las bandas de Werner y Lyman producidos por H2. El cambio de estas características es evidente entre los dos espectros tomados cuatro horas de diferencia. Esto muestra la evolución temporal y espacial de la emisión de la aurora.

La órbita geosíncrona de IUE permitido para la operación en tiempo real, lo que hizo IUE muy flexible. Los astrónomos llegaron a las estaciones de mando nave espacial para dirigir sus observaciones e inspeccionar los datos a medida que se recogieron, tanto como lo hacen en los observatorios terrestres. Dos espectrógrafos de a bordo cubiertas longitudes de onda ultravioleta 1.200 a 3.350 Å.

Los observadores de todo el mundo se aprovecharon de este observatorio caballo de batalla, la recopilación de datos de una amplia variedad de fuentes astronómicas. Cámaras espectrográficos longitud de onda corta y larga cubiertos longitudes de onda ultravioleta entre aproximadamente 120 a 340 nanómetros. Estas longitudes de onda de la radiación electromagnética están oscurecidas desde el suelo por la capa de ozono protectora de la Tierra.

Los astrónomos estudian múltiples longitudes de onda con el fin de aprender más acerca de los objetos del universo. la adquisición simultánea de datos es esencial con el fin de sacar el mayor conocimiento de ciertos eventos transitorios. Por lo tanto, muy a menudo IUE se utilizó en conjunción con otros telescopios de todo el mundo. Estas colaboraciones han implicado naves espaciales como el telescopio espacial Hubble, el ROSAT, el Observatorio de Rayos Gamma Compton, las sondas Voyager, del transbordador espacial ASTRO-1 y Astro-2 misiones, el Extreme Ultraviolet Explorer, satélite ASCA de Japón, así como numerosos observatorios terrestres.

Aspectos destacados de la ciencia

• Objetos observados por IUE incluyen prácticamente cualquier tipo de objeto en el universo, de los planetas y las estrellas de las galaxias.
• Uno de los puntos fuertes de IUE fue la capacidad de responder rápidamente a los objetivos de oportunidad, tales como cometas, novas y supernovas.
• IUE obtiene los únicos datos ultravioletas de la explosión de la supernova 1987a en la Gran Nube de Magallanes.
• Mediante el seguimiento en el núcleo de rápido movimiento Comet IRAS-Araki-Alcock, IUE fue capaz de obtener la primera detección de azufre molecular en un cometa.
• Durante julio de 1994, IUE (junto con el resto del mundo) pasó una buena cantidad de tiempo de observación de Júpiter, cuando el cometa Shoemaker-Levy colisionó con el planeta.

El International Ultraviolet Explorer (IUE) realiza espectrofotometría a alta (0.1-0.3 Å) y baja (6-7 a) Resolución entre 1150 Å y 3200 Å. Los datos cubren un rango dinámico de aproximadamente 17 magnitudes astronómicas: -2-10 para alta dispersión; -2 Y 14.9 de baja dispersión. Más de 104.000 espectros ultravioleta se obtuvieron con IUE entre el 26 de enero de 1978, y el 30 de septiembre de 1996.

Seguimiento en tiempo real vía satélite para IUE

La exploración del Universo con IUE 1978-1996

¿Cómo se forman los planetas, las estrellas y las galaxias? ¿Cómo evolucionan?

El satélite Explorador Internacional Ultravioleta (IUE) se lanzó en 1978 y operador por la NASA, la ESA y el PPARC para ayudar a dar respuestas a algunas de las preguntas más fundamentales sobre los contenidos de nuestro universo.

IUE sirvió como observatorio orbital geoestacionario durante los siguientes 18 años acumulando más de 100.000 observaciones con sus espectrógrafos ultravioleta de a bordo. La gráfica de todo el cielo que vemos arriba sólo sugiere su prodigiosa producción científica mostrándonos las situaciones de muchas observaciones significativas de IUE durante su larga historia operativa. El brillo de un punto en el cielo representa el número de observaciones de IUE.

La gráfica está en coordenadas galácticas (el plano de nuestra galaxia corre horizontalmente a través del medio) y revela la posición de quásares, galaxias, estrellas, cúmulos estelares, nebulosas, novas y supernovas lejanas (atestiguando el amplio abanico de capacidades de IUE).

También se puede observar el plano de la eclíptica trazando una diagonal a través del centro, debido a muchas observaciones de objetos del sistema solar.

Tras más de 18 años, las operaciones científicas de IUE han terminado hoy de forma oficial al transmitirle los controladores del Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA las últimas órdenes al viejo satélite.

Astrónomos de todo el mundo cuyas carreras han sido afectadas por IUE han expresado cariñosas palabras de despedida a al satélite astronómico más productivo y longevo, además de su agradecimiento a todos aquellos que han hecho posible el destacable viaje de exploración de IUE.

Hay entre todos ellos uno que creo que merece una mención especial: el International Ultraviolet Explorer (IUE o Explorador Internacional en el Ultravioleta). Este pequeño satélite fue lanzado en 1978 y estuvo operativo durante 18 años y medio! lo que es un verdadero record dentro de la astronomía espacial. El IUE tenía un espejo de tan sólo 40 centímetros, comparable a muchos de los telescopios que hoy en día puede comprar un aficionado, pero colocado fuera de la Tierra permitió obtener una visión sin precedentes del Universo al captar su radiación ultravioleta y permitir estudios a largo plazo de muchos fenómenos astronómicos interesantes. Las primeras indicaciones de la existencia de agujeros negros de tamaño galáctico o de la existencia de discos alrededor de estrellas jovenes se basaron en datos obtenidos con este satélite. El IUE fue un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la Agencia Espacial del Reino Unido y, tal y como le gustaba mencionar en sus conferencias a Freeman Dyson (“Big and small science”), ha sido durante muchos años el paradigma de la astronomía espacial eficiente (grandes resultados  científicos con un coste mínimo).

En la Figura se muestra cómo era el IUE y la distribución en el espacio de todos los objetos que observó durante su larga vida.

Se apaga tras casi dos décadas el satélite que mas tiempo ha observado el cielo

Diseñado para funcionar durante tres años en órbita, el International Ultraviolet Explorer QUE) ha sobrepasado todas las expectativas de la comunidad científica internacional con un trabajo ininterrumpido durante casi 19 años. El próximo día 30, este telescopio espacial de Europa y EE UU será definitivamente apagado. En su base de datos, ubicada por parte de la Agencia Europea del Espacio (ESA) en la estación de seguimiento de Villafranca del Castillo, Madrid, quedan casi 100.000 observaciones espectroscópicas realizadas con este extraordinario instrumento, información de la que han salido ya 3.500 artículos científicos y más de 500 tesis doctorales. Además, durante muchos años los astrofísicos seguirán exprimiendo los archivos del IUE llenos de datos, sobre la radiación ultravioleta de fuentes cósmicas, radiación que absorbe la atmósfera y que es invisible con telescopios instalados en la Tierra.

“Con el IUE se han hecho avances cruciales, como el descubrimiento de una aurora alrededor de los polos de Júpiter, el hallazgo de azufre en cometas, el descubrimiento de vientos de alta velocidad en otras estrellas, la primera detección del halo caliente en nuestra galaxia o la estrella progenitora de la supernova SN1987A y el anillo alrededor de ésta”, explica Wilem Wamsteker, director del IUE en Villafranca desde hace diez años. “También destacaría la primera detección de radiación en 50 milímetros de fuentes astronómicas distintas al sol, la subsiguiente detección de líneas transparentes en quasares que permitió deducir que en los primeros estadio del universo primitivo se formaron estrellas masivas”, continúa este astrónomo holandés.

El lUE es un programa de la NASA, la ESA y el consejo británico SERC. El satélite pesa 671 kilos y lleva un telescopio de 45 centímetros de diámetro; fue lanzado al espacio en 1978 y colocado en órbita geosíncrona sobre el Atlántico (entre 42.00 y 25.000 kilómetros de altura). Hasta octubre del año pasado su control era compartido por la NASA y la ESA, pero desde esa fecha la responsabilidad del IUE ha sido exclusivamente europea, con 1 un programa especial de la ESA en Villafranca.

Hasta el último momento este observatorio espacial se utiliza para hacer investigación de primera línea. Su equipo ha coordinado, por ejemplo, los programas recientes de estudios planetarios, en concreto de Júpiter en cooperación con la misión Galileo, datos que se añaden a los obtenidos en ultravioleta durante los impactos del cometa Shoemaker-Levy el año pasado contra el planeta gigante. También se ha apuntado el IUE -con un sólo giróscopo en funcionamiento de los seis con los que salió de Tierra para controlar su posición- a estrellas masivas para estudiar mecanismos asociados al viento estelar. En una campaña coordinada con otros telescopios, el IUE ha aportado la información ultravioleta a las observaciones en rayos X y banda óptica de pequeños cuásares. Y no se perdió el paso del cometa Hyakutake este año.”La desaparición de un instrumento estable para observaciones ultravioleta afectará a prácticamente todos los astrónomos”, comenta Wamsteker. Pero el IUE seguirá siendo útil a pesar de convertirse en un pedazo de chatarra espacial. “Es la única instalación astronómica que suministra datos completamente procesados por comunicaciones electrónicas a astrónomos de todo el mundo; cada año proporciona 44.000 espectros a científicos de 31 países”, continúa.

La estrella que no estaba

En 1987 apareció en el cielo una estrella supernova que era visible desde la Tierra a simple vista, fenómeno que no se había producido desde hacía 383 años. Los astrónomos apuntaron inmediatamente hacia la explosión, estelar (SN1987A) todos los telescopios que pudieron. El flujo de radiación ultravioleta que emitía el violento fenómeno sufrió cambios muy rápidos, se enfrió enseguida, y el IUE obtuvo información clave sobre los procesos que estaba sufriendo SN1987A.Con las observaciones del JUE los astrónomos pudieron identificar el astro progenitor de la célebre supernova, es decir, la estrella gigante, azul que estaba en la galaxia Gran Nube de Magallanes antes de la explosión y que había desaparecido tras ésta.

HEAO-1 antes de su lanzamiento

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 12 de agosto de 1977

Reingreso: 15 de marzo de 1979

Vida útil: 2 años

Aplicación: Observatorio espacial

Equipo:

NRL Large Area Sky Survey Experiment (LASS)
Cosmic X-ray Experiment
MIT/SAO scanning Modulation Collimator (MC)

UCSD/MIT Hard X-ray/Low Energy Gamma Ray

Tipo de órbita: Circular

HEAO-1 fue el primer satélite de la serie High Energy Astronomy Observatory. Los tres satélites HEAO se dedicaron completamente a estudios atronómicos. HEAO-1, fue una misión de escaneo del cielo en rayos X, mientras que la pionera HEAO-2 (conocida como Obervatorio Einstein) se dedicó a la obtención de imágenes en rayos X y HEAO-3 se centró en los rayos cósmicos y rayos gamma.

Diagrama del instrumento A4

El HEAO-1 fue lanzado el 12 de agosto de 1977 a una órbita casi circular a unos 445 km de altura, con 22.75º de inclinación y un periodo orbital de aproximadamente 93 minutos. Llevaba a bordo los siguientes instrumentos:

• NRL Large Area Sky Survey Experiment (LASS), también conocido por A1
• Cosmic X-ray Experiment, también conocido por A2
• MIT/SAO scanning Modulation Collimator (MC), también conocido por A3
• UCSD/MIT Hard X-ray/Low Energy Gamma Ray Experiment, también conocido por A4

El 9 de enero de 1979, se le agotó el gas propelente, por lo que el 15 de marzo de ese mismo año el satélite se desintegró en la atmósfera.

Carga útil:

• A1 – Experimento de Gran Área Sky Survey (LASE):
  0,25 a 25 keV, ef. la zona de 7 módulos cada uno de 1350-1900 ^cm2, FOV variaron entre 1 ° X 4 ° a 1 ° x 0,5 ° para colimadores más finos.
• A2 – Experimento cósmico de rayos X (CXE):
  seis contadores proporcionales separadas
  • Detectores de baja energía (LED) 0,15 a 3,0 keV, FEP. zona 2 detectores de 400 ^cm2 cada uno
  • Detector de Energía Medio (MED) 1,5-20 keV, ef. zona 1 del detector a 800 cm ²
  • Detector de Alta Energía (HED) 2,5 a 60 keV, ef. area 3 detectores en 800 cm ² cada uno

MED y SUH tenían varios ajustes FOV, 1.5 ° x 3 °, 3 ° x 3 ° y 3 ° x 6 °

• A3 – Modulación del colimador (MC):
  0,9 a 13,3 keV, ef. la zona 2 colimadores 400 ^cm2 (MC1) y 300 cm ² (MC2), FOV 4 ° X 4 °
• A4 – Hard X-Ray / baja energía de rayos gamma Experimento:
  siete detectores de centelleo phoswich inorgánicos
  • Detectores de baja energía 15-200 keV, FEP. la zona 2 detectores 100 ^cm2 cada uno, FOV 1.7 ° x 20 °
  • Detectores de energía media de 80 keV – 2 MeV, FEP. 4 Área de detectores de 45 cm ² cada uno, FOV 17 °
  • Detector de alta energía de 120 keV – 10 MeV, ef. área de 1 ^cm2 detector 100, FOV 37 °

Ciencia destacados:

• Encuesta completa latitud galáctica Alto flujo limitado (Piccinotti et al., 1982).
• La medición de fondo de rayos X 3-50 keV (Marshall et al. 1980, ApJ, 235, 4.)
• amplio catálogo de fuentes de rayos X (uno para cada experimento).
• Varios cientos de compañeros ópticos y clasificaciones fuente a partir de posiciones de la fuente de rayos X.
• la variabilidad supervisado de una variedad de objetos de AGN a binarias de rayos-X.
• Estudió la variabilidad aperiódica en Cyg X-1 en escalas de tiempo de unos pocos milisegundos
• Descubierto el primer eclipse visto en una binaria de rayos X de baja masa.

Ilustración del instrumento A2

HEAO-1 A1 de todo el cielo de rayos X Catálogo Mapa

Tipo: Observatorio espacial

Organización: ESA

Fecha de lanzamiento: 9 de agosto de 1975^[1][2][3]

Cohete portador: Delta 2913^[2][4][5][6]

Sitio de lanzamiento: Base Vandenberg das Forzas Aéreas^[2]

Regreso: 18 de enero de 1986^[1]

NSSDC ID: 1975-072A

Masa: 277,5 kg^[2][4][7]

Dimensiones: 140 cm de diámetro x 121 cm de altura^[2][4]

COS-B (acrónimo de Celestial Observation Satellite^[4]) fué un observatorio espacial de la Agencia Espacial Europea lanzado el 9 de agosto de 1975 mediante un cohete Delta 2913 desde la Base Vandenberg de la Fuerza Aérea.^[2][4][5][6] Inicialmente pretendía lanzar el satélite mediante un cohete Europa 2, pero se descartó tras los diversos fallos técnicos del mismo.^[4]

Características

La misión de COS-B consistía en la observación de la radiación gamma celeste en el rango de energías entre 25 MeV e 1 GeV con el objetivo de estudiar los púlsares de rayos gamma, cartografiar la Galaxia en rayos gamma y hacer un estudio en detalle del púlsar Geminga.^[8]

El satélite fue inyectado en una órbita altamente elíptica con apogeo de 100.000 km y un perigeo de 350 km y una inclinación orbital de casi 90 graos.^[2]

El satélite tiene forma cilíndrica, con diámetro de 140 centímetros y una altura de 121 centímetros. Teniendo en cuenta las cuatro antenas que sobresalían de la parte inferior del cilindro, la altura total era de 172,2 cm.^[2]

COS-B obtiene información sobre a su orientación a partir de un sensor solar y de un sensor de albedo terrestre. La altitud se controlaba mediante un sistema de control que usa un gas frío (nitrógeno) como propulsor. El mismo sistema servía para ajustar la rotación del satélite a una velocidad dee de 10 revoluciones por minuto, encendiendo un par de toberas de precisión para ajustar el momento angular.^[2]

El sistema de telemetría usaba un transmisor en tiempo real de 6,5 vatios de potencia y con una tasa de transmisión de datos de 160 por 320 bps, seleccionable. La energía eléctrica era proporcionada por 9480 células solares montadas en 12 paneles no cilíndricos del satélite.^[2]

La misión se dio por finalizada en abril de 1982^[4] tras funcionar casi el triple de lo inicialmente estimado (6 años y 8 meses frente a dos años previstos)^[8]. El satélite reentro en la atmosfera el 18 de enero de 1986.^[1]

Instrumentación

Como único instrumento, COS-B llevaba a bordo un telescopio de rayos gamma, que funcionó sin problemas durante toda la misión salvo problemas puntuales con la cámara de chipas y la perdida normal de rendimiento con el paso del tiempo.^[4]

El objetivo principal fue estudiar el espectro y distribución de rayos gamma de la Vía Láctea y el flujo de rayos gamma extragaláctico, estudiando las fuentes conocidas de esta radiación y buscando fuentes aún no conocidas.

Como resultado de la misión se creó el catálogo de fuentes de rayos gamma (catálogo 2GC) y el primer mapa completo del disco de nuestra galaxia.¹

Según Brian Taylor, científico del proyecto COS-B, “Su misión era mapear el firmamento, en particular la Vía Láctea, en longitudes de onda de rayos gamma con energías superiores a 50 MeV. Estos rayos gamma pueden ser creados rayos cósmicos (protones y electrones relativistas), interactuando con el medio interestelar y en campos magnéticos. El objetivo fue buscar sitios en el firmamento donde estas partículas eran aceleradas a velocidades relativistas. Al estar cargadas, las direcciones con las que llegan a la Tierra no guardan relación con su punto de origen, dado que sus trayectorias con alteradas por los campos magnéticos interestelares, a diferencia de los rayos gamma que vienen directos hacia nosotros. COS-B únicamente tenía un instrumento, concebido a mediados de los años 60 y aprobado para su lanzamiento por la ESRO en 1969. En ese momento, los satélites de la ESRO solían portar típicamente siete instrumentos separados, por lo que COS-B fue realmente un caso diferente. No sólo eso, encontrar rayos gamma entre un cantidad 10.000 veces superior de partículas cargadas de rayos cósmicos era todo un reto”.

La principal parte del desarrollo del satélite comenzó en febrero de 1972, siendo el principal contratista MBB Ottobrunn (Alemania) y con subcontratistas en Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Italia, Holanda y Reino Unido. El instrumento de rayos gamma fue diseñado y construido por un consorcio formado por cinco institutos de Alemania, Holanda, Francia e Italia.

COS-B fue lanzado el 9 de agosto de 1975 por la ESA en un vehículo de lanzamiento Thor Delta 2913 desde Western Test Range (California). Su diseño era para una vida operativa de un año con margen para otro posible año de operaciones. De hecho, COS-B funcionó correctamente durante 6 años y 8 meses, cuatro años más de lo planeado. Fue finalmente desactivado el 25 de abril de 1982.

El análisis de los datos científicos y la creación del archivo científico de la misión fueron completados en 1985, 10 años después del lanzamiento. Durante su vida, COS-B incremento la cantidad de datos existentes de rayos gamma en un factor 25. Los resultados científicos incluyeron el 2CG Catalogue, que lista cerca de 25 fuentes de rayos gamma, y el primer mapeo completo en rayos gamma de la Vía Láctea. El satélite también observó la fuente binaria de rayos-X Cygnus X-3 y el primer núcleo galáctico activo en rayos gamma, 3C273.

[Fuente de la noticia: ESA]

El fabricante principal de COS-B fue MBB Ottobrunn, en Alemania, aunque hubo partes subcontratadas en Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Italia, los Países Bajos, y el Reino Unido.

Astronomische Nederlandse Satelliet

ANS

Información general

Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1974

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa:129 Kg

Tipo de órbita: Elíptica

Inclinación: 98 Grados

Período orbital: 99,1 minutos

Periastro: 258 Km

Astronomische Nederlandse Satelliet o ANS (también conocido como Astronomical Netherlands Satellite) fue un observatorio espacial en rayos X y ultravioleta de los Países Bajos construido en colaboración con la NASA.

Fue lanzado el 30 de agosto de 1974 en un cohete Scout desde la base aérea de Vandenberg, en Estados Unidos, hacia una órbita heliosincrónica. La misión duró 20 meses, hasta junio de 1976.

ANS podía medir fotones en el rango energético de 2 a 30 keV con un detector de 60 cm². Tenía un telescopio Cassegrain de 22 cm para observar en el ultravioleta.

Características

ANS se dedicó a estudiar y observar el cielo en rayos X y ultravioleta de una órbita sincronizada con el sol de 266 km x 1.176 kilometros y una inclinación orbital de 98 °. Se observó que la gama de energías de rayos X entre 2 y 15 keV y se observa en el rango ultravioleta de longitudes de onda desde 1.500 a 18.000 Angstroms.^[2][4]

La actitud del satélite controlado por bobinas magnéticas que interactúan con el campo magnético por terrestre y volantes de inercia, y la determinación de la posición se lleva a cabo por los sensores solar y el horizonte estelar, así como un magnetómetro.^[2][4]

ANS volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra el 14 de junio de 1976.^[1]

El primer significativa contribución espacio de los Países Bajos en los años setenta del siglo XX, se dio cuenta el diseño, construcción y puesta en marcha de los holandeses satélite astronómico, ANS Esto contribuyó a. UV – y la astronomía de rayos X.

Los astrónomos en las universidades de Groningen y Utrecht querían utilizar durante algún tiempo la posibilidad de estrellas para observar partes del espectro en la tierra por el efecto de filtrado de la atmósfera, no eran visibles. Se hicieron propuestas para un satélite con telescopios de la radiación ultravioleta y la región de rayos X.

Diseño y construcción

Tras el 18 de de diciembre de 1969 Estado obtuvo el satélite fue diseñado y construido por Philips y la antigua División Espacial Fokker y el NLR. En conjunto, estos tres partidos formaron el Industrial Consorcio ANS (ICANS). Para el sector aeroespacial inexpertos ANS era un programa ambicioso. Los instrumentos de observación tenido con gran exactitud (un minuto de arco) pueden ser dirigidos a ciertas estrellas. Esto requiere un satélite estabilizado en tres ejes con una amplia y precisa de control de posición. Con la ayuda de bobinas magnéticas y ruedas de reacción se podría cambiar la posición del satélite, en el que la posición relativa al sol y la tierra se determinó con los sensores solares y un sensor de horizonte. Este sistema fue en ese momento muy ambicioso, y muchos expertos dudaban de que alguna vez fuera a trabajar en el relativamente pequeño satélite que sería ANS. No obstante conseguido los ingenieros en su diseño, y el sistema tuvo tanto éxito que, finalmente, la exactitud de 30 segundos de arco demostraron ser. Debido a que ANS se pondrá en marcha en una época en que la fiabilidad global de misiles que desear izquierda había dos copias del satélite construido. El primer ejemplar fue equipado con instrumentos científicos, la segunda copia se mantiene en reserva. Tras el éxito de la misión ANS ANS repuesto se exhibió durante años en Philips y finalmente en 2004 se prestó para el espacio de exposición de la MRN en Aviodrome al aeropuerto de Lelystad. En el Museo de la Universidad en Groningen es un modelo de prueba totalmente equipada.

Instrumentos

Los astronómicos instrumentos de a bordo:

• UVX – Un telescopio de espejo con un diámetro de 22 cm para hacer observaciones en el ultravioleta porción del espectro electromagnético. Este telescopio fue a las especificaciones SRON construido por la empresa de balones Hermanos de Estados Unidos (ahora Ball Aerospace).
• SXX – Un telescopio de espejo para la suave región de rayos X. A continuación, se hizo uso de un alargado espejo parabólico porque los rayos X son sólo para ser desviada sobre ángulos pequeños. El telescopio fue construido por el Laboratorio de Investigación Espacial en Utrecht.
• HXX – Un telescopio del colimador tipo para los rayos X duros construidas por los EE.UU. MIT.

Sólo en una etapa posterior del diseño se añadió a la Instrumentación HXX. Esta fue una sala de instrumentos a bordo de América ANS recibido a cambio de un lanzamiento libre por un estadounidense cohete explorador. El cohete podría lanzar un peso de hasta 135 kilogramos en el trabajo correcto. Esto requiere una construcción ligera y compacta del satélite.

Trabajo

ANS tuvo que operar desde una órbita polar a una altitud de 500 km. La órbita polar (unos polos norte y sur así) para asegurar que el satélite, con una cara es siempre en el sol orientado, todo ello en medio año firmamento puede observar. Para llevar a cabo observaciones fueron controlados por el ordenador de a bordo se cargó cada doce horas desde el suelo con las instrucciones para el próximo medio día de observaciones.

ANS podían medir de rayos X fotones en el rango de energía de 2 a 30 keV , con un detector de 60 cm ^2, y se utilizó para encontrar las posiciones de galáctico y fuentes de rayos X extragalácticos. También midió su espectro , y miró a sus variaciones en el tiempo. ^[1] Se descubrió estallidos de rayos X, y también detecta los rayos X de Capella. ^[5]

ANS observó también en el ultravioleta parte del espectro, con unos 22 cm (260 cm ²⁾ Cassegrain telescopio. Las longitudes de onda de los fotones observados fueron entre 150 y 330 nm , con el detector dividido en cinco canales con longitudes de onda centrales de 155, 180, 220, 250 y 330 nm. ^[4] En estas frecuencias se tomó más de 18.000 mediciones de alrededor de 400 objetos. ^[1]

Lanzamiento, las operaciones y el retorno

ANS fue el 30 de de agosto de 1974 el lanzamiento. Debido a un defecto en la etapa final del cohete ANS no era la órbita circular destinada a 500 km de altitud arriba pero en órbita elíptica cuyo punto más bajo fue sólo 266 kilometros de altitud. Gracias al hecho de que ANS fue el primer satélite con un reprogramable ordenador de a bordo tiene la forma incorrecta de que el trabajo tuvo poco impacto en el programa de vigilancia de la ANS. Los programas de observación se adaptaron a los nuevos datos del trabajo y en la planta enviada al ordenador de a bordo. En última instancia, ANS, por tanto, se puede llevar a cabo más del 95 por ciento de las observaciones pre-planificado. El satélite trabajó durante más de nueve meses más de lo previsto y las observaciones estaban en 27 de april 1976 se detuvo debido a que el gobierno holandés se detuvo el flujo de dinero, a pesar de que ANS en ese momento todavía estaba funcionando bien. Casi tres años después del lanzamiento ANS pagado el 14 de de junio de 1977 de nuevo en la atmósfera y por lo tanto fue completamente destruida.

Resultados

En 20 meses de tiempo ANS pasó gran parte del mapa del cielo en la parte ultravioleta y de rayos X del espectro. Los principales resultados de la misión fueron:

• Descubrimiento y primeras observaciones de destellos de rayos-X.
• Descubrimiento de los rayos X procedentes de la corona de estrellas, detectado por primera vez en la estrella Capella.
• Descubrimiento de muy diversas emisión de rayos X en el sistema Ceti UV y la estrella YZ CMI.
• El éxito de la ANS fue el comienzo de un segundo satélite astronómico holandesa, las cuentas IRA.
• Para el satélite es el asteroide (9996) ANS desde el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter llamado.

OAO-3 fue lanzado el 21 de agosto de 1972 y se convirtió en la más exitosa de las misiones OAO. Fue un esfuerzo de colaboración entre la NASA y el SERC británico y llevaba a bordo un detector de rayos X construido y un telescopio ultravioleta de 80 cm. Tras el lanzamiento fue renombrado como Copérnico como conmemoración del 500 aniversario del nacimiento de Nicolás Copérnico. El experimento principal a bordo era el telescopio Universidad de Princeton UV, sino que también lleva a un experimento de astronomía de rayos X desarrollado por el University College de Londres / Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard. El experimento de rayos X University College de Londres (UCLXE) constaba de 4 detectores de rayos X co-alineado.

Copérnico estuvo operativo hasta febrero de 1981, retornando espectros de alta resolución de cientos de estrellas junto con concienzudas observaciones en rayos X. Entre los hallazgos de Copérnico destaca el descubrimiento de púlsares con periodos de rotación de varios minutos en vez del valor típico de un segundo o menos.

Características de la misión

Curso de la vida 21 agosto 1972-febrero 1981
Rango de energía: 0,5 – 10 keV (experimento de rayos X)

Carga útil:
3 Wolter tipo 0 de pastoreo telescopios de incidencia con 2 contadores proporcionales (3-9 A y 6-18 a) y un fotomultiplicador canal en los focos.(FOV variable de 1 a 12 minutos de arco)

• 1 contador proporcional (1-3 Å) con un simple tubo de colimación. (2,5 ° X 3,5 ° FOV)

Logros destacados:

• Descubrimiento de varios púlsares período de registro (por ejemplo, X Per).
• Descubrimiento de salsas absorpton en Cyg X-1.
• El seguimiento a largo plazo de los púlsares y otros sistemas binarios de rayos X brillantes.
• La variabilidad observada intensidad rápida de Cen A.

Misión Visión general

El satélite Copérnico fue lanzado en una órbita casi circular de 7.123 kilometros de radio, inclinado a 35 grados, el 21 de agosto de 1972. El experimento principal era un telescopio ultravioleta. Sin embargo, también contenía un experimento cósmico de rayos X. proporcionada por la University College London / MSSL. El cuerpo principal de Copérnico mide 3 x 2 metros. Los paneles solares se fijaron en un ángulo de 34 grados con respecto al eje de observación, y se mantuvieron dentro de los 30 grados de la dom Esta restricción dio lugar a ciertas partes del cielo siendo visible sólo en ciertas épocas del año. Los instrumentos astronómicos fueron co-alineados, con el telescopio UV que reside en el cilindro central del satélite y el experimento de rayos X en una de las bahías que lo rodean. Mientras que el telescopio UV estaba observando, los detectores de rayos X tomaron principalmente mediciones de fondo. De vez en cuando, el detector de rayos X observó una fuente de rayos X en el campo de visión del objetivo UV. Se operó hasta febrero 1981.

El experimento de rayos X

Hubo 4 detectores de rayos X en el experimento UCL / MSSL. El detector principal era un contador proporcional sensible a la keV rango de energía 2,5-10,0 (1-3 Å). Tenía un simple tubo de colimación con un campo FWHM 2,5 x 3,5 grados de visión. El área efectiva fue 17,8 cm ² con una sensibilidad de aproximadamente 3 mCrab. Los otros dos contadores proporcionales y un channeltron, en los focos de los telescopios de incidencia rasante. El channeltron sufría de fondo de alta UV y no era científicamente productiva. Los contadores proporcionales cubren el rango de energía de 0,7-1,5 keV y 1.4 a 4.2 keV (6-18 Å y 3-9 Å). Por el uso inteligente de las paradas en los focos, los campos de visión y las áreas efectivas podrían establecerse a 10′ (12,3 cm ^2), 3 ‘(11,3 cm ^2), o 1′(7,6 ^cm2) y 10′ (3,7 ^cm2), 6 ‘(2,4 cm ^2), o 2′ (1,0 cm ²⁾ para los sistemas de alta y baja energía, respectivamente. Estos 2 sistemas se convirtieron en inoperable en julio de 1973 debido a un fallo de un obturador de fondo.

El tiempo básico de acumulación fue de 62,5 segundos, seguido de 24 segundos de tiempo muerto. Por lo tanto, efectivamente, hubo un segundo intervalo de muestreo de 86.509. Había una manera de forzar a una mejor resolución de tiempo (a múltiplos de 1,62 s, J20 este modo fue nombrado), que fue utilizado en ocasiones para la observación de las fuentes luminosas, en busca de ráfagas, etc. Sin embargo este modo fue utilizado en algunas ocasiones y fue no científicamente útil. Un pulso analizador de altura de seis canales se podría conectar a uno cualquiera de los 3 contadores proporcionales y se utiliza para recoger información espectral.