Kepler es el nombre de un satélite artificial que orbita alrededor del Sol buscando planetas extrasolares, especialmente aquellos de tamaño similar a la Tierra que se encuentren en la zona de habitabilidad de su estrella (véase análogo a la Tierra), llevando a cabo lo que se conoce como misión Kepler. Fue lanzado por la NASA desde Cabo Cañaveral en la madrugada del 6 de marzo de 2009, en un cohete modelo Delta II.

El nombre de este satélite es un epónimo en dedicatoria al astrónomo y matemático Johannes Kepler (1571-1630), descubridor de las tres leyes de Kepler que describen las características de las órbitas planetarias. Los descubrimientos de Kepler sólo pudieron ser posibles gracias a la exhaustiva labor de recopilación de datos de Tycho Brahe (1546-1601), labor que pretende emular de forma automática el satélite.

Kepler es parte del programa Discovery de la NASA; un programa de un costo relativamente bajo, enfocado en misiones científicas específicas. La construcción del telescopio y su puesta en marcha fue gestionada por el Jet Propulsion Laboratory de la NASA, siendo Ball Aerospace responsable del desarrollo del sistema de vuelo, y el Centro de Investigación Ames el responsable tanto del desarrollo del sistema de tierra, como de las operaciones desde diciembre de 2009 y del análisis de los datos científicos

La duración prevista fue de 3,5 años. Se esperaba que a la finalización de su misión, inicialmente a finales de 2012 y ampliada posteriormente a 2016, este satélite permitiese descubrir varios planetas de tamaño similar a la Tierra, orbitando su estrella a una distancia comparable a la de nuestro planeta. Antes de esta fecha, la sonda podría no obstante identificar planetas más grandes o que orbitasen más cerca de su estrella.¹ Sin embargo la existencia de más ruido del esperado hizo necesario más tiempo para cumplir todos los objetivos de la misión. Por ello en 2012 la misión se prolongó hasta el 30 de septiembre de 2016.² Desgraciadamente la sonda se estropeó al año siguiente. Para el buen funcionamiento del equipo es necesario que al menos tres de los cuatro giróscopos utilizados para orientar la nave se mantengan en buen estado,³ sin embargo el 15 de mayo del 2013 falló el segundo de ellos.⁴ Durante los meses siguientes se intentó recuperar al menos uno de los dos giróscopos dañados, pero finalmente el 15 de agosto la NASA informó de que cesaban los esfuerzos de reparación y que se estaban considerando nuevas misiones posibles en las condiciones actuales del telescopio.⁵

Mientras estuvo operativa, la sonda Kepler encontró un total de 2740 candidatos a exoplanetas, y se han confirmado 114 planetas en 69 sistemas estelares. En enero de 2013, los astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica (CfA) utilizaron datos de Kepler para estimar que “por lo menos 17 mil millones” de exoplanetas del tamaño de la Tierra residen en la Vía Láctea.⁶

La sonda espacial tiene unas dimensiones de 4,7 m de alto por 2,7 m de diámetro, y pesa 1039 kg, sin contar con algo más de 10 kg de hidrazina usada como propelente.⁷ El telescopio, montado sobre una estructura hexagonal de aluminio, cuenta con 10 m² de paneles fotovoltaicos que generan 1 kW de energía eléctrica para la nave. La duración estimada de la misión es de 3 años y medio, con una posible extensión a 6 años.⁷ El coste de la operación ha sido estimado en 600 millones de dólares⁸ y en ella trabajan 200 científicos.⁹

La sonda ha sido construida por las empresas LAST y Ball Aerospace & Technologies Corp., que también serán las encargadas de controlar la nave desde el centro de investigación de la universidad de Colorado (Estados Unidos). La nave está preparada para analizar parcialmente la información del sensor, recolectada cada 30 segundos, para enviar únicamente la información relevante a la estación de procesamiento en la Tierra: de otra manera, no habría ancho de banda suficiente para transmitir toda la información recabada. En el análisis de los datos trabaja un equipo de 28 personas, ayudados por observaciones externas realizadas por los telescopios Hubble y Spitzer.¹⁰

El lanzamiento del satélite fue pospuesto en dos ocasiones por recortes de presupuesto. Durante el proceso, se sustituyó el sistema giratorio de la antena direccional por otro fijado a la estructura, más económico. Como consecuencia de ello, el satélite perderá el equivalente a un día de exploración al mes.

Aunque la sonda Kepler es un satélite (pues orbita en torno a un objeto), no es un satélite de la Tierra, sino que orbita en torno al sol, en una órbita elíptica de 372 días, y a una distancia de éste similar a la de la tierra. Con esta órbita se consigue facilitar la transmisión de datos desde la sonda hasta la Tierra, pero evitando los deslumbramientos que diversos cuerpos celestes podrían producir sobre la lente. La sonda cuenta además con ocho propulsores que le permitirán maniobrar para cambiar de orientación cuando sea necesario.¹

Según la NASA, “La misión Kepler es la primera en el mundo con la capacidad de detectar realmente planetas análogos a la Tierra orbitando estrellas similares a nuestro sol en una zona habitable“.¹

El objetivo de la sonda es observar simultáneamente unas 150 000 estrellas,¹⁰ y analizar su brillo cada 30 minutos para detectar posibles tránsitos de planetas. Para ello utilizará un sensible fotómetro tipo Schmidt de 0.95 m de apertura⁸ y un espejo primario de 1,4 metros. Su cámara CCD ofrece una resolución de 95 millones de píxeles; la más potente lanzada al espacio hasta la fecha.^{9 1}

Mediante esta nave se espera ampliar notablemente el número de planetas extrasolares descubiertos (que a la fecha del lanzamiento era de 337),⁸ de tal manera que al término de la misión, se pueda disponer de una estimación más fiable sobre el número de planetas existentes de la galaxia. Este dato es crucial para responder a la pregunta de si estamos solos en el universo.¹

La misión Kepler constituye la versión norteamericana de la misión europea Corot, que lanzó otro satélite similar, aunque menos potente, a finales de diciembre de 2006. La principal diferencia entre ambas misiones es que, gracias a la mayor resolución de los instrumentos de la Kepler, se podrán descubrir planetas más pequeños, de tamaño similar a la Tierra.

El Catálogo de entrada Kepler o Kepler Input Catalog (KIC) es una base de datos de búsqueda pública de los aproximadamente 13,2 millones objetivos en estudio por la Misión Kepler.^{11 12}

El primer éxito de la sonda espacial Kepler consistió en obtener detalles sobre la atmósfera de un júpiter caliente ( un planeta gaseoso como Júpiter pero más cercano al sol, y por tanto más caliente). Se trata del planeta HAT-P-7b, que orbita alrededor de la estrella HAT-P-7, en la constelación de Cisne, a 1000 años luz de distancia, y que tiene una temperatura de aproximadamente 2 377 °C. El planeta HAT-P-7b ya se conocía antes de que el telescopio Kepler dirigiera su atención hacia él, sin embargo, las mediciones efectuadas por la sonda han mostrado una pequeña elevación y disminución de la luz causada por las fases cambiantes del planeta, parecidas a las de la Luna. A pesar de que se trata de la medición de mayor precisión jamás obtenida para esta estrella, Kepler será aún más preciso después de que finalice el desarrollo del software para el análisis de datos de la misión.

Con fecha 4 de enero de 2010, los científicos que controlan la Kepler anunciaron haber descubierto 5 nuevos planetas extrasolares: cuatro del tipo Júpiter caliente, y uno del tamaño aproximado de Neptuno.¹⁴ Debido al sistema de detección empleado, que requiere de sucesivos tránsitos, será necesario esperar a la finalización de la misión para obtener descubrimientos relevantes, pero aun así, en equipo que trabaja con la Kepler anunció otros cien candidatos potenciales a la espera de verificacíón.¹⁴ Esta cifra aumentó a 706 en junio de 2010, de los cuales unos 400 eran candidatos prometedores.¹⁰ En una conferencia de ese mismo mes, ^{nota 1} Dimitar Sasselov, investigador del proyecto, anunció que al menos 60 de los planetas detectados hasta la fecha tendrán un tamaño similar al terrestre (el doble de tamaño, o menos).¹⁶

En diciembre de 2011, la NASA anunció que el número de candidatos detectados hasta la fecha ascendía a 2326. De ellos, 207 tendrían un tamaño similar a la Tierra, aunque sólo uno (Kepler-22b) estaba confirmado.¹⁷

En enero de 2012, científicos de la NASA anunciaron que el satélite Kepler había encontrado tres planetas diminutos que no habían sido detectados hasta entonces, orbitando alrededor de una estrella. Los planetas fueron denominados KOI-961 y se constató que el más pequeño de ellos poseía el tamaño de Marte. John Johnson, líder del equipo de investigación del Instituto de Ciencia Exoplanetaria de la NASA, comentó que se trataba del sistema solar más pequeño que se había encontrado hasta el momento.

El 24 de julio de 2015 los científicos de la NASA presentan a Kepler-452b, un planeta de tamaño similar a la Tierra orbitando en la zona habitable de una estrella Kepler-452 parecida al Sol.

En octubre de 2015 se presentaron los datos de la estrella KIC 8462852 que presentaba unos tránsitos que duraban casi una semana, cuando habitualmente los tránsitos suelen durar uno o dos días. Los científicos no tienen una respuesta clara para explicar lo que puede estar orbitando la estrella¹⁸ .

Adiós definitivo al telescopio espacial Kepler

Daniel Marín 16 ago 13

Ya nos despedimos del telescopio espacial Kepler el pasado mayo, pero ayer la NASA comunicó oficialmente que da por finalizados los intentos de restaurar el observatorio como cazador de exoplanetas. Kepler perdió los volantes de reacción número 2 y número 4 en julio de 2012 y en mayo de 2013, respectivamente. Por lo tanto, sólo cuenta con dos volantes operativos cuando en realidad necesita un mínimo de tres para llevar a cabo la búsqueda de planetas extrasolares. Durante estos meses el equipo de la NASA ha intentado devolver a la vida los volantes defectuosos, pero -y como se esperaba- sin éxito. Tras una última e infructuosa prueba de apuntado realizada el pasado 8 de agosto, la NASA ha tirado la toalla.

Telescopio Kepler (NASA).

Durante estas pruebas se ha comprobado el comportamiento de los volantes tanto para apuntado fino -necesario para descubrir exoplanetas- como en apuntado de menor precisión. En el primer caso la precisión en la orientación es del orden de varios milisegundos de arco, mientras que en el segundo ronda el segundo de arco. Una vez más, -y a diferencia de lo que dan a entender algunos medios– conviene recordar que es imposible reparar Kepler en el espacio. Primero, porque no está diseñado para ello y, segundo, porque el coste de una misión de rescate excedería el coste del propio telescopio, por no hablar de que se halla situado fuera de la órbita terrestre.

Tras descubrir más de 135 planetas y 3500 candidatos a exoplanetas, podemos decir adiós a Kepler definitivamente. ¿O no? El caso es que tenemos un telescopio espacial relativamente funcional y tampoco es cuestión abandonarlo a su suerte en el espacio. ¿Podemos sacarle algún partido? La NASA no lo ha decidido aún, pero existen varias propuestas. Todas ellas son muy parecidas y pasan por la continuación de las observaciones de Kepler con menor precisión, lo que permitiría obtener más datos de los candidatos a planetas más grandes y, con el tiempo, confirmar la existencia de muchos de ellos. También se espera descubrir más planetas gigantes usando TTVs (Transit Timing Variations), pero las supertierras y exotierras quedarían totalmente fuera de su alcance. Para ello, Kepler usaría los dos volantes aún en funcionamiento en conjunción con los sensores estelares y los propulsores de control de actitud. Operando en este modo la nave derivaría 1,4º en un periodo de cuatro días, más que suficiente para algunas observaciones.

Apuntado de Kepler con sólo dos volantes de inercia (NASA).

Telescopio Kepler (NASA).

Esta nueva misión extendida está a la espera de ser aprobada por la NASA. Hasta noviembre de este año la NASA está abierta a las propuestas de la comunidad científica internacional para decidir la naturaleza de la misión. A principios del año que viene la agencia decidirá si la financia o no y, si la respuesta es afirmativa, dará comienzo en el verano de 2014. Recordemos que Kepler es un telescopio espacial con un diámetro efectivo de 0,95 metros y que posee un único instrumento, consistente en un conjunto de 42 detectores CCD sin filtros que cubren 100º cuadrados de cielo (3,98 segundos de arco por píxel). Estos detectores convierten a Kepler en una magnífica plataforma para medidas fotométricas de precisión en el rango de longitudes de onda que va de 420 a 850 nm.

Dentro de unos meses podremos echar un vistazo a las propuestas para la segunda vida de Kepler y con toda seguridad habrá algunas muy interesantes. Lamentablemente, ninguna de ellas nos permitirá detectar exotierras.

Interstellar Boundary Explorer

Names: Explorer 91; SMEX-10

Mission type: Astronomy

Operator: NASA

COSPAR ID: 2008-051A

SATCAT №: 33401

Website: http://www.ibex.swri.edu/

Mission duration: Planned: 2 years

Elapsed: 7 years, 11 months and 21 days

Spacecraft properties: Bus; MicroStar-1

Launch mass: 107 kg (236 lb)^[1]

Dry mass: 80 kg (176 lb)^[1]

Payload mass: 26 kg (57 lb)^[1]

Dimensions: 95 × 58 cm (37 × 23 in)^[1]

Power: 66 W (116 W max)^[1]

Start of mission

Launch date: October 19, 2008, 17:47:23 UTC

Rocket: Pegasus XL

Launch site: Stargazer, Bucholz Airfield

Contractor: Orbital Sciences

Entered service: January 2009^[1]

Logo del IBEX, mostrando el perfil de una cabra.

Orbital parameters

Reference system: Geocentric

Regime: High Earth

Semi-major axis: 178,975.8 km (111,210.4 mi)

Eccentricity: 0.48238

Perigee: 86,263.2 km (53,601.5 mi)

Apogee: 258,932.2 km (160,893.0 mi)

Inclination: 45.8582°

Period: 12,558.95 min

RAAN: 20.6126°

Argument of perigee: 175.652°

Mean anomaly: 357.024°

Mean motion: 0.114634 rev/day

Epoch: August 16, 2016, 12:23:45 UTC^[2]

Revolution number: 330

Instruments: IBEX-Lo, IBEX-Hi

Explorers program

← 90: AIM

92: WISE →

IBEX Lo sensor

The ribbon of ENA emissions seen in the IBEX map

IBEX (Interstellar Boundary EXplorer o Explorador de la Frontera Interestelar) es un satélite de la NASA cuya misión es elaborar un mapa de la frontera entre el Sistema Solar y el espacio interestelar. El satélite forma parte del programa Small Explorer (Pequeño Explorador) de la NASA. IBEX fue lanzado por un cohete Pegasus XL el 19 de octubre de 2008.¹ Su misión principal será la de explorar durante 2 años la frontera del Sistema Solar.

La misión está dirigida por el Instituto de Investigación del Suroeste de Texas, con el Laboratorio Nacional Los Álamos y el Centro de Tecnología Avanzada Lockheed Martin como instituciones investigadoras responsables de los sensores IBEX-Hi e IBEX-Lo, respectivamente. Orbital Sciences Corporation sumistrará el bus del satélite y proporcionará el laboratorio de pruebas ambientales. Lleva un transpondedor en banda S fabricado en España por Thales Alenia Space España

Planificación de la misión

La frontera de la heliosfera del sistema solar será mapeada midiendo la localización y magnitud de las colisiones de intercambio de carga que suceden en todas las direcciones, lo que acabará mostrando un mapa de la zona terminal del viento solar. La carga útil de este satélite consistirá en dos sensores que fotografiarán los átomos neutrales y energéticos: IBEX-Hi e IBEX-Lo. Cada uno de estos sensores constarán de un colimador que limitará el campo de visión, una superficie de conversión que transformará oxígeno e hidrógeno neutral en iones, un analizador electroestático que suprimirá la luz ultravioleta y seleccionará iones de un específico rango energético, y un detector que identificará y contará el número de iones. IBEX-Hi contará partículas de energía más alta que las de IBEX-Lo. La carga útil tendrá también una Unidad de Electrónica Combinada (Combined Electronics Units o CEU) que controlará los voltajes en el colimador y ESA que leerá y registrará datos de los detectores de partículas de cada sensor.

Parámetros de la misión

Este satélite tendrá una órbita altamente elíptica alrededor de la Tierra, que variará de entre 5.000 km en el perigeo hasta los 250.000-300.000 km² (40-50 radios terrestres o 0,75 veces la distancia entre la Tierra y la Luna) en el apogeo.³ Esta órbita permitirá salirse del campo magnético terrestre y realizar sus observaciones durante ese intervalo. Esto es crítico debido al gran número de interferencias que provocaría la magnetosfera. Cuando el satélite se halle dentro de la magnetosfera (10-12 veces el radio terrestre o 70.000 km), realizará operaciones de mantenimiento y transmisión de datos hacia la Tierra. La estabilización del satélite será de rotación orientada hacia el Sol. El motor del satélite será de combustible sólido y será empleado para alcanzar dicha órbita.

Lanzamiento

IBEX fue lanzado el 19 de octubre de 2008, a bordo de un cohete Pegasus XL. Este cohete fue soltado desde un avión Lockheed L-1011 TriStar que despegó del Atolón Kwajalein, en el Pacífico Sur. La caída ocurrió a las 17:47:23 GMT¹ Al ser lanzado en las proximidades del ecuador, este cohete podía transportar 16 kg más de carga que si hubiera sido lanzado desde el Centro espacial John F. Kennedy.

El IBEX fue acoplado a su cohete Pegasus XL en la Base de la Fuerza Aérea de Vandeberg en California. El cohete se acopló a su avión portador L-1011 el 6 de octubre de 2008, y partió de California el 10 de octubre. Llegó al Atolón Kwajalein el 11 de octubre y realizó el vuelo de lanzamiento del cohete el día 19 de octubre.

Investigadores

El investigador principal de la misión IBEX es David J. McComas.

El Satélite IBEX Detecta Atomos Veloces de Hidrógeno Neutro Viniendo de la Luna
31 de Julio de 2009.

El satélite IBEX de la NASA ha realizado las primeras observaciones de átomos de hidrógeno muy veloces provenientes de la Luna, después de décadas de especulación y búsqueda de pruebas de su existencia.

El viento solar, un flujo de partículas cargadas provenientes del Sol, se mueve por el espacio en todas direcciones a velocidades a menudo del orden del millón de kilómetros por hora. El fuerte campo magnético de la Tierra protege a nuestro planeta del viento solar. La Luna no tiene tal protección, debido a que su campo magnético es bastante débil, lo que provoca que el viento solar impacte sobre la superficie del satélite en el lado donde es de día.

Desde su magnífica atalaya en el espacio, el satélite IBEX ve cerca de la mitad de la Luna; un cuarto corresponde al lado donde es de noche y el otro cuarto al lado donde es de día. Las partículas de viento solar impactan sólo en el lado diurno, donde la mayoría quedan incrustadas en la superficie lunar, aunque algunas se dispersan en diferentes direcciones. La mayoría de estas últimas se convierten en átomos neutros al adquirir electrones de la superficie lunar.

David J. McComas, investigador principal del IBEX, y su equipo de científicos, estiman que sólo cerca del 10 por ciento de los iones del viento solar se refleja en la cara visible de la Luna como átomos neutros, mientras que el 90 por ciento restante queda incrustado en la superficie lunar. Algunas características de ésta, como por ejemplo el polvo, los cráteres y las rocas, influyen en el porcentaje de partículas que quedan incrustadas y en el de las partículas neutras, así como en las direcciones en las que se esparcen.

La misión primaria del IBEX es observar y mapear las complejas interacciones que se producen en los confines del sistema solar, donde los vientos solares del orden del millón de kilómetros por hora chocan contra el material interestelar del resto de la galaxia. El IBEX lleva a bordo los detectores de átomos neutros más sensibles transportados al espacio hasta ahora, permitiendo a los investigadores no sólo medir la energía de las partículas, sino además tomar imágenes precisas del lugar del que están viniendo.

El equipo publicará para finales del verano el primer mapa producido por el IBEX de todo el cielo, el cual mostrará los procesos energéticos que tienen lugar en los confines del sistema solar. El equipo no hará comentarios hasta que la imagen esté completa, pero McComas ya adelanta que el mapa no se parece a ninguno de los modelos previos.

El satélite Interstellar Boundary Explorer (IBEX), lleva desde el 2008 captando datos de los confines del Sistema Solar. Con ellos se ha podido mapear por primera vez la cola que deja a su paso la burbuja magnética que envuelve el Sistema Solar, llamada heliosfera. El IBEX mide partículas espaciales que chocan contra la heliosfera y rebotan, emitiendo señales perceptibles. Procesando esos datos durante más de tres años, la NASA ha logrado obtener el siguiente mapa de la cola del Sistema Solar:

Las partes en amarillo y rojo representan zonas de la cola con partículas que se mueven más lentamente; las partes en azul corresponden a partículas que se mueven a alta velocidad.

Esta cola, compuesta de viento solar y campos magnéticos, se extiende casi de forma infinita tras el Sistema Solar hasta integrarse de nuevo con el universo. Pronto, el IBEX aportará más datos. Y más respuestas. [NASA]

Observaciones de IBEX Ayudan a Determinar el Campo Magnético Interestelar

 28.02.16.- Poco después de su lanzamiento en el 2008, el satélite IBEX de la NASA detectó una curiosidad en una zona estrecha del espacio: más partículas que fluyen a través de una larga y delgada cinta que en cualquier otro lugar en el cielo. El origen de la llamada cinta de IBEX era desconocido – pero su propia existencia abrió las puertas a la observación de lo que está fuera de nuestro sistema solar.

Ahora, un nuevo estudio que utiliza datos de IBEX y simulaciones de la frontera interestelar – que se encuentra en el mismo borde de la burbuja magnética gigante que rodea nuestro sistema solar llamada heliosfera – describe mejor el espacio en nuestro vecindario galáctico. El documento, publicado el 8 de febrero de 2016, en la revista Astrophysical Journal Letters , determina con precisión la fuerza y la dirección del campo magnético fuera de la heliosfera, revelando qué fuerzas dominan la galaxia.

El nuevo documento se basa en la teoría del origen de la cinta de energía, descubierta por el IBEX, según la cual las partículas que fluyen de esta especie de cinta son material solar que se refleja hacia nosotros tras un largo camino a la periferia del campo magnético del sol. La heliosfera, que rodea nuestro sistema solar, está formada de lo que se conoce como el viento solar, un gas ionizado, cuyo movimiento de partículas se hace más complicado al acercarse a la región fronteriza de la heliosfera.

Mucho más allá de la órbita de Neptuno, el viento solar y el medio interestelar interactúan para crear una región conocida como la heliopausa interior, delimitada en el interior por el choque de terminación, y en el exterior por la heliopausa. Image Credit: NASA/IBEX/Planetario Adler

 “La teoría dice que algunos protones del viento solar se dirigen hacia el Sol como átomos neutros tras una compleja serie del intercambio de cargas, creando la cinta de IBEX”, dijo Eric Zirnstein, científico espacial en el Instituto de Investigación del Suroeste en San Antonio, Texas, y autor principal del estudio. “Las simulaciones y observaciones de IBEX determinan este proceso, que suele durar de tres a seis años, como el origen más probable de la cinta de IBEX”.

Fuera de la heliosfera se encuentra el medio interestelar, con plasma que tiene diferente velocidad, densidad y temperatura que el plasma del viento solar, así como gases neutros. Estos materiales interactúan en el borde de la heliosfera para crear una región conocida como la heliopausa interior, delimitado en el interior por el choque de terminación (termination shock), – que está tan lejos de nosotros como más de dos veces la órbita de Plutón – y en el exterior por la heliopausa, el límite entre el viento solar y el medio interestelar relativamente denso.

Algunos protones del viento solar que fluyen desde el Sol a esta región límite van a ganar un electrón, haciéndolos neutro y permitiendo el cruce de la heliopausa. Una vez en el medio interestelar, pueden perder electrones de nuevo, haciendo que giren alrededor del campo magnético interestelar. Si esas partículas recogen otro electrón en el lugar y momento adecuado, pueden ser despedidos de nuevo hacia la heliosfera, viajando por todo el camino de vuelta hacia la Tierra, y chocando con el detector de IBEX. Las partículas contienen información acerca de todo lo que interacciona con el campo magnético interestelar, y al chocar con el detector nos pueden dar una visión sin precedentes de las características de esa región del espacio.

“Los nuevos resultados pueden ser utilizados para comprender mejor la interacción de nuestro entorno espacial con el entorno interestelar fuera de la heliopausa,” dijo Eric Christian, científico del programa IBEX en el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA en Greenbelt, Maryland. “A su vez, la comprensión de esta interacción podría ayudar a explicar el misterio de lo que causa la creación de la cinta de IBEX de una vez por todas”.

El telescopio Fermi o telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi es un observatorio espacial diseñado para estudiar las fuentes de rayos gamma del universo con el objeto de detallar un mapa de las mismas. Dos años después de su puesta en funcionamiento, había generado un mapa de las 1451 fuentes de rayos gamma más brillantes conocidas.

Fue puesto en órbita el 11 de junio de 2008 desde el cohete Delta II y su nombre honra al físico italiano Enrico Fermi.

La misión está financiada por la NASA, el Departamento Americano de Energía (DOE) y agencias de financiación de Francia, Alemania, Italia, Japón y Suecia.

Características

Fermi sigue una órbita circular baja (550 km de altura) con un periodo de 95 minutos. En su modo habitual de operación, los instrumentos apuntan en dirección opuesta a la de la Tierra. Un ligero balanceo, combinado con la rápida órbita, le permite cubrir todo el cielo de forma uniforme varias veces al día.

El instrumento principal de Fermi es el telescopio de gran área (‘Large Area Telescope’) LAT, con el que se está mapeando todo el cielo en busca de fenómenos astrofísicos como núcleos activos de galaxia, púlsares o restos de supernova. LAT detecta el rayo gamma mediante una reacción de producción de un par electrón–positrón. La dirección de este par, de la que luego se extrae la del rayo gamma incidente, se mide en un detector de silicio (un “tracker”). La energía del par se mide después en un calorímetro de yoduro de cesio. El rango de energía de los rayos gamma a los que es sensible LAT es de 20 mega-electronvoltios (30 MeV) a 300 giga-electronvoltios (300 GeV). Su campo visual es de aproximadamente un 20% del cielo.

El segundo instrumento a bordo de Fermi se llama GBM (Gamma-ray Burst Monitor) y se emplea sólo para detectar brotes de rayos gamma en rayos X. Cubre el rango de 8 KeV a 30 MeV.

Aportes científicos

A los dos años de su puesta en órbita, y aparte del mapa de fuentes de rayos gamma en proceso de elaboración, el telescopio ha permitido ofrecer pistas sobre la evolución de los agujeros negros supermasivos que se hallan en el centro de galaxias activas, en el sentido de que su emisión de rayos gamma disminuye a medida que envejecen. También, ha posibilitado la detección de 56 nuevos púlsares.

El telescopio espacial de rayos gamma Fermi, anteriormente GLAST, es la apertura de este mundo de alta energía para la exploración y ayudar a responder estas preguntas. Con Fermi, los astrónomos por fin tienen una herramienta superior para estudiar cómo los agujeros negro, conocido por tirar en cuestión, puede acelerar chorros de gas hacia el exterior a velocidades fantásticas. Los físicos son capaces de estudiar las partículas subatómicas a energías mucho mayores que las observadas en los aceleradores de partículas instalados en tierra. Y cosmólogos están ganando una valiosa información sobre el nacimiento y la evolución temprana del Universo.

Para esta tarea única, que reúne a las comunidades de la física de partículas y la astrofísica, la NASA se ha asociado con el Departamento de Energía de EE.UU. y las instituciones en Francia, Alemania, Japón, Italia y Suecia. General Dynamics fue elegido para construir la nave espacial. Fermi fue iniciado 11 proyectos de junio de 2008 a 24:05 EDT.

Agosto 26, 2008: El telescopio más nuevo de la NASA, anteriormente conocido como GLAST, ha pasado exitosamente su verificación orbital, comenzando de este modo una misión destinada a explorar el violento e impredecible universo de los rayos gamma.

El telescopio comienza la misión con un nuevo nombre. La NASA anunció hoy que a GLAST se le asignó un nuevo nombre: Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi, en honor al profesor Enrico Fermi (1901 – 1954), un pionero en el campo de la física de alta energía.

Derecha: Concepto artístico del nuevo Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi.

“Enrico Fermi fue la primera persona que sugirió la forma en la cual las partículas cósmicas podrían ser aceleradas a grandes velocidades”, dijo Paul Hertz, el científico que se desempeña como jefe del Directorio de Misiones Científicas de la NASA, en las oficinas centrales de la NASA, ubicadas en Washington. “Su teoría proporciona los fundamentos para entender el nuevo fenómeno que su telecopio homónimo descubrirá”.

Los científicos esperan que Fermi, mediante la observación de rayos gamma energéticos, descubra muchos nuevos pulsares, revele el funcionamiento de los agujeros negros supermasivos y ayude a los físicos a buscar nuevas leyes de la naturaleza.

Durante dos meses después del despegue de la nave espacial, el 11 de junio de 2008, los científicos pusieron a prueba y calibraron sus dos instrumentos, el Telescopio de Gran Área (LAT, por su sigla en idioma inglés) y el Monitor de Destellos del GLAST (GBM, por su sigla en idioma inglés).

Hoy, el equipo del Telescopio Espacial de Gran Área develó una imagen del cielo donde se aprecia el gas brillante de la Vía Láctea, pulsares parpadeantes y una brillante galaxia ubicada a miles de millones de años luz. El mapa combina 95 horas de las primeras observaciones llevadas a cabo por el instrumento:

Arriba: Una porción del mapa de las primeras observaciones de los cielos de rayos gamma.

Se tardó varios años para crear una imagen similar, producida por el ahora desaparecido Observatorio de Rayos Gamma Compton. Con la sensibilidad superior de Fermi, seguramente surgirán nuevos descubrimientos.

El Telescopio Espacial de Gran Área de Fermi explora el cielo completo cada tres horas cuando funciona bajo el “modo de reconocimiento”, tarea que ocupará la mayor parte del tiempo de observación del telescopio durante su primer año de operaciones. Estas fotografías instantáneas permiten a los científicos monitorear cambios rápidos en las características del violento universo de rayos gamma. El telescopio es sensible a los fotones con energías que varían en un rango de 20 MeV (Megaelectronvoltios) hasta por encima de 300 GeV (Gigaelectronvoltios). El límite más alto de este rango, el cual corresponde a energías que son 5 millones de veces más grandes que los rayos X dentales, está muy poco explorado.

Derecha: Este aumento de rayos gamma, detectado por Fermi, el 23 de julio de 2008, señala la probable destrucción de una estrella distante.

El instrumento secundario de la nave espacial, el GBM, identificó 31 explosiones conocidas como erupciones de rayos gamma solamente durante su primer mes de operaciones. Estas explosiones de alta energía ocurren cuando las estrellas masivas mueren o cuando las estrellas de neutrones que están orbitando se mueven juntas en forma de espiral y se fusionan.

El GBM es sensible a rayos gamma menos energéticos que el Telescopio Espacial de Gran Área, lo cual ofrece una visión complementaria del extenso espectro de rayos gamma. Trabajando juntos, los dos instrumentos pueden finalmente desentrañar algunos de los más enredados misterios de las erupciones de rayos gamma.

“Las últimas décadas han sido una época de oro para la astronomía”, dice Chip Meegan, quien es el investigador principal del GBM, en el Centro Marshall para Vuelos Espaciales. Meegan considera que Fermi va a lograr que estos buenos tiempos continúen. “Estoy encantado de ser parte de esto”.

Más sobre el telescopio espacial de rayos gamma Fermi y la materia oscura del universo

Francisco R. Villatoro 5 may 09

Espectro observado por el telescopio espacial Fermi (LAT – círculos rojos con barras de error), con errores sistemáticos estimados en gris, otros resultados experimentales y un modelo teórico difuso (línea a trazos). (C) PRL

Ayer hablábamos de datos provisionales del telescopio espacial de rayos gamma Fermi (Gamma-Ray Space Telescope) y ayer mismo se publicó en Physical Review Letters el artículo con los datos experimentales obtenidos en sus 5 primeros meses de operación. La composición más precisa de los rayos cósmicos obtenido hasta la fecha en el rango de energías de 20 GeV a 1 TeV. Nos lo contextualizan Bruce Winstein, Kathryn M. Zurek, “Cosmic light matter probes heavy dark matter,” Physics 2: 37, May 4, 2009, siendo el artículo técnico A. A. Abdo et al. (Fermi LAT Collaboration), “Measurement of the Cosmic Ray e++e- Spectrum from 20 GeV to 1 TeV with the Fermi Large Area Telescope,” Phys. Rev. Lett. 102: Art. No. 181101, Published on May 04, 2009.

Fermi (también conocido como GLAST) mide fotones de alta energía producidos por la desintegración de pares positón-electrón en láminas de tungsteno estimando su energía mediante un calorímetro.

La evidencia experimental sobre la materia oscura apunta a partículas con una masa entre 100 y 1000 veces la masa del protón (1 GeV). La materia oscura puede será estudiada directamente en el LHC del CERN, en laboratorios subterráneos específicos y mediante sus productos de desintegración en los rayos cósmicos. Esta última vía es la seguida por ATIC (globos sonda), PAMELA (satélites) y ahora Fermi. PAMELA observó el año pasado un exceso en el número de electrones y positones en los rayos cósmicos con energías en el rango 10–100 GeV. ATIC (globos sonda en la Antártida) observó el flujo total de electrones y positones (no pueden diferenciar entre ellos) en el rango de 50–700 GeV. La interacción de los rayos cósmicos con el medio interestelar daría lugar a una distribución de energía de positones y electrones “plana.” Sin embargo, PAMELA observó un cociente entre positones y electrones mayores del esperado y ATIC observó picos en el flujo total de positones y electrones cuando se esperaría un flujo “plano.”

Fermi, como ATIC y al contrario que PAMELA, no puede diferenciar entre electrones y positones y tiene que conformarse con el flujo total. El artículo de Abdo et al. presenta resultados para el rango de energías de 20 GeV a 1TeV, con bandas de error entre el 0.5% y el 5%. Los resultados de Fermi son contradictorios con los de ATIC para energías mayores de 500 GeV. Por el contrario, los resultados de Fermi parecen consistentes con los de PAMELA.

Los resultados de PAMELA y ATIC se interpretaron juntos como evidencia de materia oscura. Los resultados de PAMELA y Fermi se pueden interpretar juntos tanto como evidencia de materia oscura pero también podrían ser el resultado de fenómenos violentos (ondas de choque de explosiones de supernovas, púlsares, etc.)

Sólo datos adicionales tanto de PAMELA como Fermi podrán determinar el origen de los datos observados. A final de año habrá datos de Fermi para un rango de energías hasta un 2 TeV. ¿Qué ofrecerán otros detectores de materia oscura? La física de la materia oscura promete ser apasionante en los próximos años.

Para los interesados en más detalles sobre los resultados de PAMELA y ATIC sobre materia oscura recomiendo (en inglés) “Dark Matter: a Critical Assessment of Recent Cosmic-Ray Signals,” by Tommaso Dorigo, April 17th 2009. Merece la pena leerlo. Es muy bueno, como siempre, Tommaso no nos decepciona.

En este blog os remito a Por qué el satélite Fermi no ha detectado materia oscura en nuestra galaxia (Publicado por emulenews en Mayo 4, 2009).

Abr 18 de, el año 2016

Telescopio Fermi de la NASA a punto de precisar fuentes de ondas gravitacionales

El 14 de septiembre, ondas de energía que viajan por más de un mil millones de años el espacio-tiempo suavemente sacudido en las proximidades de la Tierra. La perturbación, producida por una pareja de fusión de agujeros negros, fue capturado por las instalaciones de Interferómetro Láser Gravitational-Wave Observatory (LIGO) en Hanford, Washington, y Livingston, Louisiana. Este evento marcó la primera vez detección de ondas gravitacionales y abre una nueva ventana científica sobre cómo funciona el universo.

“La luz visible y ultravioleta de las estrellas sigue viajando por el universo incluso después de que hayan dejado de brillar, lo que crea un campo de radiación fósil que podemos explorar utilizando los rayos gamma de fuentes lejanas”, dice el científico Marco Ajello. Es una especie de niebla de luz estelar y un grupo de investigadores ha logrado medirla con la mayor precisión hasta la fecha gracias a un telescopio espacial, el Fermi, dedicado a las fuentes de rayos gamma. Así, han podido determinar que hay como media 1,4 estrellas en cielo por 100.000 millones de años luz cúbicos y que la distancia media entre una estrella y otra es de 4.150 años luz.

Los astrónomos denominan “fondo de luz extragaláctica” a la suma de toda la luz estelar en el cielo y para los rayos cósmicos ese fondo es como una niebla para la luz de un faro, explica la NASA. Ajello y sus colegas, liderados por M.Ackermann, han observado un tipo especial defaros cósmicos llamados blazar para explorar la niebla de luz estelar, y dan a conocer sus resultados en la revista Science.

Los blazar son galaxias que tienen en su centro agujeros negros supermasivos de los que parte de la materia que va cayendo en ellos sale disparada, acelerada casi a la velocidad de la luz en chorros con direcciones opuestas. Si uno de esos chorros está orientado hacia la Tierra, la galaxia resulta especialmente brillante cuando se observa desde aquí. Es decir, los blazar son en esta investigación los haces de la luz (en forma de rayos gamma) de los faros en la niebla (de la luz estelar).

El estudio, con 150 blazar, ha permitido calcular la atenuación de los rayos gamma (por los fotones de la luz de las estrellas que la emitieron antes) al recorrer diferentes distancias en el universo. Y han observado blazar en el cielo hasta distancias que corresponden al universo de hace 9.600 millones de años (el universo tiene ahora unos 13.700 millones de años). Así, con estos faros cósmicos han logrado estimar la densidad de la niebla y calcular la densidad media de estrellas, así como la distancia media entre ellas.

 “Estos resultados del Fermi abren la posibilidad de acotar el primer período de formación estelar en el cosmos y, por tanto, despliegan el escenario para el futuro telescopio espacial James Webb: el Fermi nos está proporcionando una sombra de las primeras estrellas mientras que el James Webb las detectará directamente”, explica Volker Bromm, astrónomo de la Universidad de Texas, en el comunicado de la NASA.

Gravity Probe B

Información general

Organización: NASA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 20 de abril de 2004

Vehículo de lanzamiento: Delta

Sitio de lanzamiento: Base Vandenberg

Aplicación: Estudios gravitatorios

Masa: 3145 kg

NSSDC ID: 2004-014A

Elementos orbitales

Inclinación: 89,9 grados

Período orbital: 97,6 minutos

Apoastro: 651 km

Periastro: 647,3 km

Gravity Probe B es un satélite artificial desarrollado por la NASA y la Universidad de Stanford para comprobar dos predicciones de la teoría general de la relatividad de Albert Einstein. Fue lanzado el 20 de abril de 2004 por un cohete Delta desde la base Vandenberg, obteniendo resultados exitosos que fueron presentados los primeros días de mayo de 2011.^{1 2}

El satélite, que orbita a 650 km de altura en una órbita polar, lleva cuatro pequeños giroscopios contenidos en un vaso Dewar de 1500 litros de capacidad y enfriado con helio líquido a 1,8 Kelvin, cuyo desplazamiento será medido con una precisión sin precedentes para detectar pequeños cambios en la dirección de giro. Estos pequeños cambios serían debidos a la manera en que el espaciotiempo es distorsionado por la masa y el giro de la Tierra. Los giroscopios fueron construidos a partir de esferas de cuarzo recubiertas de niobio, que a las temperaturas del helio líquido se vuelve superconductor, permitiendo que los giroscopios puedan ser suspendidos eléctricamente. Los cambios en el eje de rotación de los giroscopios (que giran a 10.000 revoluciones por minuto) son medidos por magnetómetros ultrasensibles.

La nave se estabiliza por rotación (entre 0,1 y 1 revoluciones por minuto). Los propulsores de posición se alimentan del helio que enfría el vaso Dewar.

Resultados exitosos

En mayo de 2011 la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio de Estados Unidos, NASA, informó que la misión Gravity Probe B pudo confirmar las dos predicciones clave derivadas de la teoría general de la relatividad para cuyo fin había sido diseñada la nave.³ A su vez la Universidad Stanford informó que después de treinta y un años de investigaciones, diez años de preparativos, un año y medio de vuelo y cinco años de análisis de datos; el grupo encargado del proyecto arribó a los resultados finales de la prueba que marca un hito en la teoría formulada por Albert Einstein en 1916.⁴

Enlaces externos

• Wikimedia Commons alberga contenido multimedia sobre Gravity Probe B.
• Sitio de la Gravity Probe B en la NASA
• Primeros resultados de la Gravity Probe B
• Gravity Probe B en Real Time Satellite Tracking

Equipo y Funcionamiento

Para probar la teoría de la relatividad general de Einstein, el GP-B debe medir dos ángulos minúsculos con un giroscopio flotando en el espacio. Mientras que el concepto de el GP-B es relativamente simple en diseño, la tecnología requerida para construirlo es una de las más sofisticadas en el mundo. Científicos de la Universidad de Stanford, NASA y Lockheed Martin han buscado en muchas ciencias e inventado mucha de la tecnología que hace esta misión posible. De hecho, mucha de la tecnología ni siquiera existía cuando Leonard Schiff concibió este experimento a principios de 1960.

El instrumento científico del GP-B toma la forma de un bloque rectangular largo con 4 giroscopios alineados detrás del telescopio que sale por encima del satélite. Cada giroscopio está suspendido en un ambiente de cuarzo, rodeado de una estructura metálica conectada a un SQUID para monitorear su orientación. Los giroscopios sellados se encuentran en un bloque de cuarzo sellado que está unido al telescopio sellado de cuarzo. Estos tres componentes conforman el Ensamblaje de Instrumentos Científicos (SIA).

El giroscopio más perfecto del mundo

Para medir los ángulos microscópicos que Leonard Schiff predice, el GP-B necesita un giroscopio casi perfecto — uno que no se desvie más de una cien billonésima parte de un grado de la vertical por cada hora que gire. Este es un reto bastante difícil, dado que todos los giroscopios tienden a desviarse mientras giran. Aun los giroscopios más avanzados, hallados en misiles y aviones, se desvían en 7 órdenes de magnitud más que lo que el GP-B permite.

Qué crea un desvío en inclusive los mejores giroscopios? Tres características físicas de un giroscopio pueden hacer que su eje se desvie:

• Un desbalanze en la masa o distribución de densidad dentro del giroscopio
• Una superficie desigual, asimétrica en el giroscopio creando fricción con el aire
• Fricción entre soportes del giroscopio Esto quiere decir que el giroscopio del GP-B debe ser balanceado y homogéneo por dentro, no puede tener superficies rugosas, y debe estar libre de cualquier soporte.

Luego de años de trabajo y la invención de numerosas nuevas tecnologías, este es el resultado: Una esfera homogénea de 1.5 pulgadas de cuarzo puro fundido, pulido a unas cuantas capas atómicas de perfectamente liso. Es el objeto más esférico creado, superado en esfericidad sólo por estrellas de neutrones!

Por dentro, el giroscopio es cuarzo sólido. Fue tallado de un bloque de cuarzo puro del Brasil y hecho en Alemania. Sus partes interiores son idénticas a 2 partes en un millón (eso es como tener 999998 niños idénticos de 1000000 personas).

En la superficie, el giroscopio es menos de 3 diez millonésimas de una pulgada de perfectamente esférico. Esto significa que cada punto en la superficie del giroscopio está a exactamente la misma distancia del centro con un error de 0.0000003 pulgadas.

Finalmente, el giroscopio esta libre de todo soporte, levitando en un ambiente de cuarzo. Seis electrodos espaciados idénticamente al interior del ambiente mantienen al giroscopio flotando en el centro. Una breve corriente de gas helio hace girar al giroscopio a 10000 rpm. Después de eso, el giroscopio gira en el vacÌo, apenas a 1 milímetro de sus paredes, libre de toda interferencia.

El telescopio: siguiendo la estrella guía

Durante la misión, se espera que el eje de rotación de cada giroscopio se mueva según la curvatura y torcedura del espacio-tiempo local. La única manera en que podemos ver este movimiento es comparando cada eje de rotación a una línea fija de referencia. En esta misión, la línea fija de referencia es la línea entre el telescopio y nuestra estrella guía, IM Pegasi. El telescopio debe permanecer fijado en el centro exacto de la estrella guía (dentro de un miliarcosegundo) a través de la misión, o el GP-B perderá su única línea de referencia crítica.

Enfocar el centro exacto de una estrella no sería tan difícil si fueran puntos fijos de luz como parecen a simple vista. Sin embargo, la IM Pegasi, como muchas estrellas, deambula con el cielo, siguiendo un patrón parecido a una espiral en vez de un trayecto lineal, y su luz difracta, o se esparce, mientras viaja a través del universo a nuestro telescopio.

NOTA: IM Pegasi — HR8703

IM Pegasi (~300 años luz) significa “de o en Pegaso (Pegasus)”, que es una constelación fácilmente visible en noches de otoño en Norte América, Europa y Asia.

La estrella guía es parte de un sistema binario estelar, como 46% de las estrellas en nuestro universo. El sistema binario estelar consiste de dos estrellas orbitando una junto a la otra.

En el caso de la IM Pegasi, una estrella más pequeña órbita alrededor de la estrella mayor en tamaño, sobre la cuál el GP-B se enfoca. La estrella pequeña crea cierto movimiento en la estrella grande, ya que la ‘jala’ de lado a lado mientras órbita. Este es otro movimiento que el GP-B debe tomar en cuenta cuando se enfoca en el centro exacto de la estrella grande.

El movimiento de la estrella alrededor del cielo es monitoreado por un sofisticado sistema de radio-telescopios operando en conjunto con otros, llamado VLBI (Very Long Base Interferometer). Telescopios desde Nueva México a Australia y Alemania se enfocan en nuestra estrella guía y detalla su movimiento como si un solo disco telescópico del tamaño de la tierra estuviera enfocado en la estrella. Los movimientos de la estrella guía son comparados a un cu·sar distante. Los cuasares son masas extremadamente grandes que residen en los rincones del universo, muy lejos de la estrella guía. Por su distancia y tamaño, parecen estar excepcionalmente quietos con respecto a otras estrellas en el cielo, y proveen un punto de referencia invaluable para el VLBI.

Luz estelar difractada

La difracción ocurre cuando los fotones en un rayo de luz se esparcen mientras viajan por el espacio. La luz de IM Pegasi se esparce en un diámetro de 1400 miliarcosegundos. El GP-B debe encontrar el centro exacto de la estrella guía dentro de un miliarcosegundo. Científicos resolvieron este problema en dos maneras: construir un telescopio increíblemente estable que este libre de cualquier interferencia gravitacional, y mandar la luz estelar a través de un IDA (Image Divider Assembly) súper sensible dentro del telescopio.

El telescopio en sí es un bloque de 14 pulgadas (35.56 cm) de cuarzo, idéntico al cuarzo utilizado para los giroscopios. Sus espejos están exquisitamente pulidos y sus componentes estás conectados a través de un proceso llamado “adherencia molecular”. En este proceso, la superficie de cada componente es pulido a tal punto que las moléculas de cada superficie se “pegan” una a otra usando la misma atracción eléctrica que ocurre a un nivel molecular.

Muchos telescopios son capaces de hallar el centro exacto de una estrella enfocándose en la luz estelar en un solo sensor. El sensor lee cuánta luz llega a cada mitad de este. El alineamiento del telescopio es ajustado hasta que cada mitad del sensor reciba exactamente la mitad de la luz estelar recibida.

Desafortunadamente, este método no es lo suficientemente preciso para el GP-B. Ningún sensor es lo suficientemente pequeño o sensible para dividir el pequeño monto de luz estelar que el GP-B recibe, y apuntar el telescopio dentro de un miliarcosegundo. O sea que se creó un IDA y se lo posicionó al final del telescopio. La luz estelar entra al IDA luego de haber sido enfocado por 3 espejos en el telescopio. El rayo es primeramente dividido, difractando mitad de la luz estelar, y permitiendo que la otra mitad siga su trayecto. EL rayo difractado alinea el telescopio en el eje Y. El rayo que continua alinea el telescopio en el eje X.

Cada rayo luego llega a un techo de prisma (un prisma con una punta apuntada a la luz), el cual divide la imagen en dos. Cada parte de la imagen dividida es direccionada hacia su propio sensor en el paquete detector y las lecturas eléctricas son comparadas. Cuando el telescopio está apuntado exactamente al centro de la estrella (dentro de un miliarcosegundo(, el flujo eléctrico (cantidad de señal) de cada sensor es idéntico. Si no son idénticos, el satélite mueve el telescopio para ajustar su mira, de tal forma que cuando la luz estelar llegue al techo de prisma, cada mitad del rayo difractado llegue a cada sensor.

Ambiente libre de fuerza

El instrumento científico del GP-B (4 giroscopios. en sus ambientes, en un bloque de cuarzo unido al telescopio) está diseñado para hacer medidas increíblemente precisas de la forma y comportamiento del espacio-tiempo local alrededor de la tierra. SIn embargo, este instrumento opera adecuadamente sólo si está protegido de toda fuerza externa. La menor cantidad de presión o calor, la influencia de un campo magnético, cualquier tipo de aceleración gravitacional, o la más pequeña turbulencia atmosférica destruirían la precisiÛn de este instrumento. Para que el GP-B sea exitoso, el instrumento debe estar en un ambiente casi-cero.

La sonda Gravity Probe B confirma dos predicciones de Einstein sobre el espacio-tiempo

Artículo publicado por Trent J. Perrotto el 3 de mayo de 2011 en NASA.

La misión Gravity Probe B (GP-B) de la NASA ha confirmado dos predicciones clave derivadas de la Teoría de la Relatividad General de Einstein, algo para lo que la nave fue diseñada.

El experimento, lanzado en 2004, usó cuatro giroscopios ultra-precisos para medir el teorizado efecto geodético, la curvatura del espacio y el tiempo alrededor de un cuerpo gravitatorio, y el arrastre de marcos, cuánto tira del espacio y el tiempo un objeto giratorio cuando rota.

GP-B determinó ambos efectos con una precisión sin precedentes apuntando a una única estrella, IM Pegasi, mientras permanecía en una órbita polar alrededor de la Tierra. Si la gravedad no afectase al espacio y el tiempo, los giroscopios de GP-B apuntarían en la misma dirección para siempre mientras estuviese en órbita. Pero en la confirmación de las teorías de Einstein, los giroscopios experimentaron unos diminutos pero medibles cambios en la dirección de su giro, mientras que la gravedad de la Tierra tiraba de ellos.

Los hallazgos están on-line en la revista Physical Review Letters.

“Imagina que la Tierra estuviese inmersa en miel. Conforme rota el planeta, la miel a su alrededor giraría, y lo mismo pasa con el espacio y el tiempo”, dice Francis Everitt, investigador principal de GP-B en la Universidad de Stanford. “GP-B confirmó dos de las predicciones más profundas del universo de Einstein, que tienen implicaciones de gran alcance para toda la investigación astrofísica. De la misma forma, las décadas de innovación tecnológica tras la misión tendrán un duradero legado en la Tierra y el espacio”.

GP-B es uno de los proyectos de más larga duración de la historia de la NASA, dado que la implicación de la agencia empezó en otoño de 1963 con un patrocinio inicial para desarrollar un experimento de giroscopio para la relatividad. Posteriores décadas de desarrollo llevaron a innovadoras tecnologías para controlar las perturbaciones ambientales en la nave, tales como el arrastre aerodinámico, campos magnéticos y variaciones termales. El buscador de estrellas de la misión y los giroscopios fueron los más precisos jamás diseñados y producidos.

GP-B completó sus operaciones de recolección de datos y se puso fuera de servicio en diciembre de 2010.

“Los resultados de la misión tendrán un impacto a largo plazo sobre el trabajo de los físicos teóricos”, dice Bill Danchi, astrofísico sénior y científico del programa en las Oficinas Centrales de la NASA en Washington. “Cada futuro reto a la Teoría de la Relatividad General de Einstein tendrá que buscar medidas más precisas que las logradas en el notable trabajo de GP-B”.

Las innovaciones que ha permitido GP-B se han usado en la tecnología GPS que permite a los aviones aterrizar sin ayuda. Adicionales tecnologías de GP-B se aplicaron en la misión Explorador del Fondo Cósmico de la NASA, que determinó con precisión la radiación de fondo del universo. Tal medida es el sustento de la Teoría del Big Bang, y otorgó el Premio Nobel al físico de NASA John Mather.

La idea de satélite libre de arrastre desarrollada para GP-B hizo posibles un número de satélites de observación terrestres, incluyendo el Experimento de Recuperación Gravitatoria y Clima de la NASA y el Explorador de Campo Gravitatorio y Circulación Oceánica de estado estacionario de la Agencia Espacial Europea. Estos satélites proporcionaron las medidas más precisas de la forma de la Tierra, claves para una navegación precisa en tierra y mar, y una comprensión de la relación entre la circulación oceánica y los patrones del clima.

GP-B también empujó las fronteras del conocimiento y proporcionó un entrenamiento práctico de campo para 100 estudiantes de doctorado y 15 candidatos al grado de máster en universidades de todo Estados Unidos. También trabajaron en el proyecto más de 350 estudiantes universitarios y más de cuatro docenas de estudiantes de instituto junto a científicos e ingenieros aeroespaciales líderes en la industria y el gobierno. Una estudiante universitaria que trabajó en GP-B se convirtió en la primera mujer estadounidense en el espacio, Sally Ride. Otro fue Eric Cornell que ganó el Premio Nobel de Física en 2001.

“GP-B se añade al conocimiento base de la relatividad de formas importantes y su positivo impacto se sentirá en las carreras de los estudiantes cuya educación se verá enriquecida por el proyecto”, dice Ed Weiler, administrador asociado para la Junta de la Misión Científica de las Oficinas Centrales de la NASA.

AGILE

Organización: Agencia Espacial Italiana ISA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 23 de abril de 2007

Vehículo de lanzamiento: PSLV

Sitio de lanzamiento: Sriharikota

Aplicación: Observatorio espacial (rayos gamma)

Masa: 352 kg

NSSDC ID: 2007-013A

Elementos orbitales

Inclinación: 2,5 grados

Período orbital: 95,4 minutos

Apoastro: 558,2 km

Periastro: 528,9 km

Instrumentos principales: Cámara GRID; Detector Super-AGILE

AGILE (Astrorivelatore Gamma ad Imagini Leggero) es un observatorio espacial de rayos gamma de la Agencia Espacial Italiana lanzado el 23 de abril de 2007 desde la base india de Sriharikota mediante un cohete PSLV. Tiene una masa de 352 kg.

Porta dos instrumentos:

• la cámara de rayos gamma GRID de gran angular, capaz de detectar fotones gamma con energías de entre 0,3 y 200 MeV
• el detector de rayos X duros Super-AGILE, para el rango de entre 15 y 45 keV

AGILE es un observatorio espacial de rayos gamma de la Agencia Espacial Italiana lanzado el 23 de abril de 2007 desde la base india de Sriharikota mediante un cohete PSLV. Tiene una masa de 352 kg.

Porta dos instrumentos:

• la cámara de rayos gamma GRID de gran angular, capaz de detectar fotones gamma con energías de entre 0,3 y 200 MeV
• el detector de rayos X duros Super-AGILE, para el rango de entre 15 y 45 keV

Lanzado el Observatorio AGILE

El despegue del observatorio astronómico italiano AGILE (Astrorivelatore Gamma ad Imagini Leggero), significa también para la India la entrada en el mercado comercial de lanzamiento de satélites. La organización ISRO ganó el contrato en una competición internacional, lo que dice mucho en favor de ella y su cohete PSLV. El vehículo (C8) despegó desde Sriharikota a las 10:00 UTC del 23 de abril, en dirección a una órbita circular casi ecuatorial, de 550 km. El bajo peso de su carga principal (352 kg), permitió prescindir de los habituales seis aceleradores sólidos, la primera vez que ello ocurre. Además, la cuarta etapa llevaba menos combustible. Junto al AGILE viajaba el AAM (Advanced Avionics Module), de 185 kg, un equipo para ensayar sistemas de aviónica avanzados, como ordenadores, telemetría y navegación, que serán aplicados en futuras misiones. El AAM permanecerá unido a la etapa superior del cohete.

La carga principal fue liberada a los 1.370 segundos del despegue. Propiedad de la Agencia Espacial Italiana (ASI), el AGILE en un observatorio para objetos astronómicos en las bandas de los rayos-X y gamma. Sus instrumentos son el GRID y el Super-AGILE. El satélite fue diseñado y construido por la compañía Carlo Gavazzi Space, para una vida útil de al menos 3 años. Su objetivo será rastrear el cielo en busca de fuentes de luz muy energéticas, siguiendo la estela del americano Compton y a la espera de la llegada del GLAST, con el que colaborará. (Fotos: ISRO)

COROT (acrónimo: (francés) COnvection ROtation et Transits planétaires; o sea COnvection, ROtation and planetary Transits en inglés, y COnvección, ROtación y Transitos planetarios en español) es una misión espacial aprobada y liderada por la Agencia Espacial Francesa (CNES) conjuntamente con la Agencia Espacial Europea (ESA), Austria, Bélgica, Alemania, España y Brasil.

El objetivo principal de Corot es la búsqueda de planetas extrasolares, especialmente de aquellos de un tamaño similar al terrestre. El satélite Corot fue lanzado el 27 de diciembre de 2006, desde el cosmódromo de Baikonur en Kazajistán, convirtiéndose en la primera misión de su tipo.

Corot consiste en un telescopio de 27 cm de diámetro y 4 detectores CCD. El satélite pesa unos 630 kg en el despegue, con 300 kg de carga útil, y mide 4100 mm de longitud y 1984 mm de diámetro. Obtiene la energía requerida para su funcionamiento de dos paneles solares. Fue lanzado por un cohete ruso Soyuz, y tras tres horas de maniobra entró en una órbita circular polar (inclinación = 90,01°) con una altitud de 896 km. Durante los dos años y medio que está previsto que dure la misión, realizará observaciones de manera perpendicular a su plano orbital, evitando interferencias de la Tierra. Durante el verano del hemisferio norte observará una zona cercana a la constelación de Serpens Cauda en el centro de la Vía Láctea, y durante el invierno del hemisferio norte observará cerca de Monoceros, anticentro de nuestra galaxia.

Esta órbita fue elegida porque permite la observación continua durante más de 150 días, del centro de la galaxia, en verano en la dirección opuesta en el invierno.

La sonda monitoreará el brillo de las estrellas, buscando la ligera reducción que ocurre en intervalos regulares que implica la existencia de un planeta en órbita en torno a ellas. Corot será suficientemente sensible como para detectar planetas rocosos de tan solo un par de veces el tamaño de la Tierra, aunque también se espera que descubra nuevos gigantes gaseosos que componen la mayor parte de los planetas extrasolares descubiertos hasta ahora.

Corot también estudiará la astrosismología. Será capaz de detectar los temblores que tienen lugar en la superficie de las estrellas y que alteran su luminosidad. Gracias a este fenómeno se puede calcular con bastante precisión la masa, edad y composición química de las estrellas, lo cual permite compararlas con nuestro Sol gracias a los datos recogidos por la misión SOHO.

Tanto en invierno como en verano habrá una estrella que será estudiada en detalle y hasta otros nueve objetivos menores para la astrosismología, mientras que simultáneamente estará registrando el brillo de 12.000 estrellas con una magnitud aparente por encima de 15,5 para el estudio de planetas extrasolares.

Las operaciones de vuelo de la misión originalmente estaban programadas para terminar en 2 años y medio desde el lanzamiento¹ pero las operaciones se extendieron a 2013.² El 2 de noviembre de 2012, CoRoT sufrió una falla en uno de sus ordenadores que hizo imposible recuperar todos los datos de su telescopio.³ Después de intentos de reparación, el 24 de junio de 2013, se anunció que CoRoT había sido retirado y puesto fuera de servicio; bajándolo de órbita para permitir que se queme en la atmósfera.⁴

El 3 de mayo de 2007 se publicó que el COROT había descubierto un planeta del tipo Júpiter caliente al que denominaron COROT-1b orbitando en torno a una estrella similar al Sol a unos 1.500 años luz de distancia. El planeta tenía un radio 1,78 veces mayor que Júpiter, una masa aproximadamente 1,3 veces la de Júpiter y describía una órbita alrededor de su estrella cada día y medio.^{5 6} On the 300th day of operations ESA reported that “CoRoT is discovering exo-planets at a rate only set by the available resources to follow up the detections”.⁷ El 20 de diciembre de 2007, se publicaron resultados adicionales, que informaban de que un segundo exoplaneta, COROT-2b había sido descubierto, esta vez con un radio 1.4 y una masa 3.5 veces mayor que los de Júpiter. El periodo orbital es de menos de dos días. Los resultados sobre la astrosismología fueron también publicados en el mismo artículo.⁸ Three papers describing the two exoplanets, with radial-velocity follow-up, appeared in Astronomy and Astrophysics in May 2008 (Barge 2008, Alonso 2008 and Bouchy 2008).

En mayo de 2008, el descubrimiento de dos nuevos exoplanetas, y un nuevo objeto celeste desconocido COROT-3b fueron anunciados por la ESA. COROT-3b parece ser “algo entre una enana marrón y un planeta.”

En febrero de 2009, se anunció el descubrimiento de COROT-7b. Es el planeta extrasolar más pequeño con su diámetro confirmado (1,7 veces el de la Tierra) hasta la fecha (15/9/2009).

COROT científicos han indicado en la reunión de 2009 de la UAI que tienen pruebas de hasta 80 planetas, incluidos los siete que ya han sido publicados, incluyendo los sistemas multi-planeta con un máximo de cinco planetas.⁹

COROT ha encontrado tres estrellas lejanas que muestran sismología como el Sol (oscilaciones y granulaciones), aunque más caliente.¹⁰

“Convección y rotación” se refiere a la capacidad del satélite de explorar el interior de las estrellas para estudiar las ondas acústicas que se propagan en toda la superficie, una técnica llamada sismología estelar o astrosismología.

“Tránsito planetario” se refiere a la técnica utilizada para detectar la presencia de un planeta que orbita alrededor de una estrella con la disminución en el brillo causado por su pasaje delante de la estrella. Para llenar sus dos objetivos científico COROT observa unas 120 000 estrellas con su telescopio de 30 cm de diámetro. El satélite está situado a 896 km de altitud en una órbita circular con una inclinación de 90°. Esta altura permite de repetir cada siete días el ciclo de las operaciones.

En los 10 años transcurridos desde el descubrimiento en 1995 del primer exoplaneta, 51 Pegasi b, otros 220 planetas han sido detectados por los grandes observatorios terrestres. Se espera que el satélite COROT encuentra muchos más durante su misión de cinco años (2006-2011) y empujar los límites de nuestro conocimiento que nos permite descubrir más planetas más pequeños. Cuando apuntará sus instrumentos en una estrella, COROT observará también “terremotos estelares “, estas ondas acústicas generadas en el interior de una estrella que se transmiten a lo largo de su superficie, alterando su brillo. La naturaleza de las ondas permite a los astrónomos calcular la masa exacta, la edad y la composición química de las estrellas.

CoRoT tiene una cosecha abundante desde 2006 y ha encontrado en el año 2009, los exoplanetas más pequeños. Desafortunadamente este planeta orbita muy cerca de su estrella, por lo que su temperatura superficial alcanza 1500° Celsius.

La búsqueda de planetas similares a la Tierra fuera del Sistema Solar ha detectado un nuevo botín de astros, aunque todos están demasiado cerca de sus estrellas como para albergar vida. Se trata de los 10 nuevos exoplanetas detectados por el satélite CoRoT, lanzado en 2006 por la Agencia Espacial Europa (ESA) en un proyecto liderado por Francia.

Observaciones de confirmación realizadas con telescopios terrestres, entre ellos un espectógrafo de la isla de La Palma (Canarias) han confirmado que entre ellos hay una gran variedad de masas, densidades y órbitas, lo que indica que la diversidad planetaria fuera del Sistema Solar es enorme.

Siete de los exoplanetas son de los llamados ‘Júpiters’ calientes (gigantes gaseosos muy cerca de sus estrellas), otro es más pequeño que Saturno y hay dos con la masa de Neptuno en torno a una sola estrella, según los resultados anunciados en el segundo simposio de CoRoT que ha tenido lugar en Marsella (Francia).

El satélite, que fue el primero en ser destinado a buscar exoplanetas, ha localizado en estos cuatro años de operaciones, un total de 26 nuevos exoplanetas de los 565 que se conocen desde que hace 15 años el astrónomo suizo Michel Mayor descubriera el primero.

El aumento del ritmo de hallazgos ha revelado que nuestro Sistema Solar no es una excepción en el Universo, sino algo mucho más común de lo que podía imaginarse. Por ello, ahora el interés científico está en tratar de descubrir las características de estos planetas, para tratar de averiguar si comparten con el nuestro características con las que pudieran albergar vida.

“Desde los comienzos de la astronomía de los exoplanetas, nos hemos sorprendido de la tremenda variedad de planetas descubiertos: los gigantes gaseosos más grandes que Júpiter y cuerpos más pequeños, rocosos, con masas comparables a la Tierra”, señalaba en Marsella Malcolm Fridlund, uno de los científicos del proyecto de la ESA para CoRoT.

Otra sorpresa fue encontrar muy diferentes configuraciones entre los casi 70 sistemas planetarios múltiples localizados. “Estos nuevos 10 planetas que anunciamos ahora no son ninguna excepción, pese a la rica lista de características interesantes que presentan”, agregaba.

De hecho, Fridlund explicó que sus densidades son muy variadas, desde gaseosas a otras similares a la de Marte. Y también hay muy diferentes estrellas: desde dos veces más vieja que nuestro Sol a las que apenas tienen 600 millones de años luz, algo que es de especial interés para los astrónomos porque les ayuda a conocer cómo es la formación y la evolución de los planetas.

Dos de los planetas (CoRoT-16b y CoRoT-20b), además, se mueven en órbitas muy alargadas, lo que supone un desafío, desde el punto de vista de la dinámica, para su supervivencia. También resulta extraño el sistema de dos cuerpos como Neptuno, que tendrán que investigar más para ver si alberga más planetas.

CoRoT es un telescopio espacial de 27 centímetros de diámetro que busca planetas localizando tránsitos, es decir, las minúsculas disminuciones en el brillo de la estrella cuando un objeto, como un planeta, pasa por delante. En total, desde 2006 ha detectado 401 candidatos posibles, de los que se ha confirmado 26.

El telescopio espacial PAMELA (Payload for AntiMatter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) es un observatorio en órbita destinado a determinar características de la materia negra.

Pamela ha sido lanzada el 15 de junio de 2006 por un cohete ruso a bordo de un satélite Resurs DK1, desde Italia.

Los investigadores a la búsqueda de antimateria en el universo acuden a detectores embarcados a borde de maquinas espaciales, tales como PAMELA o AMS (módulo para el ISS, estación espacial internacional).

PAMELA será el detector más complejo de partículas lanzado en el espacio ya que podrá detectar y medir con una precisión excepcional la carga, la masa y el espectro de energía de las partículas cósmicas que chocarán su detector.

El objetivo es estudiar las partículas cósmicas, sus espectros, su origen, la presencia de antipartículas, y la posible presencia de materia negra.

La misión PAMELA provocó un gran revuelo en 2008 después de que encontrase un número significativamente mayor de lo esperado de positrones (anti-electrones) en energías entre 10-100 GeV. Teniendo en cuenta que sólo se producen positrones cuando interactúan los protones con el medio interestelar, los físicos han calculado que a energías más altas debería haber una caída gradual en el número de positrones que alcanzan la Tierra. Sin embargo, las colisiones de materia oscura se espera que produzcan un igual número de electrones y positrones en un rango de energía dado. Esto aumentaría la proporción de positrones a electrones detectados, debido a que los positrones son sustancialmente menos abundantes que los electrones en el universo.

¿Fermi ha observado materia oscura?

Artículo publicado por Edwin Cartlidge el 20 de mayo de 2011 en physicsworld.com

Nuevos resultados del Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi de la NASA parecen confirmar una tasa mayor de lo esperado de positrones de alta energía que alcanzan la Tierra desde el espacio exterior. Esta anomalía en el flujo de rayos cósmicos se observó por primera vez por la nave italiana PAMELA en 2008 y sugiere la existencia de partículas de materia oscura en aniquilación.

Los físicos creen que aproximadamente el 80% de la masa del universo está en forma de una misteriosa sustancia conocida como materia oscura. Incapaces de observar la materia oscura usando luz u otras formas de radiación electromagnética, los investigadores están intentando encontrar pruebas directas de la misma en la Tierra usando detectores subterráneos con grandes escudos o aceleradores de partículas. Pero también tienen una tercera opción menos directa – usar instrumentos en satélites o globos para detectar las partículas que algunas teorías predicen que se crean en el espacio cuando colisionan dos partículas de materia oscura y se aniquilan.

La misión PAMELA provocó un gran revuelo en 2008 después de que encontrase un número significativamente mayor de lo esperado de positrones (anti-electrones) en energías entre 10-100 GeV. Teniendo en cuenta que sólo se producen positrones cuando interactúan los protones con el medio interestelar, los físicos han calculado que a energías más altas debería haber una caída gradual en el número de positrones que alcanzan la Tierra. Sin embargo, las colisiones de materia oscura se espera que produzcan un igual número de electrones y positrones en un rango de energía dado. Esto aumentaría la proporción de positrones a electrones detectados, debido a que los positrones son sustancialmente menos abundantes que los electrones en el universo.

¿Positrones o protones?

Los resultados de PAMELA, no obstante, no eran definitivos, principalmente debido a la posibilidad de que la misión estuviese confundiendo positrones con el número mucho mayor de protones que alcanza sus detectores. Pero los últimos resultados de Fermi parecen eliminar estas dudas. Aunque es un telescopio de rayos gamma, Fermi funciona de hecho detectando pares de electrón-positrón y por esto también está perfectamente capacitado para estudiar los rayos cósmicos. Al contrario que PAMELA no incluye un imán para distinguir entre electrones y positrones, pero los científicos de Fermi se dieron cuenta de que podrían usar en su lugar en campo magnético de la Tierra. Éste curva los electrones y positrones de tal forma que ciertas zonas del cielo contendrán justo un tipo de partícula, pero no de la otra. Por lo que estudiando las señales procedentes de estas regiones, los investigadores fueron capaces de medir separadamente los flujos de electrones y positrones, y por tanto, calcular la fracción provocada sólo por los últimos.

Los resultados de este análisis se presentaron en una conferencia en Roma la semana pasada por parte del miembro colaborador de Fermi Warit Mitthumsiri. El colega de Mitthumsiri, Stefan Funk del Laboratorio del Acelerador Nacional SLAC en California, cree que los resultados constituyen “una confirmación muy buena”, de las observaciones de hace tres años, y mantiene que el ruido de fondo se ha tenido en cuenta adecuadamente. “Habrá una pequeña fracción de protones que tendrán el aspecto de electrones”, dice, “pero somos bastante optimistas respecto a que hayamos sustraído esa porción correctamente”.

El investigador principal de PAMELA, Piergiorgio Picozza de la Universidad de Roma Tor Vergata, está de acuerdo. Dice que, salvo alguna fuente desconocida de protones, los resultados de Fermi “apoyan sólidamente el exceso de positrones a una energía mayor”, añadiendo que el acuerdo es el más convincente debido a que los dos conjuntos de datos fueron derivados usando “distintos análisis, distintos detectores, y condiciones experimentales completamente distintas”.

Nuevos resultados de PAMELA sobre el exceso de positrones en los rayos cósmicos

Francisco R. Villatoro 3 ago 2013

El experimento PAMELA, instalado en un satélite, ha medido el flujo de positrones en los rayos cósmicos con energía de hasta 300 GeV. Durante el mínimo del último ciclo solar entre julio de 2006 y diciembre de 2009 se han observado 24.500 positrones, muchos más de los esperados. Este exceso apunta a una fuente astrofísica (quizás galáctica) que aún se desconoce. ¿Será la materia oscura? Por ahora nadie lo sabe, pero todo apunta a otra fuente exótica. El exceso también ha sido observado por AMS-02, en la Estación Espacial Internacional, cuyos datos tienen menor error pero casi coinciden con los nuevos datos publicados por PAMELA. ¿Qué será esa fuente exótica de positrones? Quizás habrá que esperar al telescopio espacial James Webb para descubrir la fuente galáctica de tipo astrofísico responsable de este exceso de positrones. El nuevo artículo técnico es PAMELA Collaboration, “The cosmic-ray positron energy spectrum measured by PAMELA,” arXiv:1308.0133, Subm. 1 Aug 2013.

PAMELA (a Payload for Antimatter Matter Exploration and Lightnuclei Astrophysics) ha medido la fracción entre el flujo de positrones, y el flujo de electrones y positrones, φ(e+) / (φ(e+)+φ(e−)), con energía entre 1,5 y 100 GeV, en los rayos cósmicos que inciden en la tierra. En 2008 ya se publicó la existencia del exceso en los datos de PAMELA [ver aquí y aquí también], que AMS-02 ha confirmado este mismo año [ver aquí y aquí también]. Como muestra esta figura, a comparar los resultados de PAMELA con los de AMS-02 se observa que a baja energía (por debajo de 5 GeV) los resultados de PAMELA son un poco mayores que los AMS-02 (y ambos más bajos que los de otros experimentos, salvo Aesop). La razón es la dinámica del ciclo solar que modula el flujo de partículas de carga positiva en los rayos cósmicos (de origen solar, porque como ya sabrás los rayos cósmicos no tienen por qué tener un origen cosmológico). PAMELA ha tomado datos entre 2006 y 2009, cuando AMS-02 los ha tomado entre 2011 y 2013 (y otros experimentos en otros momentos del ciclo solar).

El gran problema con este exceso de positrones es que no viene acompañado de un exceso de protones. Por ello, si el origen de este exceso es la materia oscura, debe ser muy exótica, como neutrinos de muy alta masa que se desintegran con preferencia en leptones (lo que requiere un ajuste fino en los modelos supersimétricos, en contra de la “naturalidad” de la SUSY). Lo más razonable es que su fuente sea astrofísica; positrones originados en púlsares distribuidos en el halo galáctico que son acelerados por los campos magnéticos de la galaxia [ver aquí, aquí y aquí también]. El problema es que estas fuentes astrofísicas no han sido observadas aún (aunque su existencia no contradice los resultados de los modelos de simulación galáctica). Los próximos años serán muy apasionantes en este campo.

Las partículas normalmente son protones, electrones y núcleos de helio que cuando colisionan con los núcleos de la atmósfera superior de la Tierra pueden producir lluvias de partículas hijas. Estas lluvias pueden ser tan extensas que se observan fácilmente desde tierra.

Cinturones de Van Allen © by Kanijoman

Los astrónomos se dieron cuenta hace tiempo de que estas colisiones deben producir antiprotones, de la misma forma que sucede en los aceleradores de la Tierra. Pero esto genera una interesante pregunta:¿Qué pasa con los antiprotones una vez que se han creado?

Claramente, muchas de estas antipartículas deben aniquilarse cuando se encuentran con partículas de materia común. Pero algunos astrónomos siempre han sospechado que los antiprotones restantes deben quedar atrapados por el campo magnético de la Tierra, formando un cinturón de radiación de antiprotones.

Ahora, los astrofísicos dicen que han descubierto finalmente este cinturón de antiprotones propuesto hace tiempo.

En 2006, estos chicos lanzaron una nave espacial llamada PAMELA a la órbita baja de la Tierra, específicamente para buscar antiprotones en los rayos cósmicos.

Pero como la mayor parte de naves en la órbita baja de la Tierra, PAMELA debe pasar a diario a través de la Anomalía del Atlántico Sur, una región donde los Cinturones de Radiación de Van Allen se acercan a la superficie de la Tierra. Aquí es donde las partículas energéticas tienden a quedar atrapadas. Por tanto, si algunos antiprotones quedaran capturados en esa mezcla, aquí es donde PAMELA debería encontrarlos.

Ahora el equipo de PAMELA ha analizado los 850 días de datos, buscando sólo en los momentos en los que la nave estaba en la Anomalía del Atlántico Sur (aproximadamente un 1,7 por ciento de este tiempo).

Quién lo iba a decir, estos chicos encontraron 28 antiprotones. Eso es aproximadamente tres órdenes de magnitud más de lo que se esperaría encontrar en el viento solar, demostrando que las partículas realmente están atrapadas y almacenadas en este cinturón.

Esto constituye “la fuente más abundante de antiprotones cerca de la Tierra”, dice el equipo de PAMELA.

La Anomalía del Atlántico Sur es bien conocida por ser un completo engorro. Debido a las partículas de alta energía que se acumulan ahí, el Telescopio Espacial Hubble debe desconectarse cuando pasa a través de la misma varias veces al día; y la Estación Espacial Internacional tiene un refuerzo extra para proteger a los astronautas de sus efectos.

El descubrimiento de un cinturón adicional de antiprotones no tendrá mucho impacto en el peligro que representa – el número de antiprotones es minúsculo en comparación con los electrones y protones ahí atrapados.

Pero siempre es interesante que las predicciones teóricas se confirmen. Esto es buena ciencia en funcionamiento.

Astro-F (Akari)

Información general

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 21 de febrero de 2006

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa: 955 kg

Equipo:

FIS Far Infrared Surveyor
NIR Near Infrared Camera
MIR-S Middle Infrared Shorter Camera

MIR-L Middle Infrared Longer Camera

Tipo de órbita: Circular

Período orbital: 96,6 minutos

Periastro: 694,5 km

ASTRO-F (o Akari) es un satélite de astronomía infrarroja diseñado por la JAXA, en colaboración con universidades e institutos técnicos de Europa y Corea. Fue lanzado el 21 de febrero de 2006 por un cohete M-V a una órbita polar terrestre. Tras el lanzamiento fue rebautizado como Akari, que significa “luz” en japonés.

Su misión principal es escanear el cielo entero en infrarrojo cercano, medio y lejano a través de su telescopio de 68,5 cm de diámetro, que será mantenido durante las observaciones a una temperatura de 6 K para evitar interferencias con la radiación infrarroja que emitiría el propio telescopio.

Se espera que los sensores de infrarrojos lejanos y medios duren unos 550 días, limitados como están por el helio líquido que funciona a modo de refrigerante. El sensor de infrarrojos cercanos podrá continuar operando una vez se agote el refrigerante gracias a un sistema de refrigeración mecánica. El satélite consta de los siguientes instrumentos:

• FIS Far Infrared Surveyor: Instrumento sensor de infrarrojos lejanos
• NIR Near Infrared Camera: Instrumento sensor de infrarrojos cercanos
• MIR-S Middle Infrared Shorter Camera: Sensor de infrarrojos medios con longitudes de onda menores
• MIR-L Middle Infrared Longer Camera: Sensor de infrarrojos medios a longitudes de onda marrón|enanas marrones]]
• Estudiar los procesos de formación de sistemas planetarios
• Descubrir nuevos cometas

AKARI (conocido como ASTRO-F o IRIS – rayos infrarrojos Imaging Surveyor) es la segunda misión espacial para la astronomía infrarroja en Japón. AKARI ha sido desarrollado por los miembros de la JAXA / ISAS y colaboradores. IRAS (Satélite Astronómico Infrarrojo, lanzado en 1983 por el Reino Unido, los Estados Unidos y los Países Bajos), llevó a cabo la primera encuesta de todo el cielo en longitudes de onda infrarrojas y tuvo un gran impacto en la astronomía. La misión AKARI es un ambicioso plan para realizar una encuesta de todo el cielo con mucha más sensibilidad y resolución espacial y la cobertura de longitud de onda más ancha que IRAS. AKARI tiene un telescopio 68.5cm enfrió a 6K, y observar en el intervalo de longitud de onda de 1,7 micras (infrarrojo cercano) a 180 (de infrarrojo lejano). AKARI fue lanzado con éxito al espacio por un cohete MV. AKARI ha sido colocado en una órbita polar sincronizada con el sol de unos 700 kilómetros.

Los datos de imagen AKARI de infrarrojo lejano de todo el cielo se han completado y puesto en libertad a los investigadores de todo el mundo. Los nuevos mapas de imagen AKARI tienen cuatro a cinco veces mejor resolución que la de las imágenes de todo el cielo de infrarrojo lejano convencionales, así como los datos en longitudes de onda más largas. Se espera que los datos de imagen AKARI para contribuir a una variedad muy amplia de estudios astronómicos, por ejemplo, en las zonas de formación estelar y planetaria y la evolución de las galaxias.

Alta Resolución de infrarrojo lejano de todo el cielo la imagen datos publicados (enero de 2015)

El principal objetivo de la misión astronómico infrarrojo ASTRO-F es hacer una encuesta de todo el cielo en longitudes de onda infrarrojas, con una sensibilidad de un orden de magnitud mejor y resolución de un par de veces más alta que IRAS (Infrared Astronomical Satellite), que es el primer satélite astronómico infrarrojo lanzado en 1983. ASTRO-F hará una segunda encuesta generación que satisfaga las expectativas del astrónomo actual.

Hay una gran variedad de objetivos científicos que será investigado por ASTRO-F. Especialmente nos centramos en lo siguiente.

1. Para comprender la formación y evolución de las galaxias.
2. Para indagar en el proceso de formación de estrellas y sistemas planetarios.

Con el fin de lograr estos objetivos, ASTRO-F lleva a cabo las siguientes observaciones.

1. Un imparcial de todo el cielo en longitudes de onda de 50 a 180 micras.
2. Una resolución de alta sensibilidad y observaciones espectroscópicas que cubren más de varias decenas de grados cuadrados en longitudes de onda de 1,7 a 180 micras.

Contorno

ASTRO-F satélite consiste en un criostato y un módulo de bus. Un telescopio e instrumentos científicos se almacenan en el criostato y se enfría por helio líquido y refrigeradores mecánicos. El módulo de bus se encarga de la manutención del satélite, control de actitud, manejo de datos, y la comunicación con el sistema de tierra. La altura y el peso del satélite son 3,7 metros y 952 kg, respectivamente. El criostato y el módulo de bus tienen estructuras independientes con el fin de disminuir flujo de entrada de calor en el criostato.

El panel solar que suministrará energía eléctrica al satélite se extenderá en la órbita. El criostato tiene una tapa de la abertura en el suelo a fin de mantener un vacío apretado y prevenir flujo de entrada de luz parásita. Esta tapa de abertura se expulsa en el espacio después del establecimiento de la actitud del satélite.

ASTRO-F será lanzado por MV No.8 vehículo de lanzamiento que también ha sido desarrollado por JAXA / ISAS. La operación se lleva a cabo después del lanzamiento principalmente a Sagamihara Espacio Centro de Operaciones (SSOC) y Uchinoura Space Center (USC).

Telescopio

El telescopio ASTRO-F es un sistema Ritchey-Chrétien con F / 6.1. La distancia focal es 4200 mm y la abertura eficaz es de 68,5 cm. Todo el telescopio se enfrió hasta aproximadamente 6K durante las observaciones. El objetivo del telescopio enfriado es la de suprimir la radiación térmica perjudicial irradiaba de telescopio en sí.

El telescopio se compone de un espejo primario, un espejo secundario, armazones que soportan el espejo secundario, y deflectores que impiden que la luz parásita. Las cerchas están hechas de berilio (Be) de metal. El berilio es un material con un peso ligero y una buena conducción térmica.

El espejo primario es de SiC (carburo de silicio), un material ligero y rígido. El lado posterior del espejo está ahuecado con el fin de hacerlo más ligero. El peso real de los 71 cm (diámetro efectivo es de 67 cm) espejo primario es sólo 11 kg. Esta es la primera vez que un espejo de SiC va a volar en el espacio.

La superficie del espejo primario se recubre por oro (Au) con el fin de aumentar la reflectancia a la longitud

Criostato

170 litros de helio líquido superfluido (en el momento del lanzamiento) se carga en el tanque del criostato y se enfría los instrumentos y el telescopio hasta una temperatura muy baja.

Dos juegos de Stirling de ciclo refrigeradores mecánicos se incorporan además del helio líquido. La adición de los refrigeradores mecánicos extiende la vida de helio y reduce la cantidad de helio a realizar en el espacio. ASTRO-F hará observaciones durante un año y medio, manteniendo una temperatura muy baja utilizando tanto helio líquido y los refrigeradores mecánicos.

Instrumentos de plano focal

ASTRO-F está equipado con dos tipos de instrumentos; el FIS (infrarrojo lejano Surveyor) para las observaciones de infrarrojo lejano y el IRC (cámara de infrarrojos) para ver de cerca y observaciones en el infrarrojo medio.

FIS: infrarrojo lejano Surveyor

El FIS es el instrumento destinado principalmente para hacer una encuesta de todo el cielo en longitudes de onda del infrarrojo lejano. Dos detectores del FIS son fotoconductores que utilizan cristal semiconductor Ge: Ga, germanio dopado con Galio. Destacaron Ge: Virutas de Ga son sensibles a la luz infrarroja extrema de la longitud de onda más larga que las normales. Cada detector se utiliza con filtros. Por lo tanto el FIS tiene efectivamente cuatro bandas de observación.

El FIS también se utiliza para señalar las observaciones para detectar objetos débiles o para llevar a cabo la espectroscopia utilizando un espectrómetro de transformada de Fourier.

Cámara de infrarrojos: IRC

La IRC se compone de tres sistemas de cámaras independientes. La cámara NIR se asigna a las longitudes de onda del infrarrojo cercano en el 1,7 – 5,5 micras gama. La cámara MIR-S se asigna a cortas longitudes de onda en el infrarrojo medio por encima del 5,8 – 14,1 micras gama y la cámara MIR-L se asigna al infrarrojo medio longitudes de onda más largas de 12.4 – 26.5 micras.

Una de las ventajas de la IRC es que se puede observar a 10 minutos de arco cuadrado a la vez debido a las grandes formaciones de detectores formato (512×412 para NIR, 256×256 para MIR). Cada cámara puede seleccionar una banda de frecuencias específica para observar mediante el uso de filtros. Además, el IRC está equipada con prismas y grisms por lo que puede realizar observaciones espectroscópicas.

Las observaciones de la IRC son básicamente en el modo de puntero. Observaciones de la encuesta utilizando una parte de conjuntos de detectores también están bajo consideración.

Modo de órbita y de Control de Posición

La órbita de ASTRO-F es una órbita polar síncrona Sol con una altitud de 745 km. Se va alrededor de la Tierra por encima de la zona de penumbra y pasa por encima de los polos norte y sur. El periodo orbital es de aproximadamente 100 minutos.

Las observaciones con ASTRO-F se llevan a cabo en dos modos de control de actitud; el modo de encuesta y el modo de puntero.

Modo de encuesta

Modo de encuesta es el modo de observación básica de ASTRO-F. La actitud del satélite siempre se establece de manera que la dirección del telescopio es perpendicular a las direcciones del Sol y de la Tierra. Por lo tanto el telescopio gira y explora el cielo a lo largo de un gran círculo como el satélite gira alrededor de la Tierra. La dirección del Sol desde la Tierra gira una vez en un año. En consecuencia, ASTRO-F puede hacer una encuesta de todo el cielo en medio año en el modo de encuesta.

Modo de cursor

Modo de cursor se utiliza en el caso cuando un observador solicita una exposición a largo o espectroscopia hacia una ubicación fija. El telescopio no puede apuntar en una dirección arbitraria en cualquier momento, debido a que el telescopio no se puede mirar en la dirección desde la cual la luz del sol y / o la Tierra vienen. Debido a esta restricción, cualquier tiempo de exposición es menos de diez minutos para una observación.

Periodo de observación

La vida útil de ASTRO-F termina cuando el helio líquido, el refrigerante principal de a bordo ASTRO-F, se agota. El tiempo de vida esperado se estima en unos 550 días después de su lanzamiento.

El plan de funcionamiento es el siguiente. Los dos primeros meses de la misión es la fase de verificación del rendimiento (PV). En el siguiente medio año, el FIS de todo el cielo se lleva a cabo preferentemente (Fase 1). Después de la fase 1, ASTRO-F observa diversos objetos en el modo de puntero además de complementar las áreas perdidas de la Fase 1, hasta que se consume el helio líquido. La cámara de infrarrojo cercano de la IRC puede continuar observaciones después de que el helio expira, porque la cámara de infrarrojo cercano se puede utilizar a la temperatura mantenida por sólo los refrigeradores mecánicos.

Los objetivos científicos

La evolución de las galaxias

Explorar protogalaxias

¿Cuándo y cómo se galaxias nacen y ¿cómo evolucionaron a la época actual? La luz de las estrellas que han nacido en las primeras fases del Universo se observan en la longitud de onda infrarroja debido a un efecto Doppler cosmológica. Por otra parte, las galaxias recién nacidos pueden ser más luminosa en longitudes de onda infrarrojas, ya que se cree que están sometidos a la formación de estrella grande escala envuelto en nubes de polvo. ASTRO-F buscará galaxias recién nacidas (protogalaxias) con alta sensibilidad a los infrarrojos. Se espera ASTRO-F para detectar más de diez millones de galaxias de todo el cielo.

Origen y evolución de las galaxias

IRAS, el primer satélite astronómico infrarrojo del mundo, descubrieron galaxias luminosas infrarrojas. Resultó que eran galaxias de formación estelar activa. Algunos de ellos están chocando unas con otras en las que un gran número de estrellas están surgiendo. También se cree que un masivo agujero negro está en el centro de tales galaxias y enorme energía está irradiando de ella. Este tipo de interacción se cree que es un fenómeno frecuente en el universo temprano. ASTRO-F hará un estudio sistemático que se remonta a las etapas iniciales del universo, e investigar el origen y evolución de las galaxias.

A buscar sistemas planetarios fuera del sistema solar Propia

Una de nuestras grandes preocupaciones es si existen sistemas planetarios a excepción de nuestro propio Sistema Solar y si existe vida allí. Un planeta se forma dentro de un disco (disco protoplanetario) compuesta de gas y polvo alrededor de una estrella. ASTRO-F puede buscar la radiación de un disco protoplanetario dentro de 1000 años luz. Se revelará el proceso de formación de los sistemas planetarios a través de observaciones en el infrarrojo. También se espera para detectar los discos de polvo que son un vestigio de sistemas planetarios en formación alrededor de estrellas cercanas.

Descubrir nuevos cometas

ASTRO-F tiene el potencial de detectar una gran cantidad de cometas desconocidos. La luz de una cometa que generalmente vemos es la luz solar dispersada por el cometa. ASTRO-F puede detectar la luz infrarroja intrínseca radiada por un cometa en sí que se calienta por el sol Se espera ASTRO-F para detectar más de 50 cometas nuevos.

AKARI completado la operación

Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial informó de que se completó la operación del satélite astronómico infrarrojo AKARI (ASTRO-F). Los transmisores de a bordo fueron apagados a las 17:23 (JST) el 24 de noviembre, 2011.

AKARI fue lanzado el 22 de febrero (JST), 2006 desde el Centro Espacial Uchinoura por el vehículo de lanzamiento MV Nº 8. Es el primer satélite astronómico infrarrojo japonés, y ha sido operado más allá de su vida útil (*). AKARI proporcionan catálogos de la fuente de infrarrojos que contienen 1,3 millones de objetos, así como muchos de los resultados esenciales de la astronomía infrarroja.

operación de la ciencia de Akari se completó en junio de 2011, tras una avería en su sistema de suministro de energía ocurrido el 24 de mayo de 2011. Después de entonces, se han realizado esfuerzos constantes para la interrupción segura.

Los resultados principales que ofrece AKARI se presentan en las siguientes páginas, así como página de resultados de la ciencia del proyecto.

• abrir una nueva ventana AKARI Proyecto del sitio> Resultados
• Estado actual de la Misión de AKARI Después de un año de observaciones — El universo visto por AKARI (Temas: July 11, 2007)
• Reciente más destacado de Akari (Temas: 19 de noviembre de 2008)

Astro-E antes del lanzamiento

Información general

Organización: JAXA

Estado: Astro-E: fallido; Astro-E2: activo

Fecha de lanzamiento: Astro-E: 2000; Astro-E2: 10 de julio de 2005

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Equipo: X-ray Spectrometer (XRS): X-ray Imaging Spectrometer (XIS): Hard X-ray Detector (HXD)

ASTRO-E y ASTRO-EII (también Astro-E2) son satélites japoneses construidos principalmente por la JAXA con el objetivo de estudiar el cielo en el rango de los rayos X. En el año 2000 el lanzamiento del ASTRO-E falló y el satélite se perdió en el océano, por lo que el 10 de julio de 2005 se lanzó un reemplazo conocido como ASTRO-EII. Este satélite tiene una alta resolución espectroscópica así como la capacidad de estudiar una banda de energía bastante ancha, desde los rayos X suaves hasta los rayos gamma (0,3 – 600 keV). Estas características son esenciales a la hora de estudiar fenómenos astronómicos que involucran grandes energías, como agujeros negros y supernovas. Tras el éxito en el lanzamiento, el ASTRO-EII fue rebautizado como Suzaku una deidad japonesa similar al fenix cuyo nombre significa “pájaro rojo del sur”.

Astro-E2, rebautizado Suzaku.

El satélite funcionó correctamente hasta el 29 de julio de 2005, cuando tuvo la primera de una serie de complicaciones con el sistema de vacío. El 8 de agosto de 2005 este fallo causó el derrame del helio líquido usado como refrigerante al espacio, quedando a partir de entonces el instrumento principal del satélite, el XRS, inutilizado aunque los otros instrumentos no se vieron afectados. El ASTRO-EII lleva a bordo los siguientes instrumentos científicos:

• X-ray Spectrometer (XRS)
• X-ray Imaging Spectrometer (XIS)
• Hard X-ray Detector (HXD)

ASTRO-EII utiliza cinco telescopios de rayos X blandos unidos a tres diferentes tipos de instrumentos. Estos telescopios cuentan con rango de energía más eficaz del mundo. Uno tiene un espectroscopio de rayos X que medir la energía de los fotones de rayos X individuales con una precisión 10 veces mayor que los instrumentos anteriores. Cada uno de los cuatro restantes tiene una cámara CCD que puede devolver alta calidad, claras imágenes de rayos X y espectros a la Tierra. ASTRO-E también lleva un detector de rayos X duros con capacidad de cubrir de alta energía, o “duros”, los rayos X en la sensibilidad más alta jamás alcanzada.

ASTRO-EII se caracteriza por los instrumentos de superprecisión se realiza para observar los procesos de alta energía en el Universo, tales como los que se producen en los agujeros negros y racimos de galaxias. Estos instrumentos, que utilizan la tecnología líder en el mundo de Japón en este campo, puede realizar una medición precisa del efecto Doppler de la línea de rayos X – algo que ha sido difícil de lograr con los instrumentos existentes. ASTRO-EII nos permitirá observar con detalle la dinámica del gas en la fusión de grupos de galaxias gigantes, así como el movimiento y el estado físico de la materia que cae en un enorme agujero negro. El aumento de la sensibilidad de los instrumentos permitirá la observación de las estrellas primitivas oscura en las galaxias lejanas, y hacer una contribución significativa a la comprensión de la evolución del Universo y de la estructura del espacio-tiempo.

ASTRO-EII se puso en marcha a las 12:30 pm el 10 de julio de 2005 (hora estándar de Japón, JST) desde el Centro Espacial Uchinoura (USC) por MV.

La puesta en órbita ASTRO-EII se le dio un apodo de “Suzaku”.

Suzaku (anteriormente ASTRO-EII) fue un astronomía de rayos X por satélite desarrollado conjuntamente por la NASA Goddard Space Flight Center y el Instituto de Ciencias Espaciales y Aeronáuticas en JAXA para sondear las fuentes de rayos X de alta energía, como las explosiones de supernovas, agujeros negros y galáctico clusters. Se puso en marcha el 10 de julio de 2005 a bordo del cohete MV-6. Después de su exitoso lanzamiento, el satélite Suzaku fue renombrado después de la mítica ave bermellón del Sur. ^[4]

Apenas unas semanas después de su lanzamiento, el 29 de julio de 2005, el primero de una serie de fallas en el sistema de enfriamiento producido. Estos terminaron provocando todo el reservorio de helio líquido hierva en el espacio antes del 8 de agosto de 2005. Esta cerró efectivamente el Espectrómetro de Rayos X (XRS), que era el instrumento principal de la nave espacial. Los otros dos instrumentos, el Espectrómetro de Imágenes de rayos X (XIS) y el detector de rayos X duros (HXD), no se vieron afectados por el mal funcionamiento. Como resultado de ello, otro XRS se integró en el satélite de rayos X Hitomi, lanzado en 2016.

El 26 de agosto de 2015, JAXA anunció que las comunicaciones con Suzaku habían sido intermitente desde el 1 de junio, y que la reanudación de las operaciones científicas serían difíciles de lograr dada la condición de la nave espacial. ^[5] operadores de la misión decidieron completar la misión de forma inminente, como Suzaku tenía superado su vida útil de diseño por 8 años en este punto. La misión llegó a su fin el 2 de septiembre de 2015, cuando la JAXA ordenó a los transmisores de radio sobre Suzaku para cambiar a sí mismos fuera.^{[3] [6]}

Poco después del lanzamiento, Suzaku perdió el helio líquido para enfriar el detector XRS-2, impactando severamente la resolución del instrumento. Todos los demás instrumentos son operables y proporcionaron resultados valiosos. Suzaku operado mucho más allá del tiempo de vida de dos años de diseño hasta que en junio de 2015, cuando el sistema de comunicaciones del satélite de forma intermitente cortada. En agosto de 2015, la misión fue declarada la pérdida y el satélite se apagó el 2 de septiembre de 2015.

SWIFT Gamma-Ray                                      

Swift es un observatorio espacial dedicado al estudio de las explosiones de rayos gamma o GRB (del inglés Gamma-Ray Burst). Posee tres instrumentos que trabajan juntos permitiéndole estudiar el fenómeno en rayos gamma, rayos x, ultravioleta y visible.

Fue construido por un consorcio internacional formado por Estados Unidos, Reino Unido e Italia y lanzado finalmente el 20 de noviembre de 2004 en un cohete Delta 2. Es controlado por el Goddard Space Flight Center de la NASA.

En principio su misión es de dos años, pero se prevé que si no ocurre ningún contratiempo, la misión pueda ser extendida.

La principal característica de este observatorio es que cuando detecta una explosión de rayos gamma es capaz de localizarla en 15 segundos, para entonces reorientarse automáticamente para quedar apuntando con todos sus instrumentos el lugar de origen de la explosión o llamarada de rayos gamma entre 20 y 75 segundos después de la explosión.

Los objetivos científicos de la misión Swift son:

• Determinar el origen de las llamaradas de rayos gamma.
• Clasificar las llamaradas de rayos gamma y buscar nuevos tipos.
• Determinar como evoluciona e interactúa la onda expansiva con sus alrededores.
• Usar las llamaradas de rayos gamma para estudiar el universo primitivo.
• Un estudio de todo el cielo en rayos X más sensible que cualquier anterior.

Para lo cual dispone de los siguientes instrumentos:

• Burst Alert Telescope (BAT): Detecta las llamaradas y anota sus coordenadas.
• X-Ray Telescope (XRT): Toma imágenes y realiza análisis espectrales de las llamaradas. Con estos datos se consigue una localización más precisa del origen de la explosión.
• UV/Optical Telescope (UVOT): Se usa tanto como para estudiar el espectro en radiación ultravioleta y visible, así como para estudiar la variación de luminosidad de las llamaradas con el tiempo. También afina la posición de la llamarada de rayos gamma hasta una resolución inferior a un arcosegundo.

Gracias a los logros científicos de la misión Swift, se cree haber resuelto el misterio de las llamaradas o explosiones de rayos gamma. Ya se sabía que algunas de las explosiones podían ser provocadas por supernovas, pero se han encontrado indicios de que otras que hasta ahora no tenían explicación podrían ser formadas por colisiones entre agujeros negros y estrellas de neutrones o entre varias de estas últimas.

Observaciones realizadas por el Swift han permitido localizar el objeto más lejano jamás observado, una explosión a 13.000 millones de años luz.

Iformación general

Swift es un multi- longitud de onda observatorio espacial dedicado al estudio de las explosiones de rayos gamma (GRBs). Sus tres instrumentos trabajan juntos para observar GRB y sus resplandores en el de rayos gamma, rayos X, radiación ultravioleta, y ópticos bandas de ondas.

Sobre la base de los análisis continuos de la zona del cielo con uno de los monitores del instrumento, Swift utiliza volantes de inercia para girar de forma autónoma en la dirección de posibles estallidos de rayos gamma. El nombre de “Swift” no es un acrónimo relacionado con la misión, sino más bien una referencia a la capacidad de giro rápido del instrumento, y la agilidad de aves del mismo nombre.^[6] Todos los descubrimientos Swift ‘s se transmiten al suelo y los datos están a disposición de otros observatorios que unen Swift en la observación de los estallidos de rayos gamma.

En el tiempo entre eventos de PSG, Swift está disponible para otras investigaciones científicas y científicos de las universidades y otras organizaciones pueden presentar propuestas para las observaciones.

El Centro de Operaciones de Swift Misión (MOC), donde se lleva a cabo al mando del satélite, se encuentra en State College, Pennsylvania y es operado por la Universidad Estatal de Pensilvania y subcontratistas de la industria. La estación terrestre principal Swift está situado en el centro espacial de Broglio cerca de Malindi, en la costa del este de Kenia, y es operado por la Agencia Espacial Italiana. El Centro de Datos Científicos Swift (SDC) y el archivo se encuentran en la Centro de Vuelo Espacial Goddard fuera de Washington DC El Centro de Ciencias de Datos del Reino Unido Swift se encuentra en la Universidad de Leicester.

El bus de la nave espacial Swift fue construido por Spectrum Astro, que más tarde fue adquirida por General Dynamics Avanzada de Sistemas de Información,^[7] , que a su vez fue adquirida por Orbital Sciences Corporation.

Instrumentos

Burst Telescopio de Alerta (BAT)

El MTD detecta eventos de PSG y calcula sus coordenadas en el cielo. Cubre una gran fracción del cielo (más de un estereorradián codificada totalmente, tres estereorradianes parcialmente codificado; en cambio, el cielo lleno de ángulo sólido es 4π o alrededor de 12,6 estereorradianes). Se localiza la posición de cada evento con una precisión de 1 a 4 minutos de arco dentro de los 15 segundos. Esta posición crudo se transmite inmediatamente al suelo, y algunas de campo amplio, rápido mató telescopios basados en tierra puede coger el PSG con esta información. El MTD utiliza una máscara-apertura codificada de 52.000 puestos aleatoriamente 5 mm de plomo azulejos, 1 metro por encima de un plano detector de 32.768 mm de cuatro CdZnTe azulejos detector de rayos X duros; que se ha diseñado específicamente para Swift. Rango de energía: 15-150 keV.^[8]

Telescopio de Rayos X (XRT)

El XRT ^[9] puede tomar imágenes y realizar análisis espectral de la luminiscencia residual de GRB. Esto proporciona la ubicación más precisa de la GRB, con un círculo de error típico de aproximadamente 2 segundos de arco de radio. El XRT también se utiliza para realizar el seguimiento a largo plazo de los GRB afterglow curvas de luz durante días o semanas después del evento, dependiendo del brillo de la luminiscencia residual. El XRT utiliza un telescopio Wolter tipo I de rayos X con 12 espejos anidados, se centró en un único MOS de carga acoplada dispositivo (CCD) similares a los utilizados por los XMM-Newton cámaras EPIC MOS. A bordo de software permite observaciones totalmente automatizadas, con el instrumento de seleccionar un modo de observación apropiado para cada objeto, en función de su tasa de recuento medido. El telescopio tiene un rango de energía de 0,2 – 10 keV. ^[10]

Telescopio ultravioleta / óptico (UVOT)

Después de Swift ha basculado hacia un GRB, el UVOT se utiliza para detectar un resplandor óptico. El UVOT proporciona una posición de sub-segundo de arco y proporciona la fotometría óptica y ultravioleta a través de filtros lenticulares y los espectros de baja resolución (170-650 nm) mediante el uso de sus ópticas y UV grisms. El UVOT también se utiliza para proporcionar a largo plazo de seguimiento de curvas de luz de fosforescencia de PSG. El UVOT se basa en el XMM-Newton monitor óptico de la misión (OM) de instrumentos, con la óptica mejorada y actualizar los equipos de procesamiento a bordo. ^[11]

El 9 de noviembre de 2011, UVOT fotografiado el asteroide 2005 YU ₅₅ como el asteroide hizo un sobrevuelo cercano de la Tierra. ^[12] El 3 de junio de 2013, UVOT dio a conocer una encuesta masiva ultravioleta de las cercanas nubes de Magallanes.^[13]

Objetivos de la misión

La misión Swift tiene cuatro objetivos científicos clave:

• Para determinar el origen de los estallidos de rayos gamma. Parece que hay al menos dos tipos de GRB, de las que sólo se pueden explicar con una hipernova, creando un haz de rayos gamma. Se necesitan más datos para explorar otras explicaciones.
• Para utilizar los GRBs de ampliar la comprensión del joven universo. GRB parecen tener lugar a “distancias cosmológicas” de muchos millones o miles de millones de años luz, lo que significa que se pueden utilizar para sondear el cosmos distantes, y por lo tanto jóvenes,.
• Para llevar a cabo un estudio de todo el cielo que será más sensible que cualquier anterior, y se sumará de manera significativa al conocimiento científico de las fuentes de rayos X astronómicos. Por lo tanto, también se podría producir resultados inesperados.
• Para servir como una plataforma de rayos gamma / X-ray / observatorio óptico de uso general, la realización rápida “objetivo de oportunidad” observaciones de muchos fenómenos astrofísicos transitorios, tales como supernovas.

Historia de la misión

Swift fue lanzado el 20 de noviembre de 2004, y alcanzó una órbita casi perfecta de 586 × 601 kilometros (364 × 373 millas) de altura, con una inclinación de 20 °.

El 4 de diciembre, se produjo una anomalía durante la activación del instrumento cuando el refrigerador de termoeléctrico (TEC) Fuente de alimentación para el Telescopio de rayos X no se encienden como se esperaba. El equipo de XRT en Leicester y la Universidad Estatal de Pensilvania fueron capaces de determinar el 8 de diciembre que el XRT sería utilizable incluso sin el TEC de ser operativas. Las pruebas adicionales el 16 de diciembre no dió más información en cuanto a la causa de la anomalía.

El 17 de diciembre a las 07:28:30 UT, el Swift de la explosión de Alerta Telescopio (MTD) y provocó encuentra a bordo de un estallido de rayos gamma de manifiesto durante las operaciones de lanzamiento y principios. ^[14] La nave espacial no mataron de forma autónoma a la ráfaga desde la normalidad la operación todavía no había comenzado, y la rotación autónoma aún no se ha activado. Swift tuvo su primer disparador PSG durante un período en el giro autónoma fue activado el 17 de enero de 2005, aproximadamente a las 12:55 GMT. Se señaló el telescopio XRT a las coordenadas de a bordo calcula y se observa una fuente de rayos X brillante en el campo de visión. ^[15]

El 1 de febrero de 2005, el equipo de la misión lanzó la primera luz de la imagen del instrumento UVOT y declaró Swift operativa.

A partir de mayo de 2010, Swift ha detectado más de 500 estallidos de rayos gamma, resplandores de rayos X para más del 90% de ellos, y resplandores ópticas de más del 50% de ellos. ^[16]

Octubre del 2013 Swift había detectado más de 800 estallidos de rayos gamma. ^[17]

A partir de febrero de 2015, Swift sigue funcionando bien y tiene 942 detecciones de PSG en total en su haber, con alrededor de 15 GRBs detectados en 2015 hasta la fecha. ^[18]

Detecciones notables

• 9 mayo de 2005: Swift detectó GRB 050509B, un estallido de rayos gamma que duró una vigésima parte de un segundo. La detección fue la primera vez que la ubicación exacta de una corta duración estallido de rayos gamma había sido identificado y la primera detección de luminiscencia de rayos X en una corta ráfaga individual.^{[19] [20]}
• 4 de septiembre 2005: Swift detectó GRB 050904 con un desplazamiento hacia el rojo valor de 6,29 y una duración de 200 segundos (la mayoría de los estallidos detectados dura unos 10 segundos). También se encontró que los cerca de 12,6 mil millones más distantes aún detectadas, a años luz.
• 18 de febrero 2006: Swift detectó GRB 060218, un inusualmente largo (alrededor de 2000 segundos) y cerca (unos 440 millones de años luz) de ráfaga, que era inusualmente débil a pesar de su corta distancia, y puede ser una indicación de una inminente supernova.
• 14 de junio de 2006: Swift detectó GRB 060614, un estallido de rayos gamma que duró 102 segundos en una galaxia distante (alrededor de 1,6 millones de años luz). Sin supernova fue visto después de este evento (y GRB 060505 a los límites de profundidad) que lleva a algunos a especular que representaba una nueva clase de progenitores. Otros sugirieron que estos eventos podrían haber sido las muertes de estrellas masivas, pero los que producen muy poco radiactivo ⁵⁶ Ni para alimentar una explosión de supernova.
• 9 enero 2008: Swift estaba observando una supernova en NGC 2770 cuando fue testigo de un estallido de rayos X procedentes de la misma galaxia. Se encontró que la fuente de esta explosión ser el comienzo de otra supernova, más tarde llamada SN 2008D. Nunca antes había visto una supernova sido en una etapa tan temprana de su evolución. Después de este golpe de suerte (posición, tiempo, instrumentos más adecuados), los astrónomos fueron capaces de estudiar en detalle esta supernova Tipo Ibc con el telescopio espacial Hubble, el observatorio de rayos X Chandra, el Very Large Array en Nuevo México, el Gemini Norte telescopio en Hawai, Gemini Sur en Chile, el Keck I telescopio en Hawai, el telescopio de 1,3 m PAIRITEL en el Monte Hopkins, los telescopios de 200 pulgadas y 60 pulgadas en el Observatorio Palomar en California, y el telescopio de 3,5 metros en el Apache Observatorio punto en Nuevo México. La importancia de esta supernova fue comparado por el líder del equipo del descubrimiento Dr. Alicia Soderberg a la de la piedra de Rosetta para la egiptología.^[21]
• 8 de febrero y 13 de 2008: Swift proporcionan información crítica acerca de la naturaleza del Objeto Hanny, sobre todo la ausencia de una fuente de ionización dentro de la Voorwerp o en la vecina IC 2497.
• 19 de marzo de 2008: Swift detectó GRB 080319B, un estallido de rayos gamma entre los objetos celestes más brillantes jamás presenciado. En 7.5 mil millones de años luz, Swift estableció un nuevo récord para el objeto más lejano (brevemente) visible para el ojo desnudo. También se dice que es de 2,5 millones de veces intrínsecamente más brillante que el anterior supernova más brillante aceptado (SN 2005ap). Swift observó un récord de cuatro GRB de ese día, que también coincidió con la muerte del señalado escritor de ciencia ficción Arthur C. Clarke. ^{[22 ]}
• 13 de septiembre de 2008: Swift detectó GRB 080913, en el momento en el GRB más distante observado (12,8 mil millones de años luz) hasta la observación de GRB 090423. Unos meses más tarde ^{[23] [24]}
• 23 de abril de 2009: Swift detectó GRB 090423, la explosión cósmica más distante jamás visto en ese momento, a 13.035 millones de años luz. En otras palabras, el universo tenía sólo 630 millones de años cuando se produjo esta explosión.^[25]
• 29 de abril de 2009: Swift detectó GRB 090429B, que fue encontrado por su posterior análisis publicado en 2011 sea de 13,14 mil millones de años luz de distancia (aproximadamente equivalente a 520 millones de años después del Big Bang), incluso más allá de GRB 090423.^[26]
• 16 de marzo de 2010: Swift atado por su récord de nuevo detección y localización de cuatro ráfagas en un solo día.
• 13 de abril de 2010: Swift detectó su GRB 500a. ^[27]
• 28 de marzo de 2011: Swift detectó Swift J1644 + 57, que el análisis posterior demostró ser posiblemente la firma de una estrella está interrumpida por un agujero negro o el encendido de un núcleo galáctico activo.^[28] “Esto es realmente diferente de cualquier evento explosivo hemos visto antes “, dijo Joshua Bloom de la Universidad de California en Berkeley, autor principal del estudio publicado en la edición de junio de la Ciencia. ^[29]
• 16 de septiembre y 17 de 2012: BAT activan dos veces en una fuente de rayos X duros hasta ahora desconocido, llamado Sw J1745-26, unos pocos grados desde el centro galáctico. El estallido, producido por una rara X-ray nova, anunció la presencia de un agujero negro de masa estelar hasta ahora desconocido que experimenta una transición dramática de la baja / duro al estado de alta / suave.^{[30] [31] [32]}
• 2013: Descubrimiento de ultra larga clase de estallidos de rayos gamma.
• 24 de de abril de, 2013: Swift detectó un brote de rayos X desde el centro galáctico. Esto resultó no estar relacionado con Sgr A *, pero a un insospechado magnetar. Posteriores observaciones por parte de la NuSTAR y el Observatorio Chandra de rayos X confirmaron la detección. ^[33]
• 27 de de abril de, 2013: Swift detectó el Gamma-ray “sorprendentemente brillante” reventar GRB 130427A. Observado simultáneamente por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi, es uno de los cinco más cercanos GRB detectado y uno de los más brillantes visto por cualquiera telescopio espacial. ^[34]
• 3 de junio de, 2013: Evidencia para la emisión kilonova en definitiva GRB.
• 23 de de abril de 2014: Swift detectó la secuencia más fuerte, más caliente y más larga duración de las erupciones estelares nunca vistos desde una estrella enana roja en las inmediaciones. La explosión inicial de esta serie récord de las explosiones era tanto como 10.000 veces más potente que la mayor erupción solar jamás registrada. ^[35]
• 3 de mayo de 2014: La detección de un pulso de radiación UV de una Fuerza Internacional de Policía descubrió joven de tipo Ia SN.
• 27 de de octubre de, 2015: Swift detectó su 1000a estallido de rayos gamma GRB 151027B.