Cassini-Huygens es un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trata de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo es estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, comúnmente llamados lunas. La nave espacial consta de dos elementos principales: la nave Cassini y la sonda Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 con un cohete Titan IV Centaur y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trata de la primera nave que orbita Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visita.

Concepción artística de la sonda Cassini en su maniobra de inserción en órbita alrededor de Saturno.

Los principales objetivos de la nave Cassini son:

1. Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
2. Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
3. Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
4. Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
5. Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
6. Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
7. Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán

La nave Cassini-Huygens despegó el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral por medio de un cohete Titan IV/B de dos etapas.

La misión se compone de la nave Cassini y de la sonda Huygens. Está previsto que el orbitador Cassini sobrevuele Saturno y sus lunas durante 4 años, y que la sonda Huygens penetre en la atmósfera de Titán y aterrice en su superficie. La misión Cassini-Huygens es fruto de la colaboración entre tres agencias espaciales. Diecisiete países han contribuido a su desarrollo. El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la ESA, mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini.

Lanzamiento de la misión Cassini-Huygens.

El coste total de la misión es de 3260 millones de dólares, de los cuales EEUU aportó 2.600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

Descubrimientos

Júpiter

El 30 de diciembre de 2000 Cassini llegó al punto en que estaría más próxima a Júpiter. La nave obtuvo 26 000 imágenes y aportó información de ondas, movimientos de nubes y anillos del gigantesco planeta. Los resultados de la investigación se dieron en marzo de 2003.

Teoría de la Relatividad

La Teoría de la Relatividad de Albert Einstein fue ratificada en 2003 por los científicos que estudiaron fotografías y otra información de la sonda Cassini.

Lunas

Tras descubrir los primeros días de junio de 2004 dos nuevos satélites de Saturno, Metone y Palene, Cassini sobrevoló la luna Febe (Phoebe) el día 11 del mismo mes. Febe orbita Saturno en dirección contraria al resto de satélites. Parece ser que la luna podría tener agua bajo su superficie.

Ensamblaje de la nave Cassini

Imágenes de los anillos y Titán

Tras penetrar en la influencia de Saturno, la sonda obtuvo las primeras imágenes de los anillos del planeta y de su luna más grande, Titán.

Órbita a Saturno

El 28 de junio de 2004 la sonda comenzó a investigar la rotación del planeta y el 1 de julio de ese mismo año se convirtió en el primer vehículo en orbitar el lejano mundo y acercarse a sus anillos (más adelante se descubriría un nuevo anillo).

Vuelos sobre Titán y fotografías de Mimas

El 2 de julio de 2004 Cassini se encontró con Titán y obtuvo más imágenes que servirían para demostrar la existencia de metano en el satélite. En agosto obtuvo fotografías de otro satélite, Mimas. En octubre de ese año comenzarían las 45 pasadas sobre Titán que aportarían imágenes sobre la superficie del satélite.

Desprendimiento de Huygens

Cassini se separó el 25 de diciembre de 2004 de la sonda Huygens y ésta entró en la atmósfera de Titán el 14 de enero de 2005.

Encélado

Durante estas primeras pasadas de 2005 se detectó al encontrarse Cassini con la luna Encélado que esta tenía un débil campo electromagnético y una significativa atmósfera.

Los anillos

El 1 de mayo de 2005 Cassini detectó una nueva luna entre los anillos que por ese periodo comenzó a investigar exhaustivamente, volando tras ellos y detectando en estos iones de oxígeno (una sorpresa). La luna genera ondas como efecto gravitacional en los anillos.

Superficie de Encélado

Tras descubrir en el último periodo de 2005 actividad volcánica (que sólo tiene Ío, la Tierra y quizá Tritón) Cassini hizo un nuevo descubrimiento en marzo de 2006. En Encélado hay grandes cantidades de agua (posiblemente helada) que es expulsada a la atmósfera de forma parecida a un géiser.

Diseño de la nave

La nave Cassini es la nave más sencilla pero más grande jamás construida. Únicamente las dos naves del proyecto Phobos enviadas a Marte por la Unión Soviética eran más pesadas. Contiene 1630 circuitos interconectados, 22 000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado. Su cuerpo principal consistía en un cilindro y un decágono como estructura principal. La nave mide más de 6,8 metros de longitud y más de 4 metros de diámetro. En la parte superior se montó una gran antena parabólica de 4 metros de diámetro. La nave tiene 3 módulos: Un módulo de equipamiento menor, que contiene los equipos electrónicos, un módulo de propulsión que contiene los sistemas de propulsión y un módulo de equipamiento inferior que contiene los RTG, las ruedas de reacción, motores, etc. En un lado del cilindro lleva los instrumentos ópticos, el magnetómetro montado en un brazo de 11 m, y otros instrumentos científicos. La masa de la nave es de 3867 kg, de los cuales 2125 kg es de propelente y de los instrumentos 687 kg. La electricidad es obtenida por 3 generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), cada uno usa 10,9 kg de plutonio 238, que convierte el calor en electricidad. Cada uno generaba 300 vatios de electricidad a una tensión de 30 Voltios. Los RTG alimentan todos los equipamientos de la nave de manera continua. Tras 11 años la electricidad se reducirá a 210 vatios. El cableado en la nave es para interconexiones de uno a otros equipos y transferencias, y sólo transfieren señales eléctricas.

Los mecanismos dan apoyo mecánico, y alinean los equipamientos. Se usan dispositivos para la separación de la nave en el vehículo de lanzamiento, el despliegue del brazo del magnetómetro, los motores para hacer girar las ruedas de reacción, la regulación de las persianas, y las unidades de calentadores de radioisótopos. El control de temperatura es necesario para mantener caliente la nave. Se usa: La antena de alta ganancia como sombra durante el vuelo en las cercanías al Sol. Las mantas térmicas aislantes absorben calor a la nave para mantenerla caliente y esta envuelto en toda la nave. Las persianas, montadas en el decágono son para regular la temperatura interna de la electrónica. Cada instrumento tiene un calentador. También se usan los calentadores eléctricos, y calentadores de radioisótopos (RHU) y el calor de los RTG para irradiar más calor. La actitud es determinada por un sistema AACS. La nave está estabilizada en los 3 ejes. Se usa una unidad de referencia inercial (IRU), integrado de giroscopios de estado sólido. La unidad de referencia estelar usa cámaras de navegación con un mapa de 5000 estrellas. Las ruedas de reacción son para mantener la postura de la nave.

La propulsión se usa para mantener la posición de la nave, la inserción orbital, correcciones, y la postura de la nave. Para ello se usan 2 motores principales, uno primario y el otro como repuesto si el primero falla, los dos dan un empuje de 445 N. También se usan 16 motores de 0,5 N, montados en 4 grupos de 4, para la postura y correcciones. En el cilindro se montaron 2 tanques, uno con tetróxido de nitrógeno y otro de monometil-hidracina. Además de varios componentes de propulsión como válvulas, filtros, etc., este sistema incluye también un único tanque de helio gaseoso para presionar los motores y el combustible, además de un tanque de hidracina para los pequeños motores. Las telecomunicaciones se hacían en banda X con una frecuencia de 8,4 GHz. Los componentes de este sistema son un tubo amplificador de onda de 20 W para amplificar la señal, dos transpondedores de espacio profundo que reciben y transmiten, y el oscilador ultraestable. Las telecomunicaciones usaban una antena parabólica de alta ganancia con 4 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia para comunicaciones auxiliares. La velocidad de envío de datos varía de 5 b/S ó 249 kb/s. La señal de la nave tardaría de 68 a 84 minutos a la Tierra o a la nave en la órbita de Saturno.

La nave procesa comandos usando un subsistema de comandos y gestión de datos para las actividades de la nave y sus instrumentos; este sistema es el cerebro de la nave porque es controlada. Los datos son almacenados en dos grabadoras de estado sólido, en él se almacenan los datos de la nave y de ciencia para su posterior transmisión a la Tierra periódicamente, y además almacenan programas. Una vez enviados son borrados para almacenar nuevos datos. Las 2 grabadoras tienen capacidad de 2 Gb, y son protegidos por la radiación a través de una cubierta de aluminio. La electrónica lleva todos los equipos electrónicos, montados en doce compartimientos controlados y protegidos de la radiación.

Cuando la nave Cassini llegue a Saturno, estará a una distancia de entre 8,2 y 10,2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envíe o que se le manden desde la Tierra tardarán entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significa que los controladores en tierra no podrán operar en tiempo real con la nave, ya sea para operaciones cotidianas o en caso de una avería inesperada.

Instrumentación

La instrumentación de la Cassini consiste en: un RADAR, una cámara CCD, un espectrómetro de luz visible e infrarroja, un espectrómetro compuesto infrarrojo, un analizador de polvo cósmico, un experimento de ondas de radio y plasma, un espectrómetro de plasma, un espectrógrafo ultravioleta, un analizador de imágenes magnetosféricas, un magnetómetro, un espectrómetro de masa. A esto hay que añadir una serie de antenas, unas para comunicaciones con la Tierra y otras para realizar mediciones científicas.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Este instrumento mide la energía y carga eléctrica de partículas como electrones y protones que pueda encontrar. El espectrómetro medirá las moléculas que se originan en la ionosfera de Saturno y determinará la configuración de su campo magnético. También analizará el plasma de estas áreas así como el viento solar en la magnetosfera de Saturno.¹

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

El analizador de polvo cósmico determina el tamaño, velocidad y dirección de partículas de polvo cerca de Saturno. Algunas de ellas orbitan Saturno, mientras que otras podrían proceder de otros sistemas solares.²

Descenso de Huygens sobre Titán. Cortesía ESA.

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Este espectrómetro mide la luz infrarroja procedente de un objeto (como la atmósfera o la superficie de un planeta) para conocer mejor su temperatura y composición. Este instrumento creará un mapa tridimensional de Saturno para determinar las diferencias de temperatura y presión en diferentes altitudes, entre otras cosas.³

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Es el encargado de medir las partículas con carga ( protones e iones pesados) y partículas neutras (como los átomos) cercanas a Saturno y Titán para conocer mejor sus atmósferas.⁴

Imaging Science Subsystem (ISS)

El llamado Subsistema de Imágenes es el que se encarga de capturar imágenes en el espectro de luz visible, y mediante el uso de filtros también en el ultravioleta y en el infrarrojo. Incorpora dos cámaras: una de gran campo y otra de campo estrecho, ambas de tipo CCD y con una matriz cuadrada de 1.024*1.024 píxeles.⁵

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Este magnetómetro mide la intensidad y la dirección del campo magnético de Saturno. Este campo magnético está generado en parte por el núcleo extremadamente caliente de Saturno, y medirlo nos permitirá saber más sobre sus características.⁶

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Este instrumento proporcionará imágenes y otros datos sobre las partículas atrapadas en el gigantesco campo magnético de Saturno.⁷

El polo norte de Saturno visto por la Cassini en 2013 (NASA/JPL).

Radio Detection and Ranging Instrument (RADAR)

Este radar nos permitirá crear mapas de la superficie de Titán y de sus elevaciones y depresiones (montañas, cañones) mediante el uso de ondas de radio, que pueden atravesar la densa atmósfera de Titán. Además, captará las señales de radio que procedan de Saturno o sus lunas.⁸

Radio and Plasma Wave Science instrument (RPWS)

Además de las ondas de radio, este instrumento medirá los campos magnético y eléctrico del medio interplanetario y en las magnetosferas de los planetas. También determinarán la densidad de electrones y la temperatura en Titán y en algunas regiones de Saturno.⁹

Radio Science Subsystem (RSS)

Básicamente utiliza los radiotelescopios situados en la Tierra para observar cómo cambian las señales emitidas por la nave al atravesar objetos como la atmósfera de Titán, los anillos de Saturno, o incluso desde detrás del Sol.¹⁰

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

El espectrógrafo ultravioleta es un instrumento que captura imágenes de la luz ultravioleta que refleja un objeto, como las nubes de Saturno o sus anillos, y servirá para aprender más sobre su estructura y composición.¹¹

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Compuesto por dos cámaras, este instrumento capta con una de ellas la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se pueden recoger detalles nuevos sobre la superficie de Saturno y sus satélites: su composición, la de sus atmósferas y anillos.¹²

La polémica sobre el uso de energía nuclear

Debido a la gran distancia entre Saturno y el Sol, los paneles solares se mostraron insuficientes para proveer de electricidad a la nave al llegar a su destino. Para conseguirlo deberían haber sido demasiado grandes y pesados. Así, Cassini se alimenta de tres RTG (generadores termoeléctricos de radioisótopos), que generan electricidad a partir de la descomposición natural del plutonio. Al final de su periodo de servicio (once años) aún serán capaces de generar 628 vatios de energía. Esto ha generado las protestas de grupos de defensa del medio ambiente, algunos físicos (el más notable Michio Kaku) e incluso antiguos miembros de la NASA, a pesar de las afirmaciones por parte de la Agencia Espacial Norteamericana de que el riesgo de accidente nuclear era muy bajo.

La sonda Huygens

Artículo principal: Sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando la atmósfera de Titán y descendiendo en paracaídas sobre su superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargará de realizar diversos análisis y de mandar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviará a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo prácticamente con éxito su misión y convirtiéndose no sólo en la primera sonda que aterriza en un satélite que no sea la luna terrestre sino también en la primera en hacerlo en un mundo del Sistema Solar exterior [20].

Sonda de descenso de Huygens (ESA).

Instrumentación

La sonda Huygens contiene seis complejos instrumentos a bordo que proporcionarán una amplia variedad de datos a los científicos tras su descenso en la atmósfera de Titán. Estos instrumentos son:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Este instrumento contiene una serie de sensores que medirán las propiedades físicas y eléctricas de la atmósfera de Titán. El acelerómetro permitirá medir la densidad de la atmósfera de Titán y las corrientes de aire. Los sensores de temperatura y presión determinarán las propiedades térmicas de la atmósfera. El HASI también contiene un micrófono, que grabará sonidos durante el descenso y el aterrizaje de la sonda.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Este experimento usa un oscilador ultrasensible para mejorar la comunicación con la sonda, dotándola de una señal muy estable. Los vaivenes producidos por los vientos de la atmósfera se podrán entonces medir para sacar conclusiones acerca de sus características.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Los detectores de imágenes y de espectros de este instrumento realizarán diversas mediciones sobre la radiación y el tamaño y densidad de las partículas en suspensión. Las imágenes, en el espectro de la luz visible e infrarroja, crearán un mosaico que permitirá reconstruir la zona de aterrizaje y sus alrededores.

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Este instrumento es un versátil analizador químico de gas, diseñado para identificar y medir sustancias químicas en la atmósfera de Titán. Está equipado con dos módulos para toma de muestras que se llenarán a gran altitud para un posterior análisis. El espectrómetro de masas construirá un modelo de la masa molecular de cada gas, mientras que el cromatógrafo de gases llevará a cabo un estudio más detallado de las muestras de isótopos y moléculas. Poco antes del aterrizaje se calentará el instrumento, a fin de que en contacto con la superficie se evaporen los materiales que la componen y se puedan analizar mejor.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Este experimento captará partículas de la atmósfera en el interior de un horno, que calentará las muestras atrapadas y, mediante un proceso de pirólisis, descompondrá los materiales orgánicos volatilizados para estudiarlos.

Surface-Science Package (SSP)

El SSP contiene varios sensores diseñados para determinar las propiedades físicas de la superficie de Titán en el punto de impacto. Un sónar vigilará durante los últimos 100 metros la distancia a la superficie, midiendo la velocidad de descenso y la rugosidad del suelo.

Subfases de la misión primaria

Además de ser uno de los principales objetivos de su misión, Titán, mediante su gravedad, se encarga de ayudar a cambiar la órbita de la sonda permitiéndole así realizar los distintos estudios para los que fue preparada. Esta es la razón de que las subfases que se detallan a continuación empiecen y acaben con un sobrevuelo de Titán, salvo dónde se especifique lo contrario.

1. Entrada en órbita alrededor de Saturno y lanzamiento de la sonda Huygens. Esta secuencia abarcó desde el día 1 de julio de 2004 -día en el que la sonda se situó en órbita alrededor de Saturno- hasta el día 15 de febrero de 2005. Durante ella, la sonda realizó tres órbitas alrededor de Saturno y cuatro sobrevuelos a Titán -incluyendo el correspondiente para recoger los datos enviados desde Titán por la sonda Huygens- además de uno de Jápeto. Además de la entrada en órbita alrededor de Saturno de la sonda Cassini, el principal hecho de esta parte de la misión fue el descenso de la sonda Huygens a Titán.
2. Secuencia de ocultación. Duró desde el día 15 de febrero de 2005 hasta el día 7 de septiembre de 2005. En ella la sonda realizó 11 órbitas alrededor de Saturno, llegando a tener éstas cierta inclinación respecto al ecuador del planeta. En esta parte de la misión, se aprovechó el hecho de que Cassini podía ver cómo el Sol y la Tierra eran ocultados por los anillos del planeta para estudiar la estructura y evolución de estos últimos. También se realizaron cuatro nuevos sobrevuelos de Titán, y tres de Encélado.
3. Secuencia de estudio de la magnetocola. Esta parte de la misión duró desde el día 7 de septiembre de 2005 hasta el día 22 de julio de 2006. Cassini realizó durante esos 10 meses y medio 12 órbitas alrededor de Saturno. En su transcurso, la órbita de la nave fue cambiando hasta situarse primero en el plano ecuatorial de Saturno y luego en el lado nocturno del planeta, para estudiar su magnetocola y durante ella Cassini, además de realizar un sobrevuelo de cada una de casi todas las principales lunas de Saturno -excepto Japeto y Febe-, realizó nueve sobrevuelos de Titán.
4. Transferencia de 180º. Empezó el día 22 de julio de 2006 y acabó el 30 de junio de 2007. Durante ella, la sonda ha utilizado la gravedad de Titán para primero cambiar su órbita hasta situarse prácticamente perpendicular al ecuador de Saturno, pudiendo así estudiar sus anillos y sus regiones polares desde “arriba” y luego devolverla al plano ecuatorial de éste, y también para progresivamente situarse de nuevo en el lado diurno del planeta. Se realizaron en total diecisiete sobrevuelos de Titán, siendo la parte de la misión en la que la mayor luna de Saturno fue más veces estudiada de cerca. Asimismo a mediados de septiembre de 2006, la órbita de Cassini la llevó a un punto en el que el Sol sería ocultado durante varias horas por Saturno, algo que probablemente no se repetirá en el resto de la misión. Durante esas horas se realizaron estudios intensivos de los anillos y se tomaron numerosas imágenes del planeta y de éstos, pudiéndose ver en una de ellas la Tierra próxima a los anillos.
5. Subfase de estudio de lunas heladas. Duró desde el día 30 de junio de 2007 hasta el 31 de agosto del mismo año y la sonda orbitó Saturno apenas un par de veces. Esta parte de la misión se caracteriza por estar la nave en el plano del ecuador de Saturno, habiendo varios encuentros relativamente cercanos con las lunas heladas de Saturno, además de dos sobrevuelos de Titán.
6. Secuencia de alta inclinación. Abarcó desde el día 31 de agosto de 2007 hasta el día 30 de junio de 2008, final de la misión primaria. Cassini realizó veinticinco órbitas alrededor del planeta anillado en las cuales de nuevo su órbita estuvo fuertemente inclinada respecto a su ecuador, pudiendo estudiarse así de nuevo sus anillos y sus regiones polares. También se realizaron un sobrevuelo de Encélado, uno de Japeto, y nueve sobrevuelos de Titán.

Prórrogas de la misión y posibles finales de ésta

Finalmente, en abril de 2008 la NASA ha decidido prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más, ¹³ habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tendrá lugar el equinoccio en Saturno. ¹⁴ Durante esos dos años, Cassini va a realizar sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rhea, y otro de Helena. Esta misión extendida se divide en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán.¹⁵

Se propuso también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha del próximo solsticio en Saturno,¹⁶ lo cual ha sido finalmente aprobado por NASA.¹⁷ Dicha nueva prórroga de la misión ha sido bautizada cómo Misión del Solsticio.

Se han barajado diversas opciones para el destino final de la sonda Cassini que incluyen hacerla impactar contra Saturno como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter, no en principio factible, ya que, si se hace en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta, la presencia de los anillos hace probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave-, estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno (descartado, debido al calor generado en la colisión y por sus reactores nucleares, el cual podría perturbar posibles formas de vida -particularmente en los casos de Titán y Encélado-), situarla en una “órbita de aparcamiento” en la que no exista riesgo de colisión con ninguna otra luna, sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar estrellándola en Júpiter o en Mercurio, e incluso expulsarla del Sistema Solar.¹⁸ Sin embargo la opción que se ha tomado, y que ha recibido el apoyo de una buena cantidad de científicos de la misión, es enviar a Cassini en una órbita de muy alta excentricidad que la llevará entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través de un hueco de 3800 kilómetros que hay entre ambos y en la que tras realizar 20 de esas órbitas será precipitada contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017, evitando así los riesgos de contaminación biológica mencionados, siendo éste el destino final de Cassini y el fin último de la misión.^{19 20 21}

^{http://danielmarin.naukas.com/2014/07/01/cronicas-desde-el-gigante-anillado-diez-anos-de-la-cassini-en-saturno/}

Información general

Organización: NASA

Fabricante: Laboratorio de Física Aplicada Johns Hopkins

masa de lanzamiento: 757 kilogramos (1.669 lb)

Poder: 444 W End-of-Life (5 años)

Fecha de lanzamiento: 25 de 08 de 1997, 14:39:00 UTC

Vehículo de lanzamiento: Delta II 7920-8

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-17A

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 596 kg

NSSDC ID: 1997-045A

Tipo de órbita: Alrededor del punto Lagrange L1

Semieje mayor: 148,100,000 kilómetros (92.000.000 millas)

Excentricidad: ~ 0,017

Perigeo: 145,700,000 90,500,000 kilómetros (millas)

Apogeo: 150,550,000 93,550,000 kilómetros (millas)

Inclinación: ~ 0 °

Instrumentación

• Cosmic Ray Isotope Spectrometer (CRIS): Estudia y determina la composición isotópica de los rayos cósmicos en un intento de esclarecer su origen
• ACE Real Time Solar Wind (RTSW)
• Solar Wind Ion Mass Spectrometer (SWIMS) y Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS): Estos dos instrumentos son espectrómetros de masas cada uno destinado para diferentes medidas. Analizan la composición química e isotópica del viento solar y la materia interestelar.
• Ultra-Low Energy Isotope Spectrometer (ULEIS): Este instrumento mide el flujo de iones en el rango del helio hasta el níquel para determinar las características de las partículas energéticas solares y el mecanismo por el cual las mismas se cargan por el sol.
• Solar Energetic Particle Ionic Change analyzer (SEPICA)
• Solar Isotope Spectrometer (SIS)
• Solar Wind Electron, Proton and Alpha Monitor (SWEPAM)
• Magnetometer (MAG)

Historia

La misión fue concebida en un encuentro el 19 de junio de 1983 en la Universidad de Maryland, aunque se venía gestando la propuesta de un satélite que estudiara en profundidad el viento solar y las radiaciones intergalácticas bajo el nombre de Cosmic Composition Explorer. En 1986 la NASA retomó la idea, pero no sería hasta 1988 cuando el ACE fue seleccionado para un estudio conceptual conocido como la Fase A del diseño.

Finalmente el 22 de abril de 1991 la misión dio comienzo oficialmente con la firma de un contrato entre NASA/GSFC y el California Institute of Technology. Tras varios meses con el planeamiento de las operaciones, dio comienzo la Fase B de definición de la misión en agosto de 1992.

El diseño preliminar comenzó en noviembre de 1993, y las Fases C y D de implementación de los instrumentos comenzaron poco después.

ACE en órbita alrededor del Sol-Tierra L ₁ punto

Advanced Composition Explorer (ACE) es una NASA programa de Exploradores Solar y la exploración espacial misión para estudiar la materia que comprende partículas energéticas del viento solar, el medio interplanetario, y otras fuentes. En tiempo real los datos de la ECA son utilizados por la NOAA Centro de Clima Espacial Predicción para mejorar las predicciones y avisos de tormentas solares.^[1] El ACE nave espacial robótica fue lanzadas el 25 de de agosto de 1997, y entró en una órbita de Lissajous cerca de la _L1 punto de Lagrange (que se encuentra entre el Sol y la Tierra a una distancia de unos 1,5 millones de kilómetros de este último) el 12 de diciembre de 1997.^[2] la nave espacial está operando a esa órbita. Debido a que la ECA está en una órbita no kepleriano, y tiene maniobras regulares de mantenimiento en posición, los parámetros orbitales en el cuadro de información adyacentes son sólo aproximados. La nave espacial se encuentra todavía en buen estado general, en 2015, y se prevé que tenga suficiente combustible para mantener su órbita hasta el año 2024.^[3] de la NASA Goddard Space Flight Center a cargo del desarrollo y la integración de la nave espacial ACE.^[4]

Observaciones de la ECA permiten la investigación de una amplia gama de problemas fundamentales en las siguientes cuatro áreas principales: ^[5]

Composición elemental e isotópica de la materia

Un objetivo importante es la determinación precisa y completa de la composición elemental e isotópica de las diversas muestras de “material básico” de la que se aceleran núcleos. Estas observaciones se han usado para:

• Generar un conjunto de abundancias isotópicas solares basadas en el muestreo directo de material solar.
• Determinar la composición elemental e isotópica de la corona con una precisión mejorada en gran medida.
• Establecer el patrón de diferencias isotópicas entre los rayos cósmicos y el sistema solar materia.
• Medir las abundancias elementales e isotópicas de interestelares “iones pick-up” y interplanetarias.
• Determinar la composición isotópica del “componente de rayos cósmicos anómalos”, lo que representa una muestra del medio interestelar local.

Origen de los elementos y el procesamiento posterior de la evolución

Isotópicas “anomalías” en meteoritos indican que el sistema solar no fue homogéneo, cuando se formó. Del mismo modo, la Galaxia no es ni uniforme en el espacio ni constante en el tiempo debido a la continua estelar nucleosíntesis. Las mediciones de la ECA se han usado para:

• Buscar diferencias entre la composición isotópica de material solar y meteoritos.
• Determinar las contribuciones de viento solar y las partículas energéticas solares para el material lunar y meteorítico, y a las atmósferas planetarias y magnetosferas.
• Determinar los procesos de nucleosíntesis dominantes que contribuyen a los rayos cósmicos material de origen.
• Determinar si los rayos cósmicos son una muestra de material recién sintetizado (por ejemplo, a partir de las supernovas) o de lo contemporáneo medio interestelar.
• Buscar patrones isotópicos en materia solar y galáctico como una prueba de los modelos de evolución de las galaxias.

La formación de la corona solar y la aceleración del viento solar

De partículas energéticas solares, viento solar , y las observaciones espectroscópicas muestran que la composición elemental de la corona se diferencia de la de la fotosfera, a pesar de los procesos por los cuales esto ocurre, y por el cual el viento solar se acelera posteriormente, son poco conocidos. La composición y el cargo por el estado de datos detallados proporcionados por la ECA se utilizan para:

• Aislar los procesos de formación de la corona dominantes mediante la comparación de una amplia gama de abundancias coronal y fotosféricas.
• Estudiar las condiciones del plasma en la fuente del viento solar y las partículas energéticas solares midiendo y comparando los estados de carga de estas dos poblaciones.
• Estudiar el viento solar procesos de aceleración y cualquier cargo o fraccionamiento de masa dependiente en diversos tipos de viento solar flujos.

Aceleración de partículas y el transporte en la naturaleza

Aceleración de partículas es ubicuo en la naturaleza y la comprensión de su naturaleza es uno de los problemas fundamentales del espacio de plasma astrofísica. El único conjunto de datos obtenidos por las mediciones de la ECA se han utilizado para:

• Realizar mediciones directas de carga y / o fraccionamiento de masa-dependiente durante partículas energéticas solares y eventos de aceleración interplanetarias.
• Restringir llamarada solar, descarga coronal y modelos de aceleración de choque interplanetarias con carga, masa, y los datos espectrales que abarcan hasta cinco décadas en energía.
• Probar los modelos teóricos para el ³ de He-ricos bengalas y eventos de rayos γ solares.

Instrumentación

Espectrómetro de Rayos Cósmicos de Isótopos (CRIS)

El Cosmic Ray Isótopo Espectrómetro cubre la más alta década del intervalo de energía Composición Avanzada Explorer, de 50 a 500 MeV/nucleón, con resolución isotópica de elementos de Z ≈ 2 a 30. Los núcleos detectados en este intervalo de energía son predominantemente rayos cósmicos originarios de nuestra galaxia. Esta muestra de la materia galáctica investiga la nucleosíntesis del material parental, así como los procesos de fraccionamiento, aceleración, y de transporte que estas partículas se someten en el Galaxy y en el medio interplanetario. Cargo e identificación masiva con CRIS se basa en mediciones múltiples de dE / dx y la energía total en pilas de detectores de silicio, y mediciones de trayectoria en un hodoscope brillante trayectoria de fibra óptica (SOFT). El instrumento tiene un factor geométrico de 250 cm ² sr para mediciones de isótopos.^[6]

Solar isótopos Espectrómetro (SIS)

El Solar Isótopo Espectrómetro (SIS) proporciona mediciones de alta resolución de la composición isotópica de núcleos energéticos de Él a Zn (Z = 2 a 30) en el rango de energía de ~ 10 a ~ 100 MeV / nucleón. Durante grandes eventos solares SIS mide las abundancias isotópicas de partículas energéticas solares para determinar directamente la composición de la energía solar en corona y para estudiar los procesos de aceleración de partículas. Durante los tiempos tranquilos solares SIS mide los isótopos de baja energía de los rayos cósmicos y el Galaxy isótopos de lo anómalo de rayos cósmicos componente, que se origina en el medio interestelar cercano. SIS tiene dos telescopios compuestos de los detectores de estado sólido de silicio que proporcionan mediciones de la carga nuclear, masa, y la energía cinética de los núcleos de incidentes. Dentro de cada telescopio, trayectorias de las partículas se miden con un par de detectores de silicio de la tira de dos dimensiones instrumentados con la electrónica (VLSI) personalizados muy gran escala integrados para proporcionar ambas medidas de posición y de pérdida de energía. SIS fue especialmente diseñado para conseguir una excelente resolución de masa bajo las altas condiciones extremas, el flujo se encuentran en grandes eventos de partículas solares. Se proporciona un factor de geometría de 40 ^cm2 sr, significativamente mayor que los espectrómetros de isótopos de partículas solares anteriores.^[7]

Ultra Low Energy Isótopos (Espectrómetro ULEIS)

El ultra baja energía de Isótopos (Espectrómetro ULEIS) en la nave espacial ACE es un espectrómetro de masas de ultra alta resolución que las medidas composición de partículas y energía espectros de elementos Él-Ni con energías de ~ 45 keV / nucleón a un MeV pocos / nucleón. ULEIS investiga partículas aceleradas en partículas energéticas solares eventos, choques interplanetarios, y al viento solar choque de terminación. Mediante la determinación de espectros de energía, la composición de la masa, y sus variaciones temporales en relación con otros instrumentos de la ECA, ULEIS mejora enormemente nuestro conocimiento de las abundancias solares, así como otros depósitos tales como el local de medio interestelar. ULEIS combina la alta sensibilidad necesaria para medir flujos de partículas de baja, junto con la capacidad de operar en los más grandes eventos de partículas solares o de choque interplanetaria. Además de la información detallada de los iones individuales, ULEIS cuenta con una amplia gama de velocidades de recuento para diferentes iones y energías que permite la determinación precisa de los flujos de partículas y anisotropías más cortos (pocos minutos) escalas de tiempo.^[8]

Solar Partículas Energéticas carga iónica Analizador (SEPICA)

El Partículas Energéticas solar carga iónica Analizador (SEPICA) fue el instrumento sobre la composición Advanced Explorer (ACE) que determina los estados de carga iónica de las partículas energéticas solares y interplanetarias en el rango de energía de ≈0.2 MeV nucl-1 a ≈5 MeV cargo- 1. El estado de carga de iones energéticos contiene información clave para desentrañar temperaturas fuente, la aceleración, el fraccionamiento y los procesos de transporte para estas poblaciones de partículas. SEPICA tenía la capacidad de resolver estados de carga individuales con un factor geométrico sustancialmente más grande que su predecesor ULEZEQ en ISEE-1 y -3, en la que se basa SEPICA. Para conseguir estos dos requisitos al mismo tiempo, SEPICA se compone de una sección de alta carga sensor de resolución, y dos resolución carga baja, pero una gran parte del factor geométrico.^[9]

A partir de 2008, este instrumento ya no está funcionando debido a las válvulas de gas fallidas.^[3]

Los iones del viento solar Espectrómetro de Masas (NADA) y el viento solar Ion Espectrómetro de Composición (SWICS)

El espectrómetro de iones de viento solar Composición (SWICS) y el viento solar iones Espectrómetro de Masas (NADA) sobre la ECA son instrumentos optimizados para las mediciones de la composición isotópica de materia solar e interestelar y químicas. SWICS unívocamente determinado la composición química e iónica de carga del viento solar, las velocidades térmicas y medias de los principales iones del viento solar de la H a la Fe a todas las velocidades del viento solar por encima de 300 km s ^-1 (protones) y 170 km S ^-1 (Fe + 16), y resolvió H y He isótopos de ambas fuentes de energía solar y interestelares. SWICS también midió las funciones de distribución, tanto de la nube interestelar y polvo en la nube iones de recogida hasta energías de 100 keV e ^-1. NADA mide la composición química del estado, isotópica y la carga del viento solar para cada elemento entre Él y Ni. Cada uno de los dos instrumentos son por tiempo de vuelo espectrómetros de masas y utilizar el análisis electrostático seguido del tiempo de vuelo y, en caso necesario, una medición de energía.^{[10] [11]}

El 23 de agosto de 2011, el sistema electrónico de tiempo de vuelo SWICS experimentó una anomalía de hardware edad y el inducido por la radiación que aumentó el nivel de fondo en los datos de la composición. Para mitigar los efectos de este fondo, el modelo para la identificación de los iones en los datos se ajustó a tomar ventaja de sólo el ion de carga de energía por medido por el analizador electrostático, y la energía de iones medido por los detectores de estado sólido. Esto ha permitido a SWICS siguen ofreciendo un subconjunto de los productos de datos que se proporcionaron al público antes de que el hardware anomalía, incluyendo relaciones de estado de carga de iones de oxígeno y carbono, y las mediciones de hierro viento solar. Las mediciones de la densidad de protones, la velocidad, y la velocidad térmica por SWICS no se vieron afectados por esta anomalía y continúan hasta el día de hoy.^[3]

Electrones, protones, y el monitor de partículas alfa (EPAM)

El electrón, protón, y Alpha Monitor (EPAM) a bordo de la nave espacial ACE está diseñado para medir una amplia gama de partículas energéticas sobre casi la unidad de esfera completa en alta resolución en el tiempo. Tales mediciones de iones y electrones en el intervalo de unas pocas decenas de keV a varios MeV son esenciales para entender la dinámica de las erupciones solares, regiones de interacción co-rotación de la aceleración de choque interplanetaria (del CIR), y eventos terrestres aguas arriba. La gran rango dinámico de EPAM se extiende desde alrededor de 50 keV a 5 MeV para los iones, y 40 keV a aproximadamente 350 keV para los electrones. Para complementar sus mediciones de electrones e iones, EPAM también está equipado con una composición de apertura (CA), que identifica de forma inequívoca especies de iones informado que las tarifas de grupos de especies y / o eventos de altura de impulsos individuales. El instrumento alcanza su gran cobertura espacial a través de telescopios Fife orientados en diversos ángulos con respecto al eje de giro nave espacial. Las mediciones de partículas de baja energía, obtenidos como las resoluciones de tiempo entre 1,5 y 24 s, y la capacidad del instrumento para observar anisotropías de partículas en tres dimensiones hacen EPAM un excelente recurso para proporcionar el contexto interplanetario para los estudios que utilizan otros instrumentos en la nave espacial ACE.^[12]

El viento solar de electrones, protones y Alpha Monitor (SWEPAM)

El experimento del viento solar Electrón Protón Alfa Monitor (SWEPAM) proporciona la mayor parte del viento solar observaciones para el Advanced Composition Explorer (ACE). Estas observaciones proporcionan el contexto para las mediciones de la composición elemental e isotópicos realizados sobre la ECA, además de permitir el examen directo de numerosos viento solar fenómenos como la eyección de masa coronal, las perturbaciones interplanetarias, y viento solar estructura fina, con tecnología avanzada, la instrumentación de plasma 3-D. También proporcionan una base de datos ideal tanto para heliosféricos y magnetosféricos estudios multicéntricos nave espacial en la que se pueden utilizar en conjunción con otras observaciones simultáneas de la nave espacial, como Ulises. Las observaciones SWEPAM se realizan simultáneamente con electrones independientes (SWEPAM-e) y el ion (SWEPAM-i) instrumentos. Con el fin de ahorrar costes para el proyecto ACE, SWEPAM-e y SWEPAM-i son los repuestos de vuelo reciclados a partir de la articulación de la NASA / ESA Ulises misión. Ambos instrumentos tenían remodelación selectiva, modificación y modernización requerida para cumplir con los requisitos de la misión de la ECA y naves espaciales. Ambos incorporan analizadores electrostáticos cuyos campos de visión barren todas las direcciones de observación pertinentes como la nave espacial gira en forma de abanico.^[13]

Magnetómetro (MAG)

El experimento de campo magnético sobre ACE proporciona mediciones continuas del campo magnético local en el medio interplanetario. Estas mediciones son esenciales en la interpretación de las observaciones de la ECA simultáneas de distribuciones energéticas y partículas térmicas. El experimento consiste en un par de gemelo, boom- montado, los sensores de saturación triaxiales que se encuentra a 165 pulgadas (= 4,19 m) del centro de la nave espacial en oponerse a los paneles solares. Los dos sensores triaxiales proporcionan un instrumento de vectores equilibrada, totalmente redundante y permiten cierta evaluación mejorada del campo magnético de la nave espacial.^[14]

ACE eólica en tiempo real Solar (RTSW)

La avanzada Composición Explorer (ACE) RTSW sistema está supervisando continuamente el viento solar y la producción de las advertencias de mayor actividad geomagnética inminente, hasta una hora de antelación. Avisos y alertas emitidas por NOAA especiales con los sistemas sensibles a dicha actividad a tomar medidas preventivas. El sistema recoge RTSW viento solar y los datos de partículas energéticas en alta resolución de tiempo de cuatro instrumentos de la ECA (MAG, SWEPAM, EPAM, y SIS), los paquetes de los datos en un flujo de bits de baja velocidad, y transmite los datos de forma continua. La NASA envía datos en tiempo real a la NOAA cada día durante la descarga de datos de la ciencia. Con una combinación de estaciones de tierra dedicadas (CRL en Japón y RAL en Gran Bretaña), y el tiempo en las redes de seguimiento de tierra existentes (DSN de la NASA y AFSCN de la USAF), el sistema RTSW puede recibir datos las 24 horas del día durante todo el año. Los datos en bruto se envían inmediatamente desde la estación terrestre hacia el Centro de Predicción del Clima Espacial en Boulder, Colorado, procesado, y luego entregados a su tiempo del Centro de Operaciones del espacio en el que se utilizan en las operaciones diarias; los datos también se envían al Centro Regional de Alerta CRL en Hiraiso, Japón, a la USAF 55ª escuadrilla de espacio tiempo, y se colocan en la World Wide Web. Los datos se descargan, se procesan y se dispersan dentro de 5 minutos desde el momento en que salen de la ECA. El sistema también utiliza RTSW las partículas energéticas de baja energía para advertir sobre unas próxias perturbaciones interplanetarias, y para ayudar a controlar el flujo de partículas de alta energía que pueden producir daños por radiación en sistemas de satélites.^[15]

Los resultados de la ciencia

Los espectros de partículas observada por ACE

Fluencias de oxígeno observada por ACE

La figura muestra la influencia de partículas (flujo total en un periodo de tiempo determinado) de oxígeno en ACE por un período de tiempo justo después de mínimo solar, la parte del ciclo solar de 11 años cuando la actividad solar es baja.^[16] El de más bajo partículas de energía provienen del viento solar lento y rápido, con velocidades de aproximadamente 300 a aproximadamente 800 kilómetros por segundo. Al igual que la distribución de viento solar de todos los iones, la de oxígeno tiene una cola supratérmica de partículas de alta energía; es decir, en el marco del viento solar a granel, el plasma tiene una distribución de energía que es aproximadamente una distribución térmica, pero tiene un exceso notable por encima de aproximadamente 5 kiloelectron voltios, como se muestra en la Figura 1. El equipo de ACE ha hecho contribuciones a la comprensión de la orígenes de estas colas y su papel en la inyección de partículas en los procesos de aceleración adicionales.

A energías más altas que las de las partículas del viento solar, ACE observa partículas de regiones conocidas como co-rotación regiones de interacción (CIRS). CIRs forman debido a que el viento solar no es uniforme. Debido a la rotación solar, corrientes de alta velocidad chocan con los anteriores viento solar lento, creando ondas de choque en aproximadamente 2-5 unidades astronómicas (UA, la distancia entre la Tierra y el Sol) y la formación de CIR. Las partículas aceleradas por estos choques son comúnmente observados a 1 UA continuación energías de unos 10 megaelectron voltios por nucleón. Mediciones de la ECA confirman que CIRs incluyen una fracción significativa de helio con una sola carga se forma cuando se ioniza el helio neutro interestelar.^[17]

A energías aún más altas, la mayor contribución a la medida de reflujo de partículas se debe a las partículas energéticas solares (SEP) asociados a las perturbaciones interplanetarias (IP) impulsados por las eyecciones de masa coronal rápidas (CME) y áreas fl solares. Abundancias enriquecidas de iones de helio-3 y helio muestran que las colas supratérmica son la principal población de semillas para estos SEP.^[18] choques IP viajan a velocidades de hasta unos 2000 kilómetros por segundo acelerar las partículas de la cola supratérmica a 100 megaelectron voltios por nucleón y más. IP choques son particularmente importantes porque pueden seguir para acelerar partículas a medida que pasan a través de la ECA y por lo tanto permiten que los procesos de aceleración de choque para ser estudiados in situ.

Otras partículas de alta energía observados por ACE son los rayos cósmicos anómalos (ACRs) que se originan con los átomos interestelares neutros que se ionizan en la heliosfera interior para hacer que los iones “pickup” y más tarde se aceleran a energías superiores a 10 megaelectron voltios por nucleón en el exterior heliosfera. ACE también observa iones de recogida directamente; que son fácilmente identificados porque se pagan por separado. Por último, las partículas de más alta energía observados por ACE son los rayos cósmicos galácticos (GCR), que se cree que acelerar las ondas de choque de las explosiones de supernovas en nuestra galaxia.

Otros resultados de la ECA

Poco después del lanzamiento, los sensores detectan SEP sobre ACE eventos solares que tenían características inesperadas. A diferencia de la mayoría de los eventos grandes, choque acelerado por la SEP, éstos fueron altamente enriquecido en hierro y el helio-3, así como el mucho más pequeño, FL se asocian-eventos impulsivos SEP.^{[19] [20]} En el primer año de operaciones, ACE encontrado muchos de estos eventos “híbridos”, lo que llevó a la discusión sustancial dentro de la comunidad en cuanto a qué condiciones podrían generarlos.^[21]

Un reciente descubrimiento notable en la física heliosférica ha sido la presencia ubicua de las partículas con forma espectral supratérmica común. Esta forma se produce de forma inesperada en el viento solar tranquila; en condiciones de perturbación corriente abajo de los choques, incluyendo CIRs; y en la heliosfera en otro lugar. Estas observaciones han llevado Fisk y Gloeckler ^22] que sugieren un nuevo mecanismo para la aceleración de las partículas.

Otro descubrimiento ha sido que el ciclo solar actual, medido por manchas solares, las CME, y SEP, ha sido mucho menos magnéticamente activo que el ciclo anterior. McComas y col.^[23] han demostrado que las presiones dinámicas del viento solar medidos por el satélite Ulises sobre todas las latitudes y por ACE en el plano de la eclíptica están correlacionados y estaban disminuyendo en el tiempo por cerca de 2 décadas. Llegaron a la conclusión de que el Sol había estado experimentando un cambio global que afectó a la heliosfera en general. Al mismo tiempo, las intensidades de GCR estaban aumentando y en 2009 fueron los más altos registrados durante los últimos 50 años.^[24] GCR tener más di fi cultades para llegar a la Tierra cuando el Sol está más activo magnéticamente, por lo que la alta intensidad de GCR en 2009 es consistente con un dinámico reducido a nivel mundial la presión del viento solar.

ACE también mide la abundancia de níquel-cobalto-59 y 59 isótopos rayos cósmicos; estas mediciones indican que un tiempo más largo que la vida media de níquel-59 con los electrones ligados (7,6 × 10 ⁴ años) transcurrido entre el momento de níquel-59 se creó en una explosión de supernova y el tiempo de los rayos cósmicos se aceleraron.^[25] tales retrasos largos indican que los rayos cósmicos provienen de la aceleración del material estelar o interestelar de edad y no de material eyectado de la supernova fresco. ACE también mide una relación de hierro-58 / hierro-56 que se enriquece sobre la misma relación en el material del sistema solar.^[26] Estos y otros hallazgos han llevado a una teoría sobre el origen de los rayos cósmicos en superburbujas galácticos, formada en las regiones donde muchas supernovas explotan dentro de unos pocos millones de años. Las observaciones recientes de un capullo de rayos cósmicos acelerados recién en el súper-Cygnus por el observatorio de rayos gamma Fermi^[27] apoyan esta teoría.

Seguimiento sobre el observatorio del clima espacial

El 11 de febrero de 2015, el Observatorio Espacial Climático Profundo (DSCOVR) -con varios instrumentos similares que incluyen un instrumento nuevo y más sensible para detectar con destino a la Tierra eyecciones de masa coronal -successfully lanzados por la NOAA y la NASA a bordo de un SpaceX Falcon 9 vehículo de lanzamiento desde Cabo Cañaveral, Florida. La nave espacial llegó a L ₁ el 8 de junio de 2015, poco más de 100 días después del lanzamiento.^[28] Junto con la ECA, tanto proporcionará los datos del clima espacial, siempre y cuando la ECA puede seguir funcionando.^[29]

Organización: Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial de España

Estado: Reentrado en la atmósfera

Fecha de lanzamiento: 21 de abril de 1997

Vehículo de lanzamiento: Pegasus

Sitio de lanzamiento: Gran Canaria

Reingreso: 26 de febrero de 2002

Aplicación: Observatorio espacial / Experimental

Masa: 209 kg

NSSDC ID: 1997-018A

El programa de satélites artificiales MINISAT fue desarrollado por la agencia española INTA en la década de 1990 y se preveía que estuviera compuesto de varios satélites, de los que hasta la fecha solo ha sido lanzado uno, el Minisat 01.

Minisat 01

Fue lanzado el 21 de abril de 1997 desde la base aérea de Gando, en Gran Canaria, con un cohete Pegasus XL. Con un peso de 200 kg, el satélite estaba equipado con 3 instrumentos científicos¹:

• Un espectrógrafo de ultravioleta
• Una cámara de rayos gamma (LEGRI – Low Energy Gamma Ray Imager)
• Un experimento de investigación sobre los fluidos en ausencia de gravedad

Su vida operativa estaba prevista en dos años, pero finalmente se extendió hasta dos años más. El día 14 de febrero de 2002, a las 3:12 horas, tuvo lugar el último contacto del Minisat 01 con la estación de seguimiento.

MINISAT

El día 21 de abril de 1997 era lanzado al espacio el MINISAT 01, primer satélite de diseño y fabricación totalmente españoles, y, también, primer vehículo puesto en órbita desde España. Durante su misión, MINISAT completó miles de rotaciones a la Tierra, y se mantuvo en contacto permanente y simultáneo con el Centro de Control de la Misión, situado en el INTA, en Torrejón de Ardoz, y la Estación de Seguimiento de Maspalomas, en Gran Canaria.

Al hito científico y tecnológico que representó el lanzamiento —por primera vez esta operación de integración, lanzamiento y posterior seguimiento se realizaba desde territorio español— le sucedió la cotidianidad, el envío periódico de datos relativos a los experimentos que el satélite llevaba a bordo, y que eran minuciosamente analizados por el Centro de Operaciones Científicas, situado en las instalaciones del INTA en Villafranca del Castillo, Madrid.

La incertidumbre que conlleva todo nuevo reto científico, fue reemplazada por la satisfacción por el éxito completo de la misión, superior si cabe a las expectativas más optimistas. El perfecto funcionamiento del satélite y la utilidad de los datos aportados por los diferentes experimentos han justificado el interés creciente por el Programa MINISAT en otros países.

Cronología del Programa MINISAT

Junio de 1990

Empezó a gestarse el que sería el proyecto más ambicioso del sector aeroespacial en España. Durante los meses siguientes, muchas fueron las reuniones, conversaciones, intercambio y aporte de ideas, y numerosas las personas e instituciones, organismos y empresas que en ellas tomaron parte.

El proceso no fue fácil ni rápido, y, dentro de él, no podemos olvidar un proyecto que aspiró a «ser», pero que nunca llegó a ver la luz: el Proyecto Santa María. El Programa MINISAT fue abriéndose camino en discusiones acerca de la plataforma, la carga útil, los costes y los beneficios de lo que hubiese constituido el Santa María.

Se tuvo conciencia desde el comienzo de que el interés del programa no residía sólo en lanzar el primer MINISAT, sino, también, en mantener vivo un programa de más larga duración, que se estructuraría en tres futuras generaciones de minisatélites para tres tipos distintos de misiones: de uso científico, de observación de la Tierra o del espacio y de comunicaciones, respectivamente. Sin embargo, la credibilidad de todo ello pasaba necesariamente por la puesta en órbita del que debería ser el «MINISAT 01».

Julio de 1990

Dio comienzo la fase A, con el Estudio de Viabilidad del Proyecto, aprobado en Noviembre del mismo año por la Comisión Permanente Interministerial de Ciencia y Tecnología (CICYT).

Año 1991

Desarrollo de la fase B o de «Definición de un Sistema de Minisatélites», que sería aprobada por la CICYT en Diciembre del mismo año.

Año 1992

El Programa MINISAT había conseguido su incorporación al Plan Nacional del Espacio.

Junio de 1994

Después de superar satisfactoriamente el examen de diseño, se entraba en la última y definitiva fase de «Diseño de Detalle y Fabricación», la cual era aprobada el 21 de Junio de 1994 por la CICYT.

El Programa Integrado MINISAT, propuesto en origen por el INTA, se había venido desarrollando hasta entonces con la colaboración de diversas empresas del sector aeroespacial, y contaba con la ayuda de una Comisión de Seguimiento, creada al efecto, cuya presidencia recayó en el Centro para el Desarrollo Tecnológico e Industrial (CDTI).

Julio de 1994

Comienzan los trabajos de construcción del MINISAT. El número de empresas interesadas en participar en el desarrollo y fabricación de la plataforma prácticamente se había duplicado con respecto al inicio del programa. Era una ocasión única de aunar esfuerzos, desarrollar capacidades, adquirir y ponerse al día en las más altas tecnologías, e incorporar a España, de forma decidida y por la puerta grande, al sector y el mercado del espacio.

Bajo la dirección técnica y de gestión del INTA, y con el apoyo e impulso del Ministerio de Defensa, Construcciones Aeronáuticas (CASA) asumía el papel de contratista principal, y se responsabilizaba de la construcción de la plataforma del satélite. Tan ambicioso proyecto pretendía involucrar al mayor número posible de empresas españolas que trabajaban en el sector. En este sentido, CRISA (encargada de las unidades electrónicas del subsistema de potencia eléctrica), INDRA (encargada de la telemedida y telecomando), SENER (encargada del control de asiento del satélite), TGI e INSA, intervinieron como empresas colaboradoras y subcontratistas.

La construcción del MINISAT planteaba nuevos problemas a la ciencia y la tecnología de nuestro país. Se trataba de tener a punto un satélite, para ponerlo en órbita en tan sólo 18 meses. Además, nunca antes en España se había diseñado, fabricado, integrado y ensayado un satélite completo. Sólo hubo pequeños retrasos producidos por causas de fuerza mayor, como por ejemplo la entrega de las células de los paneles solares fotovoltaicos, que se fabricaron en la ciudad de Kobe, gravemente afectada por el terremoto que sacudió Japón.

Al mismo tiempo, comenzó a considerarse cuál sería la carga útil que habría de portar MINISAT en su primera misión. Desde el principio no hubo lugar para la duda. Con el fin de poder facilitar una amplia participación española, y para no introducir implicaciones de tipo comercial, el contenido del primer minisatélite (MINISAT 01), tendría un carácter exclusivamente científico, y estaría constituido por tres experimentos:

EURD

Espectrógrafo para medir la radiación difusa en el rango ultravioleta extremo.

CPLM

Dispositivo para estudiar el comportamiento de puentes líquidos en microgravedad.

LEGRI

Detector de rayos gamma basado en nuevas tecnologías de Ioduro de Mercurio.

A estos instrumentos se añadió una experiencia tecnológica,  ETRV, que estudiaría el comportamiento en órbita de un nuevo regulador de velocidad para el despliegue de grandes reflectores y mástiles.

El lanzamiento del satélite Minisat-01 desde Gran Canaria cumple 16 años

La Isla hizo historia en abril de 1997 al poner en órbita el primer diseño fabricado en España

21.04.2013 | 12:52

El lanzamiento del satélite Minisat-01 desde Gran Canaria cumple 16 años LP/DLP

María Jesús Hernández El 21 de abril de 1997 Gran Canaria entró a formar parte de la historia aeronáutica, tras el lanzamiento del Minisat-01, el primer satélite de diseño y fabricación cien por cien española, y también, primer vehículo puesto en órbita desde España. La única misión espacial que ha sido completada por un país de la Unión Europea desde su propio territorio, cumple hoy 16 años. Arrancó a las 12.00 horas, desde la base aérea de Gando, con un cohete Pegasus XL, posteriormente bautizado con el nombre de Gran Canaria, que viajaba en el fuselaje del avión Lockheed L-1011 Tristar comandado por el capitán estadounidense Bill Weaver.

El lanzamiento del microsatélite fue seguido desde la Estación Espacial de Maspalomas por un nutrido grupo de autoridades civiles y militares, políticos, técnicos, entre ellos ingenieros de la NASA, y periodistas, con el entonces responsable del centro regional del INTA (Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial), Julio Melián a la cabeza. Asimismo, la 2 de TVE emitió el acontecimiento en directo, con señales simultáneas desde Gran Canaria y desde la base aérea de Torrejón de Ardoz (Madrid), donde se encontraban los coordinadores del programa científico Minisat, entre ellos el secretario de Estado y presidente del INTA en aquel momento, Pedro Morenés.

La misión que constaba de tres fases, se inició en Gando a las 12.00 horas con un despegue sin contratiempos, a pesar de los riesgos que entrañaba la proximidad del cohete que transportaba la aeronave al suelo. El TriStare fue escoltado por dos cazas F-18, uno de los cuales transportaba la cámara que permitió filmar la operación. Una hora más tarde, a las 13.00 horas, cuando el avión superó los 11.000 metros de altura, se procedió al desprendimiento del cohete Gran Canaria y, tras cinco segundos de caída libre, se encendió su motor de propulsión. Así concluyó la primera etapa.

La segunda, que duró alrededor de siete minutos, consistió en el desprendimiento de las diferentes partes del Pegasus (cofias, contrapuertas) que protegían al minisatélite, hasta dejarlo en contacto con el exterior, a unos 590 kilómetros de la Tierra. Tras la separación del cohete, comenzó la tercera y definitiva etapa con la puesta en órbita del Minisat-01 y la emisión de los primeros datos, que llegaron para júbilo de todos los implicados, tres horas y media después de haberse iniciado la operación. “A las 15.28 horas se escucharon los primeros llantos del niño”, fueron las palabras con las que el INTA confirmó el éxito del lanzamiento.

A partir de ahí el Minisat pasaba por la zona de cobertura de Maspalomas cada hora y media, pudiéndose observar y enviar señales durante quince minutos

Así se puso en órbita desde Gran Canaria, a 600 km de altitud y una inclinación de 28,5 grados sobre el plano ecuatorial, el primero y hasta ahora único ingenio de la tecnología espacial, de diseño y fabricación española. Con un peso de 200 kg y una estructura hexagonal de un metro de ancho por 1,5 de alto, la principal novedad del Minisat-01 consistía en que se trataba de un vehículo ligero y modular, de bajo coste en comparación con lo existente hasta el momento, destinado a la experimentación científica. También contribuyó a la capacitación de más de 100 ingenieros y científicos en todas las áreas de un programa espacial completo.

El programa Minisat se gestó en 1990 con la finalidad de desarrollar un sistema que permitiera operaciones espaciales a bajo coste y menor tiempo de desarrollo que los grandes programas espaciales. La idea original era el desarrollo de tres generaciones de microsatélites para tres tipos distintos de misiones: de uso científico, para la observación de la tierra o del espacio y de comunicaciones. No obstante, todo dependía de la puesta en órbita del primero, el Minisat 01, que 16 años después de su exitoso lanzamiento sigue siendo el único que prosperó.

El pequeño satélite fue equipado con tres instrumentos científicos y una experiencia tecnológica. Entre ellos figuraba el EURD, un espectrógrafo para el estudio de la emisión del medio interestelar en el ultravioleta extremo y lejano, que incorporaba en su diseño tecnología avanzada , con una sensibilidad hasta mil veces mayor y una resolución espectral diez veces mejor que la existente en modelos previos.

En segundo lugar estaba el telescopio LEGRI, un detector de rayos gamma de baja energía procedentes de fuentes astronómicas, destinado fundamentalmente al estudio de las explosiones de supernovas y la existencia de agujeros negros. Este instrumento astronómico constituyó una gran escuela de formación para un buen número de astrofísicos e ingenieros españoles, dado que les aportó una valiosa experiencia en instrumentación espacial, clave en años venideros.

La Universidad Politécnica de Madrid fue la encargada de desarrollar el tercer elemento científico, el CPLM, dirigido al estudio del comportamiento de puentes líquidos en condiciones de microgravedad. Este experimento tuvo posteriormente aplicaciones prácticas en el procesado de materiales de gran calidad en industrias como la farmacéutica, o la microelectrónica.

Por último, se sumó la tecnología ETRV, para el estudio del comportamiento en órbita de un nuevo regulador de velocidad para el despliegue de grandes reflectores y mástiles. Se trataba de un experimento crucial para solucionar el problema planteado en todos los satélites lanzados al espacio hasta ese momento: el despliegue deficitario de los apéndices (antenas, paneles solares, mástiles…), después de su puesta en órbita. Construcciones Aeronáuticas diseñó un regulador de velocidad para este tipo de despliegues y se incorporó en el Minisat un año antes del lanzamiento, de forma que el programa sirvió para testar de forma satisfactoria esta nueva tecnología, que, posteriormente se empleó en el satélite Hispasat.

Con todos sus elementos, el sistema científico y tecnológico del Minisat-01 partía de un concepto totalmente novedoso en el mundo aeroespacial de la década de los 90: la fabricación de una serie de plataformas espaciales multiusos en el segmento comprendido entre los 100 y los 500 kg, con dos módulos independientes entre sí, y una plataforma de servicio estándar, versátil y polivalente.

Resultados

Si el lanzamiento fue un éxito, aún más lo fue su operatividad, dado que el Minisat-01 estaba diseñado para una vida útil de dos años pero estuvo operando y enviando datos científicos durante cinco, en los que completó miles de rotaciones a la Tierra, y se mantuvo en contacto permanente y simultáneo con el centro de control de la misión, situado en el INTA, en la Estación de Seguimiento de Maspalomas y en Torrejón de Ardoz.

“El 14 de febrero de 2002, a las 03.12 horas, tuvo lugar el último contacto del aparato con la estación de seguimiento del proyecto. Superó ampliamente los cálculos más optimistas, al permanecer operativo durante más del doble del tiempo previsto”, anunció el INTA. El fin de la misión se debió a la degradación de la órbita, producida por la fricción con las altas capas de la atmósfera. La completa desintegración del satélite se produjo el 26 de febrero cuando el Minisat-01 alcanzó una altura cercana a los 100 km sobre la superficie terrestre.

Durante sus cinco años de vida estuvo recogiendo y transmitiendo información a los equipos científicos. Entre sus contribuciones a la ciencia destacan las observaciones tomadas por el instrumento EURD durante el descenso del microsatélite en los últimos meses de la fase final de entrada en la atmósfera, proporcionando datos no conseguidos hasta la fecha por ninguna otra misión. “El análisis de estos datos permitirá profundizar en el conocimiento de la distribución en altura de los componentes atmosféricos y sus condiciones físicas, desde la órbita inicial a 575 km, hasta la última órbita registrada, cercana a los 300 km. Hemos de destacar que el espectro del brillo nocturno de la atmósfera terrestre obtenido por EURD es más de 100 veces superior en sensibilidad a las medidas anteriores”, recogen los informes del proyecto.

Dichos resultados también han tenido impacto sobre las teorías y observaciones en varios campos de la Astrofísica. “Han permitido refutar la teoría de desintegración de los neutrinos postulada por el profesor Sciama; y, por otra parte, confirmado un defecto de flujo en los modelos de atmósferas estelares de Kurucz, ya apuntado por las observaciones de Voyager. Los flujos de las estrellas en el rango de longitud de onda de EURD son entre un 10 y un 40% más intensos que en los modelos teóricos”.

La única expectativa científica que la misión Minisat no logró alcanzar fue la planteada por el estadounidense Denis Sciama, encaminada a resolver el misterio de la materia oscura, una sustancia que compone más de un cuarto del universo, pero que nunca ha sido vista. Después del Minisat, la industria espacial mundial ha dado pasos gigantescos desde el punto de vista científico y tecnológico, y sin embargo, el reto de la materia oscura sigue abierto. De hecho, el pasado 4 de abril, un equipo internacional del centro de investigación CERN en Ginebra afirmó que había registrado lo que podría ser la primera huella física dejada por una materia oscura mientras estudiaban rayos cósmicos grabados a bordo de la Estación Espacial Internacional en los últimos 18 meses.

Con todo, el balance final del satélite español Minisat-01 lanzado en Gran Canaria, 16 años desde su puesta en órbita y 11 después de que finalizara su vida operativa, es tremendamente positivo y así lo ratifica la comunidad científica internacional. Un triunfo para la industria española que se quedó en promesa de futuro, dado que el segundo satélite de la serie, proyectado con cuatro nuevos instrumentos, sigue en el cajón.

Fernando J. Ballesteros Roselló es actualmente el Jefe de Instrumentación del Observatorio Astronómico de la Universidad de Valencia. Licenciado (1992) y Doctor (1996) en Física por la Universidad de Valencia. Trabajó en el diseño y desarrollo del telescopio espacial de rayos gamma INTEGRAL, de la Agencia Espacial Europea, actualmente en órbita alrededor de la Tierra, así como del telescopio espacial LEGRI a bordo de Minisat 01 (INTA). Posteriormente sus intereses evolucionaron hacia la astrobiología, realizando su labor investigadora en temas de emergencia de la complejidad y la vida en el universo.

Nombres: HALCA; MUSAS-B; VSOP

Operador: ES COMO

ID COSPAR: 1997-005A

SatCat №: 24720

Sitio web: Inicio HALCA

Duración de la misión: 8 años, 9 meses, 18 días

Fabricante: NEC Toshiba Space Systems

Masa de lanzamiento: 830 kg (1.830 lb)

Dimensiones: 1,5 m x 1 m (4,9 pies x 3,3 pies)

Fecha de lanzamiento: 04:50 12 de febrero de 1997

Cohete: M-5 -1

Sitio de lanzamiento: Kagoshima MV Pad

Desactivado: 30 de de noviembre de 2005

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: muy elíptica

Semieje mayor:17,259 km (10.724 millas)

Excentricidad: 0.5999671

Perigeo: 533,5 km (331,5 mi)

Apogeo: 21,244.1 13,200.5 km (mi)

Inclinación: 31.1880 grados

Período: 376,1 minutos

RAAN: 127.6566 grados

Número de revoluciones: 26766

Telescopio principal: antena de malla

Diámetro: 8 m (26 pies)

Las longitudes de onda: 1,3, 6, 18 cm (de radio)

HALCA (altamente Laboratorio Avanzado de Comunicaciones y astronomía), también conocido por su nombre de proyecto VSOP (Programa Observatorio Espacial VLBI), o el nombre en clave MUSAS-B (para el segundo de la Mu serie de la nave espacial Space Engineering), es un medidor japonesa del telescopio de radio de 8 diámetro, por satélite que fue utilizado para VLBI (VLBI). Fue la primera misión dedicada VLBI espaciales.

Fue colocado en una órbita muy elíptica con un apogeo altitud de 21.400 km y un perigeo altitud 560 km, con un período orbital de aproximadamente 6,3 horas. Esta órbita permitido de imágenes de fuentes de radio celestes por el satélite en combinación con un conjunto de telescopios de radio en tierra, de tal manera que tanto el bien (u, v) se obtuvieron cobertura de avión y de muy alta resolución.

Aunque diseñado para observar en tres bandas de frecuencia: 1,6 GHz, 5,0 GHz y 22 GHz, se encontró que la sensibilidad de la banda de 22 GHz tenía severamente degradada después de la implementación orbital, probablemente causada por la deformación de vibración de la forma de plato en el lanzamiento, por lo tanto limitar las observaciones a las bandas de 1,6 GHz y 5,0 GHz.

HALCA se puso en marcha en febrero de 1997 a partir de Kagoshima Centro Espacial, e hizo sus observaciones finales VSOP en octubre de 2003, muy por encima de su vida útil de 3 años se predijo, antes de que la pérdida de control de actitud. Todas las operaciones se terminaron oficialmente en noviembre de 2005.^[2]

Una misión de seguimiento ASTRO-G fue planeada (VSOP-2), con una fecha de lanzamiento propuesto de 2012, pero el proyecto fue cancelado en 2011 debido al aumento de los costes y las dificultades de alcanzar sus objetivos científicos. Se esperaba alcanzar resoluciones de hasta diez veces mayor y hasta diez veces mayor sensibilidad que su predecesor HALCA.

La cancelación de ASTRO-G sale del ruso radioastron misión como la instalación de VLBI espacio sólo está operativa actualmente.

Aspectos destacados

• Las observaciones de máseres hidroxilo y púlsares a 1,6 GHz
• La detección de franjas de interferencia para cuasar PKS1519-273 entre HALCA y radiotelescopios terrestres
• Rutinas de imágenes de los cuásares y galaxias de radio, etc. mediante observaciones VLBI experimentales con redes de radiotelescopios terrestres y HALCA

Enlaces externos

• HALCA
• VSOP

http://www.isas.jaxa.jp/e/enterp/missions/halca/

Antena con un diámetro efectivo de 8 m, hecho de una combinación de redes de cable y el plano de simetría de malla metálica. Las ondas de radio son conducidos a la bocina de alimentación de 2,5 m de largo por dos (principal y secundaria) espejos de reflexión.

Después del lanzamiento, el control orbital del satélite se realizó el 14 de febrero, 16 y 21 de 1997, tras el establecimiento del control de actitud de tres ejes. El 28 de febrero, se completó el despliegue de la reflexión de espejo principal de la gran antena. pleno funcionamiento como un satélite VLBI espacial comenzó después de los chequeos técnicos, tales como el establecimiento de un enlace de comunicación interactiva con la estación de seguimiento.

HALCA previsto utilizar tres bandas de frecuencia, 1,60 / 1,73 GHz, 4,7 / 5,0 GHz y 22.0 / 22.3GHz. La sensibilidad de la banda de 22GHz disminuyó drásticamente, sin embargo, probablemente causado por la vibración en el lanzamiento. Las observaciones fueron hechas tanto por el uso de las bandas de 1,6 GHz y 5,0 GHz intensamente.

Antes del lanzamiento, la vida de la misión HALCA se estimó en alrededor de 3 años, debido a la radiación dañaría su panel solar-array y acortar su vida drásticamente. Sin embargo, el satélite continuó operando hasta noviembre de 2005, 8 años y 9 meses después del lanzamiento.

Usando HALCA, un radiotelescopio virtual con una abertura 30.000 km (radio de aproximadamente tres veces la de la Tierra) fue creado. Las observaciones de los cuerpos celestes se realizaron en colaboración con las redes de radiotelescopios en el suelo en todo el mundo,

Hemos tenido éxito en la observación de las ondas de radio y de chorro de rayos X a partir de PKS0637-752 cuásar con una resolución de 2 / 10.000 seg de arco y un chorro de M87 Galaxy con 1 / 1.000 seg resolución de arco.

El equipo internacional VSOP se dio cuenta de VLBI espacial por primera vez en el mundo y las observaciones realizadas. Fue galardonado con el Premio Laurel de 2005 IAA (Academia Internacional de Astronáutica).

Los astrónomos Hacer Primeras imágenes del telescopio espacial Con Radio

Marcando un importante hito en la historia de la astronomía de radio, los científicos del Observatorio Nacional de Radioastronomía (NRAO) en Socorro, Nuevo México, se han realizado las primeras imágenes utilizando una antena de radio telescopio en el espacio. Las imágenes, más de un millón de veces más detalladas que las producidas por el ojo humano, utilizan el nuevo satélite HALCA japonesa, trabajando en conjunto con la Fundación Nacional de Ciencia (NSF) de matriz de base muy larga (VLBA) y el Very Large Array (VLA) radiotelescopios terrestres. Las imágenes de estos lugares es el resultado de un esfuerzo NRAO a largo plazo con el apoyo de la National Aeronautics and Space Administration (NASA).

“Este éxito significa que nuestra capacidad para crear imágenes detalladas de radio de los objetos en el universo ya no está limitado por el tamaño de la Tierra”, dijo el Director de NRAO Paul Vanden Bout. “La visión de la astronomía acaba de convertirse en mucho más nítida.”

HALCA, lanzado el 11 de febrero por el Instituto de Ciencia Espacial y Astronáutica (ISAS) de Japón, es el primer satélite diseñado para obtener imágenes de radioastronomía. Es parte de una colaboración internacional dirigida por ICEA y respaldada por NRAO; Observatorio Astronómico Nacional de Japón; Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA (JPL); la Agencia Espacial Canadiense; el Fondo Nacional de Australia Telescope; la Red VLBI Europea y el Instituto Conjunto para VLBI en Europa.

El 22 de mayo, HALCA observó una galaxia lejana llamada activa PKS 1519-273, mientras que el VLBA y VLA también observaron la misma. Los datos del satélite fue recibida por una estación de seguimiento en las instalaciones de NRAO en Green Bank, Virginia Occidental. los datos grabados en cinta desde el satélite y desde los telescopios de radio en el suelo fueron enviados al Centro de Operaciones (AOC) en Socorro, Nuevo México matriz de NRAO.

En Socorro, astrónomos y científicos informáticos utilizan una computadora de propósito especial para combinar digitalmente las señales del satélite y los telescopios terrestres para hacerlos trabajar todos juntos como una sola, radiotelescopio gigante. Esta máquina dedicada, la VLBA Correlator, construido como parte del instrumento VLBA, se modificó en los últimos cuatro años para permitir que se incorporan datos del satélite. La correlación de los datos de observación se completó con éxito el 12 de junio, después de que se estableció la fecha exacta de la grabación por satélite. El tratamiento posterior del ordenador produce una imagen de PKS 1519-273 – la primera imagen jamás producido utilizando un telescopio de radio en el espacio.

Por Jim Ulvestad, el astrónomo NRAO que hizo la primera imagen, el éxito puso fin a una larga búsqueda de esta nueva capacidad. Ulvestad participó en un experimento hace más de una década en la que un satélite de comunicaciones de la NASA, TDRSS, se utilizó para probar la idea de hacer imágenes astronómicas de radio mediante la combinación de datos de espacio y de radio telescopios de tierra. Este experimento mostró que una antena en órbita podría, de hecho, el trabajo en conjunto con los observatorios de radio basados en tierra, y allanado el camino para HALCA y un satélite ruso radioastronomía planeado llamada RadioAstron.

“Esta primera imagen es un hito importante técnica, y demuestra la viabilidad de una misión mucho más avanzada, surgen, actualmente en estudio por la NASA”, dijo Ulvestad.

La primera imagen mostraba ninguna estructura en el objeto, incluso en el nivel de detalle extremadamente fino alcanzable con HALCA; es lo que los astrónomos llaman una “fuente puntual”. Este objeto también aparece como una fuente puntual en todas-terrestres observaciones. Además, el experimento TDRSS 1986 observó el objeto, y, si bien este experimento no produjo una imagen, se indicó que PKS 1519-273 debería ser una fuente de punto.

“Esta imagen simple punto puede no parecer muy impresionante, pero su belleza para nosotros es que muestra todo nuestro sistema, complejo está funcionando correctamente. El sistema incluye no sólo los que orbitan y terrestres antenas, sino también la determinación de la órbita, estaciones de seguimiento , el correlador, y el software de procesamiento de imágenes, “dijo Jonathan Romney, el astrónomo NRAO que dirigió el desarrollo del correlador VLBA, y su mejora para procesar los datos de los telescopios en órbita de radio. “Nos gustaría ser escéptico de una imagen compleja si no hubiéramos sido capaces de obtener una buena imagen de punto en primer lugar,” añadió Romney.

Un segundo objetivo de la observación, el quásar 1156 + 295, observado el 5 de junio, hizo una imagen más interesante. Visto por los observatorios de radio basados en tierra, este objeto, a una distancia de 6,5 mil millones de años luz, se ha sabido para mostrar un alargamiento en su estructura al noreste del núcleo. Sin embargo, visto con el sistema tierra-espacio, está claramente demostrado que tiene tanto un núcleo y un complejo de “chorro” que emerge del núcleo. Tales chorros, que consisten en partículas subatómicas que se mueven cerca de la velocidad de la luz, se ven en muchos quásares y galaxias activas en todo el universo. De hecho, 1156 + 295 es uno de una clase de objetos encontrados recientemente por el Observatorio Compton de Rayos Gamma de la NASA para exhibir potente emisión de rayos gamma; estos objetos se encuentran entre los más compactos y energético conocido en el universo.

“Si se demuestra que este objeto es en realidad un sistema central de chorro, HALCA ha producido su primera nueva información científica, y demuestra sus capacidades de imagen para una variedad de investigaciones astrofísicas”, dijo Romney. “Esta imagen muestra que el chorro se extiende mucho más cerca del núcleo, o” motor central ‘del quásar que se muestra mediante imágenes de planta única, “añadió Romney.

“Este es un logro emocionante e histórico para la radioastronomía,” dijo Miller Goss, director de VLA / VLBA de NRAO. “En NRAO, hemos visto a nuestros colegas – los científicos, ingenieros eléctricos, informáticos y técnicos en Socorro y Green Bank – trabajo durante años en este proyecto Ahora, pueden estar orgullosos de su éxito.”.

Los radioastrónomos, al igual que los astrónomos usando la luz visible, por lo general tratan de hacer que las imágenes de los objetos a los que apuntan sus telescopios. Debido a que las ondas de radio son mucho más largas que las ondas de luz, un telescopio de radio debe ser mucho más grande que un instrumento óptico con el fin de ver la misma cantidad de detalles. Una mayor capacidad de ver los detalles, llamado poder de resolución, ha sido una búsqueda de astrónomos de radio durante más de medio siglo.

Para ver un nivel de detalle igual a la revelada por los telescopios ópticos requeriría un plato de radio-telescopio de millas de diámetro. En la década de 1950, los científicos británicos y australianos desarrollado una técnica que utiliza antenas más pequeñas, separadas ampliamente, y se combinan sus señales para producir poder de resolución igual a la de un solo plato tan grande como la distancia entre los platos más pequeños. Esta técnica, llamada interferometría, es utilizado por el VLA, con 27 antenas y una separación máxima de 20 millas, y el VLBA, con 10 antenas y una separación máxima de 5.000 millas. Los sistemas como el VLBA, en el que las antenas son tan ampliamente separados que los datos deben ser individualmente grabada en cada sitio y combinado después de la observación, se denominan sistemas de interferometría de base muy larga (VLBI). VLBI fue desarrollado por astrónomos estadounidenses y canadienses y la primera se presentó con éxito en 1967.

El VLBA, el trabajo con los telescopios de radio en Europa, representa el mayor telescopio de radio que pueden ser acomodadas en la superficie de la Tierra. Con una órbita que la lleva más de 13.000 millas sobre la Tierra, HALCA, trabajando con los telescopios basados en tierra, se extiende la “visión aguda” de la radioastronomía más lejos que nunca. Usando HALCA, radioastrónomos esperan producir rutinariamente imágenes con más de 100 veces el detalle visto por el telescopio espacial Hubble.

Los astrónomos de todo el mundo están esperando para usar el satélite para buscar respuestas a preguntas acerca de algunos de los objetos más distantes y intriging en el universo. Tanto como un tercio del tiempo de observación del VLBA se dedicará a las observaciones en conjunto con HALCA. Durante la vida útil esperada de cinco años de HALCA, los científicos esperan observar cientos de quasares, pulsares, galaxias y otros objetos.

Lanzado desde el Centro Espacial de Japón Kagoshima, HALCA orbita la Tierra cada seis horas, que van desde 350 a 13.200 millas de altura. El satélite de 1.830 libras tiene una antena parabólica de 26 pies de diámetro. La antena, doblado como un paraguas para la puesta en marcha, se desplegó bajo control de radio de la tierra el 26 de febrero se señaló la antena hacia PKS 1519-273 después de una salida de tres meses de la de la electrónica, las computadoras y los sistemas de orientación nave espacial.

HALCA observaciones representan una verdadera colaboración científica internacional. Además de la nave espacial HALCA, construido, lanzado y operado por el ICEA de Japón, la participación de un gran número de telescopios de radio en tierra es también esencial. Instrumentos VLBA y VLA de NRAO, incluyendo el correlador VLBA, serán un componente vital de esta colaboración. Otros telescopios de radio en los EE.UU., Japón, Europa y Australia, también participarán.

Instalación de NRAO en Green Bank, Virginia Occidental, es una de las cinco estaciones de seguimiento en los que se recibidos y registrados los datos recogidos en la nave espacial. Otra es en un centro de ICEA en Japón, y el JPL opera tres estaciones de seguimiento adicionales, en California, Australia y España. JPL además contiene información de todas las estaciones de seguimiento para determinar la órbita de la nave espacial muy precisa necesaria para reducir estas observaciones.

Los esfuerzos NRAO VLBI espacial en Socorro y Green Bank fueron apoyados por la financiación de la National Aeronautics and Space Administration. El Observatorio Nacional de Radioastronomía es una instalación de la Fundación Nacional de Ciencia, operada bajo un acuerdo cooperativo por Associated Universities, Inc.

Kuiper Airborne Observatory

Organización: NASA

Ubicación:Hangar 211 del Ames Research Center, en Moffett Field, California, Estados Unidos.

Coordenadas: 37°25′17″N 122°02′51″O

Altitud: Hasta 14 000 m (45 000 pies)

Longitud de onda: Entre 1 y 500 μm.

Fecha de construcción: 1974. Retirado en 1995.

Diámetro: 91,5 cm (36 pulgadas)

Tipo de montaje: Reflector Cassegrain con apertura de 36 pulgadas (91.5 cm) montado a bordo de un Lockheed C-141 modificado.

Sitio web: Sobre el Kuiper Airborne Observatory

El Kuiper Airborne Observatory (KAO), en español Observatorio Aerotransportado Kuiper, fue una instalación dirigida por la NASA para realizar investigaciones en astronomía en la franja del infrarrojo. La plataforma para las observaciones era un avión de transporte C-141 muy modificado, con una autonomía de unos 10 000 km y que alcanzaba una altitud de vuelo para las investigaciones de hasta 45 000 pies (14 km). Se le dio el nombre en honor al astrónomo Gerard Kuiper.

El diagrama muestra el interior del “Kuiper Airborne Observatory”. Nótese el telescopio montado entre el area de la cabina de mando y del astrónomo P.I. (Investigador Principal).

Características

El telescopio montado en el KAO era un reflector Cassegrain con una apertura de 36 pulgadas (91.5 cm), diseñado principalmente para las observaciones de entre 1 y 500 μm del espectro. Su capacidad de vuelo le permitía elevarse por encima del vapor del agua de la atmósfera terrestre, permitiendo así las observaciones de la radiación infrarroja, que es absorbida por el señalado vapor antes de llegar a las instalaciones situadas en la superficie de la Tierra. Además al estar montado sobre un avión se podían realizar observaciones en prácticamente cualquier punto del mundo.

El KAO realizó bastante descubrimientos importantes, como la primera observación de los anillos planetarios de Urano en 1977 y la identificación definitiva de la atmósfera de Plutón en 1988. Fue usado también para estudiar el origen y distribución del agua y moléculas orgánicas en regiones de formación estelar y en las regiones interestelares. Los astrónomos del Kuiper Airbone Observatory también investigaron los discos que rodean algunas estrellas probablemente asociados a la formación de planetas alrededor de las mismas.

Se hicieron observaciones más lejanas en el espacio, como las potentes emisiones del infrarrojo lejano procedentes de centro de nuestra galaxia y de otras galaxias. También se rastreó la formación de elementos pesados como hierro, níquel y cobalto por la fusión masiva de la explosión de la supernova 1987A.

El KAO tenía su base en el Ames Research Center en Moffett Field, California (cerca de San José). Comenzó a funcionar en 1974 y fue retirado en 1995. En febrero de 2006, el avión permanecía almacenado en el Hangar 211 en Moffett Field; no está operativo y posiblemente sea donado a un museo en el futuro. Fue sustituido por el observatorio SOFIA

En sus 21 años de operación, el KAO hizo observaciones cruciales para el descubrimiento de los anillos de Urano (en 1977) y el descubrimiento de la atmósfera de Plutón (en 1988). Halló moléculas orgánicas en los lugares de formación de estrellas y encontró trazas de hierro, níquel y cobalto producto de la fusión nuclear en la célebre supernova 1987A. Para remplazar al KAO se ideó Sofia, un proyecto conjunto entre la Nasa y el Centro Aeroespacial de Alemania (DLR).

El KAO en vuelo. Se puede ver la apertura del telescopio en el fuselaje delante del ala – NASA

Algunos de los descubrimientos del KAO inlcuyen el de los anillos de Urano en 1977 y la confirmación de la existencia de la atmósfera de Plutón en 1988.

Estos investigadores están trabajando en los controles del telescopio. La fotografía se tomo mirando hacia atrás desde el área del telecopio hacia la parte trasera del aeroplano.

Image right: C-141 NASA-714 KAO Telescope. Image courtesy: NASA.

BeppoSAX fue un observatorio espacial de rayos X fruto de la colaboración entre los Países Bajos e Italia. Originalmente denominado SAX (Satellite per Astronomia X, en italiano), fue renombrado BeppoSAX en honor a Giuseppe “Beppo” Occhialini, físico italiano. El observatorio fue lanzado el 30 de abril de 1996 mediante un cohete Atlas desde Cabo Cañaveral. Al final de su misión reentró en la atmósfera, el 29 de abril de 2003.

La misión de BeppoSAX fue realizar estudios espectroscópicos y de variabilidad temporal de fuentes celestes de rayos X en la banda de energías entre 1 y 200 keV, incluyendo una monitorización completa del cielo para la detección de eventos transitorios en el rango entre 2 a 30 keV.

Entre la instrumentación, el satélite portaba cuatro concentradores de rayos X sensibles a energías entre 1 y 10 keV (con uno de ellos capaz de detectar energías tan bajas como 0,1 keV), un centelleador de gas sensible a entre 3 y 12 keV y un centelleador de cristal de ioduro de sodio para energías entre 15 y 200 keV.

BeppoSAX fue un italiano – holandesa por satélite para la astronomía de rayos X que jugó un papel crucial en la resolución del origen de los estallidos de rayos gamma (GRBs), los eventos más energéticos conocidos en el universo. Fue la primera misión de rayos X capaz de observar simultáneamente objetivos de más de más de 3 décadas de la energía, de 0,1 a 300 kiloelectronvolts (keV) con área relativamente grande, buena (por el momento) la capacidad de resolución de energía y de imagen (con una resolución espacial de 1 de minutos de arco entre 0,1 y 10 keV). BeppoSAX es un importante programa de la Agencia Espacial Italiana (ASI) con la participación de la Agencia Holandesa de Programas Aeroespaciales (NIVR). El contratista principal del segmento espacial era Alenia mientras Nuova Telespazio dirigió el desarrollo del segmento terreno . La mayor parte de los instrumentos científicos fueron desarrollados por el Consejo Nacional Italiano de Investigación (CNR), mientras que las cámaras Wide Field fueron desarrollados por el Instituto Holandés para la Investigación Espacial (SRON) y el LECS fue desarrollado por la División de Astrofísica de la Agencia Espacial Europea ‘s ESTEC instalaciones.

BeppoSAX fue nombrado en honor a la italiana físico Giuseppe “Beppo” Occhialini . SAX significa “Satélite por un Astronomia raggi X” o “Satélite de Astronomía de rayos X”.

De rayos X observaciones no se pueden realizar desde basados en tierra telescopios , ya que la atmósfera de la Tierra bloquea la mayoría de la radiación entrante.

Uno de los principales logros del BeppoSAX fue la identificación de numerosas explosiones de rayos gamma con objetos extragalácticos. (Véase el artículo enlazado para más detalles.)

Lanzado por un Atlas-Centaur el 30 de abril de 1996 en una baja inclinación (<4 grados) la órbita terrestre baja, la vida útil esperada de dos años se amplió al 30 de abril, 2002, debido a un alto interés científico en la misión y la continua buena estado técnico. Después de esta fecha, la órbita comenzó a deteriorarse rápidamente y diversos subsistemas estaban empezando a fallar por lo que es ya no vale la pena llevar a cabo observaciones científicas.

El 29 de abril de 2003, el satélite acabó con su vida que cae en el océano Pacífico .

Características de la nave espacial

BeppoSAX es un tres ejes estabilizado por satélite, con una precisión de puntería de 1 ‘. La restricción principal actitud deriva de la necesidad de mantener la normal a los paneles solares dentro de los 30 ° del Sol, con excursiones ocasionales a 45 ° para algunas observaciones WFC. Debido a la baja órbita del satélite estaba a la vista de la estación de tierra de Malindi por sólo una fracción limitada del tiempo. Los datos fueron almacenados a bordo de una unidad de cinta con una capacidad de 450 Mbits y se transmite a tierra en cada órbita durante el paso de la estación. La velocidad de datos media disponible para instrumentos estaba a punto de 60 kbit / s, pero las tasas de pico de hasta 100 kbit / s puede ser retenido por parte de cada órbita. Con los paneles solares cerrados, la nave fue de 3,6 m de altura y 2,7 m de diámetro. La masa total es de 1.400 kg, con una carga útil de 480 kg.

La estructura del satélite consistió en tres subconjuntos funcionales básicos:

• el módulo de servicio, en la parte inferior de la nave espacial, que albergaba a todos los subsistemas y las cajas electrónicas de los instrumentos científicos.
• el módulo de carga útil, que albergaba los instrumentos científicos y los rastreadores de estrellas .
• la estructura de sombra térmica, que cerraba el módulo de carga útil.

Los principales subsistemas del satélite son:

• La actitud del sistema de control orbital (AOCS), que lleva a cabo la determinación de la actitud y maniobrado y operado el subsistema de control de Reacción a cargo de la órbita de la recuperación. Se incluyó redundantes magnetomers , sensores de adquisición de Sun, tres sensores estelares, seis giroscopios (tres de los cuales son para la redundancia), tres torquers magnéticos y cuatro ruedas de reacción , todos controlados por un equipo dedicado. Los AOCS garantizarse una precisión de puntería de 1 ‘durante las observaciones de origen y las maniobras con una velocidad de subida de 10 ° por minuto.
• El manejador de datos de a bordo (OBDH) era el núcleo de la gestión de datos y de control del sistema en el satélite y también logró las interfaces de comunicación entre el satélite y la estación de tierra. Su ordenador supervisado todas las actividades de los subsistemas de procesador, tales como los de cada instrumento, y los buses de comunicación.

Instrumentación

BeppoSAX contenía cinco instrumentos científicos:

• Espectrómetro de baja energía Concentrador (LECS)
• Medio de Energía Concentrador Espectrómetro (MECS)
• Alta presión de gas de centelleo proporcional Contador (HPGSPC)
• Sistema detector phoswich (PDS)
• Wide Field Camera (WFC)

Los primeros cuatro instrumentos (a menudo llamados instrumentos de campo estrecho o IFN) apuntan a la misma dirección, y permiten observaciones de un objeto en una amplia banda de energía de 0,1 a 300 keV (16 a 48.000 attojoules (AJ)).

El WFC contenía dos apertura codificada cámaras que operan en el 2 a 30 keV (320 a 4.800 AJ) y cada gama que cubre una región de 40 x 40 grados (20 grados por 20 de anchura a media altura) en el cielo. El Congreso, que se complementa con el blindaje del PDS que tenía una (casi) todo el cielo vista en el 100 a 600 keV (16.000 a 96.000 aJ) banda, ideal para detectar explosiones de rayos gamma (GRB).

El blindaje PDS tiene una pobre resolución angular. En teoría, después de un GRB se observó en el PDS, la posición fue refinada por primera vez con el CFM. Sin embargo, debido a los muchos picos en el PDS, en la práctica un GRB se encontró utilizando el CFM, a menudo corroboradas por un BATSE -signal. La posición hasta minuto de arco de precisión – en función de la relación señal a ruido de la explosión – se encontró con el CFM-imagen deconvoluted. Las coordenadas fueron enviadas rápidamente a cabo como una Unión Astronómica Internacional (UAI) y la explosión de rayos gamma de coordenadas circular red. Después de esto, las observaciones de seguimiento inmediatas con el NFI y observatorios ópticos en todo el mundo permiten un posicionamiento preciso del PSG y observaciones detalladas del resplandor de rayos X, óptica y radio.

Los MECS contenían tres idéntica contadores proporcionales de centelleo de gas que operan en los 1,3 como 10 keV (208 a la 1602 AJ) gama. El 6 de mayo de 1997 una de las tres unidades idénticas MECS se perdió cuando una falla desarrollado en la fuente de alimentación de alto voltaje.

El LECS fue similar a las unidades MECS, es de esperar que tenía una ventana más delgada que permite que los fotones con energías más bajas de hasta 0,1 keV (16 aJ) pase a través y operado en un modo “sin propósito”, que es necesaria para detectar la energía más baja X rayos gamma como estos se perderían en el régimen de baja campo cerca de la ventana de entrada de un GSPC convencional. Los datos anteriores LECS 4 keV (641 aJ) no es utilizable debido a problemas de calibración, probablemente causado por el diseño sin propósito. El LECS y MECS tenían capacidad de imagen, mientras que los instrumentos de campo estrecho de alta energía estaban sin imágenes.

El HPGSPC era también un contador proporcional de centelleo de gas, operando a una presión alta (5 atmósferas). Alta presión es igual de alta densidad y densa de material de fotones parar permitió la detección de fotones hasta 120 keV (19.000 AJ).

El PDS era un cristal (yoduro de sodio / yoduro de cesio detector de centelleo) capaz de absorber fotones de hasta 300 keV (48000 AJ). La resolución espectral del PDS era más bien modesta en comparación con los detectores de gas, pero la tasa de recuento bajo de fondo resultante de la órbita de baja inclinación BeppoSAX y una buena capacidad de rechazo fondo significaba que el PDS sigue siendo uno de los instrumentos de alta energía más sensibles voladas.

B eppoSAX era un importante programa de la Agencia Espacial Italiana con la participación de la Agencia Holandesa para Programas Aereospace.Se puso en marcha el 30 de abril de 1996 Cabo Cañaveral y operados por 6 años.Fue la primera misión de rayos X con una carga útil científica que abarca más de tres décadas de la energía – de 0,1 a 300 keV – con un área relativamente grande efectiva, resolución media energía y de imagen en el intervalo de 0,1-10 keV.

Características de la misión

Vida útil: 04 30, 1996-abril 30, 2002
Rango de energía: 0.1 – 300 keV
Características especiales: Amplio-banda de energía
Carga útil:

• Los instrumentos de campo estrecho (NFI):
  • Cuatro telescopios Xray trabajan en conjnction con uno de los siguientes detectores:
    • Espectrómetro de baja energía Concentrador (LECS)
      (una unidad) 0.1-10 keV, área ef 22 ^cm2 @ 0,28 keV, diámetro FOV 37′, resolución angular 9.7′ FWHM @ 0,28 keV.
    • Medio de Energía Concentrador Espectrómetro (MECS)
      (tres unidades) 1.3-10 keV, el área total del FEP 150 ^cm2 @ 6 keV, diámetro FOV 56′, resolución angular para el radio de señal total 50% 75 “@ 6 keV.
  • Alta presión de gas de centelleo proporcional Contador (HPGSPC)
    4-120 keV, área ef 240 ^cm2 @ 30 keV
  • Sistema de detección de phoswich (PDS)
    15-300 keV. Los escudos laterales de los PDS se utilizan como monitor de estallido de rayos gamma en el intervalo de 60 a 600 keV. Área Ef 600 cm ² @ 80 keV
• Cámara de Gran Angular
  (2 unidades) 2-30 keV con un campo de visión 20 deg X 20 deg. El WFC son perpendiculares al eje de la NFI y el punto en direcciones opuestas entre sí. Ef área 140 ^cm2.

Resalte la ciencia:

• Primero minutos de arco posición de GRB. determinación de la posición en la escala de tiempo rápida
• En primer lugar de rayos X de observación y vigilancia de la PSG de seguimiento
• espectroscopía de banda ancha de diferentes clases de fuentes de rayos X

Archivo: espectros, curvas de luz, imágenes y datos en bruto para el MECS, LECS y el PDS.

MSX (acrónimo del experimento espacial de mediano plazo) era un proyecto de BMDO (Organización de Defensa de Misiles Balísticos, Organización de defensa contra misiles balísticos) con el objetivo principal de la recogida de datos en una amplia gama de longitudes de onda (de la radiación ultravioleta a infrarrojo) para demostrar la viabilidad para descubrir y realizar un seguimiento de misiles balísticos durante su fase de vuelo crucero. Además de los instrumentos de a bordo fueron utilizados para realizar los estudios aeronómicos (que estudian la abundancia de ozono, clorofluorocarbonos , dióxido de carbono y metano) y auroras.^{[1] [3]}

Especie: Observatorio del espacio / Militar

Organización: Departamento de Defensa de los Estados Unidos ^[1]

Fecha de lanzamiento: 24 de abril de 1996, 12:27 GMT ^{[2] [3] [4]}

Cohete portador: Delta 7920 ^{[1] [3]}

Lugar de lanzamiento: Fuerza Aérea Vandenberg ^{[3] [5]}

Objetivo de la misión: observaciones y misiles detectores astronómicos. ^{[3] [5]}

Designación internacional: 1996-024A

peso: 2.700 kg ^{[1] [3] [5]}

Potencia: 1200 vatios ^{[1] [3] [5]}

Características

MSX se compone de tres secciones de 1,5 x 1,5 m cuadrados que albergaba la electrónica, el hidrógeno en un sólido de temperatura de 8,5 K para enfriar los detectores y los tres instrumentos de observación. Los datos recogidos se procesan en tiempo real por OSDP (On-Board de señal y procesadores de datos) para detectar y seguir las señales generadas por los instrumentos. También sensores para medir la contaminación y la degradación del rendimiento de los instrumentos de procesos de desgasificación principalmente celebrada, y dio a conocer un número de áreas de 2 cm de diámetro para calibrar los instrumentos. ^{[1] [3] [4]}

La nave estabilizada en tres ejes con una precisión de 0,01 grados usando volantes. Fue capaz de almacenar hasta 108 GB de datos y se comunica con la Tierra en banda X antenas usando ajustable y con un ancho de banda de 2 kbps de subida y 25 Mbps en bajada. Los dos paneles solares del satélite xeneraban hasta 1200 vatios de potencia que alimentan las baterías de hidruro metálico de níquel.^[5]

El satélite se insertó en órbita inicial de 908 kilometros de perigeo y 913 kilometros apogeo con una inclinación orbital de 99,4 grados y un periodo orbital de 102,9 minutos. Dejó de funcionar en junio de 2008.^[4]

Instrumentos

MSX era tres instrumentos a bordo: ^{[1] [2] [3]}

• SPIRIT III (Infrared Space Imaging Telescope): un radiómetro de alta resolución espacial y cinco longitudes de onda a lo largo con un espectrómetro de transformada de Fourier de seis canales y alta resolución espectral.
• UVIS (ultravioleta y visible Reproductores de imágenes y espectrógrafo Imager) formados por cinco detectores espectrográfico y cuatro detectores en el ultravioleta y el rango visible.
• SBV (espacio-base Visible): un telescopio de 15 cm de abertura a la gama visible con un CCD y procesamiento de imagen electrónica.

El experimento espacial de mediano plazo (MSX) [página en inglés] fue lanzado en abril de 1996 y operó hasta febrero de 1997, cuando agotó el helio liquido refrigerante. Durante sus 10 meses de operación, el MSX recopiló una gran cantidad de datos en la banda de 4,2 a 26 micrones. Estudió la emisión infrarroja del gas y el polvo que ocupan todo el universo. MSX tenía 30 veces más resolución espacial que IRAS y observó áreas que no habían sido rastreadas por éste.