
Pascual
The Avenue
Avenida
Stonehenge Avenue es una antigua avenida en la llanura de Salisbury, Wiltshire, Reino Unido. Es parte de la Stonehenge, Avebury y sitios asociados de la UNESCO patrimonio de la humanidad. Descubierto en el siglo 18, que mide casi 3 km,[2] que conectan Stonehenge con el río Avon.[3] Fue construido durante el período de Stonehenge 3 de 2600 a 1700 antes de Cristo.
A lo largo de parte de su longitud La avenida está alineado con la salida del sol del solsticio de verano,[3] que sugiere un tiempo de uso más frecuente.[2] En 2013 un tramo de carretera A344 estaba cerrado, que había cortado a través de la avenida cerca de Stonehenge. Después se retiró la superficie de la carretera, se demostró que aunque los bancos de la avenida habían sido cortados, el llenado de zanjas estaba todavía en pruebas, lo que demuestra que la avenida de hecho había conectado a la derecha a través del círculo de piedra. [4]
Al final de la avenida, un anillo similar de piedras azules, Bluestonehenge, fue descubierto en 2009.[5]
Mike Parker Pearson del Proyecto Stonehenge Riverside cree que la avenida fue inspirado por, y construido sobre la parte superior de una formación glacial natural con una alineación astronómica existente.[6]
La avenida, junto con el propio Stonehenge, es un monumento programado, designado por primera vez en el 1882 acto que fue la primera legislación para proteger los sitios arqueológicos británicos.[7]
Razones para la designación
Un pequeño número de áreas en el sur de Inglaterra parece haber actuado como focos para la actividad ceremonial y ritual durante los períodos Neolítico y la Edad del Bronce. Dos de los más conocidos y los más tempranos son áreas reconocidas alrededor de Avebury y Stonehenge, ahora designado de forma conjunta como un patrimonio de la humanidad. El área de downland tiza que rodea Stonehenge contiene uno de los grupos más densos y más variados de monumentos neolíticos de campo y de la edad del bronce en Gran Bretaña. Se incluyen dentro de la zona son en sí Stonehenge, el cursus de Stonehenge, las paredes Henge Durrington, y una variedad de monumentos funerarios, muchos agrupados en cementerios. La zona ha sido objeto de investigación arqueológica desde el siglo 18, cuando Stukeley grabó muchos de los monumentos y parcialmente excavado una serie de los túmulos. Más recientemente, la colección de objetos procedentes de las superficies de los campos arados ha complementado la evidencia para el ritual de enterramiento y revelando la intensidad del asentamiento contemporánea y el uso del suelo. En vista de la importancia de la zona, todos los monumentos ceremoniales y sepulcrales de este período, que conservan importantes restos arqueológicos son identificados como de importancia nacional.
Stonehenge y la Avenida constituyen un monumento ceremonial de gran fama y rareza. Stonehenge en sí se ha demostrado por la excavación parcial y registro detallado de contener evidencia única de la actividad ceremonial y destreza arquitectónica sin igual en los monumentos contemporáneos en el resto de Inglaterra. Las excavaciones arqueológicas han jugado un papel significativo en desentrañar la compleja historia del monumento, y la reciente estudio geofísico ha indicado que la Avenida contiene restos enterrados, que contribuyan a una comprensión más completa del monumento.
La concordancia de las distintas características del complejo, supuestamente relacionada con las observaciones astronómicas, sigue provocando un intenso debate sobre el papel del monumento y la naturaleza de las ceremonias con las que se asocia. A pesar de nivelación por el cultivo de los tres túmulos cuenco sobre condesa Granja contendrán restos arqueológicos y la evidencia del medio ambiente relacionados con el monumento y el paisaje en el que fue construido. Desde el cementerio de la que forman parte es atravesada por la Avenida, la fecha de este último puede ser aclarada por pruebas contenidas dentro de los montículos Barrow y zanjas.
El monumento, que se divide en tres áreas, incluye Stonehenge, la Avenida, y tres machos castrados cuenco que forman parte de un cementerio carretilla redonda lineal que está atravesada por la Avenida de 1.500 metros al este de Stonehenge en condesa Granja. Stonehenge está situado hacia el extremo occidental de un anfiteatro natural a unos 2km de diámetro. Esta zona está limitada al oeste por la formación de Stonehenge hacia abajo altiplano, en el norte por una cresta de este a oeste en la que se encuentra el sector occidental de la Cursus y su asociada cementerio carretilla redonda, en el este por una cresta norte-sur en el que están situados los cementerios de Nueva carretilla rey Barrows y viejo rey Barrows y el monumento Henge Coneybury, y en el sur por una cresta este-oeste en la que se encuentra el cementerio de Down Normanton carretilla redonda.
Integral con Stonehenge es la avenida, un elemento lineal que proporciona un enfoque formal para Stonehenge y su vinculación con el río Avon en West Amesbury. La avenida se compone de bancos paralelos c.6m de ancho y 0,2 m de alto que encierra un c.12 m amplio pasillo. Los bancos están flanqueados por una c.3 m trinchera avanzada de ancho y 0,2 m de profundidad. La Avenida varía ligeramente en anchura total, con un promedio de c.30 m, al igual que las anchuras del banco y zanja. De su unión con la entrada del este al norte de Stonehenge, la avenida se construyó para mantener el eje del monumento por una distancia de 560 m en dirección noreste. En el lado oeste de Stonehenge inferior se vuelve a ejecutar OSO-ENE a una distancia de 760 m hacia el rey Barrow Ridge, a partir de cuyo momento se curva gradualmente hacia el sur al este por una distancia de 500 metros, corriendo en línea recta de nuevo por el 900 m definitivo a la orilla del río Avon. El monumento es visible como un ligero movimiento de tierra por primera 1000 m del centro de Stonehenge inferior, y desde ese punto es difícil de identificar en el suelo, pero es visible en las fotografías aéreas.
Excavaciones parciales en 1973 establecieron su posición inmediatamente al norte de West Amesbury House, y una encuesta medido al sur de la casa en 1987 encuentran los bancos de la avenida conservan dentro de un área de movimientos de tierra de jardín después de la Edad Media, y en funcionamiento dentro de 20m de la el río Avon. La anchura total de la Avenida en este punto es c.42m. Excavaciones parciales cerca de Stonehenge en el lado norte de la A344 producido a partir de las zanjas astillas de piedra azul y un punzón de asta que arrojó una fecha de radiocarbono de c.1730 AC. Sílex trabajado y piezas de asta fueron encontrados en la excavación en West Amesbury. Dentro de la avenida a una distancia de 24 m de la entrada a Stonehenge es el talón de piedra, un bloque de 4,9 m de pie sarsen alto e inclinado claramente hacia el centro de Stonehenge. La piedra está rodeada por una zanja de 12 metros de diámetro y 2 m de ancho, en parte visible como un ligero movimiento de tierras. Excavación parcial en 1979 reveló la presencia de una piedra 2m-agujero para el noroeste del talón de piedra, y la prospección geofísica a lo largo de una longitud de 240 m de la avenida al norte de la A344 en 1979-80 sugiere posibles posiciones de piedra más agujeros.
Algunos 1.500 metros al este de Stonehenge en condesa Granja, la avenida pasa a través de un hueco en una línea este-oeste de seis túmulos circulares que forman un cementerio carretilla redonda. Los tres machos castrados al este de la avenida están demasiado distantes para ser incluidos en este monumento y son objeto de una programación separada. Este monumento incluye los tres túmulos que forman la mitad occidental del cementerio. Las tres carretillas han sido niveladas por el cultivo y son difíciles de identificar en el suelo. Las zanjas que los rodean, de la que se extraía material durante su construcción, son visibles en las fotografías aéreas, de las que se conocen sus diámetros totales al rango de 30 m a 45 m. El túmulo central de los tres fue excavado parcialmente en 1924, cuando se encontró un pozo central de vacío. La Avenida exhibe un estrechamiento y un cambio notable en la alineación en el punto en el que pasa por el cementerio, lo que indica que el cementerio es anterior a la avenida.
Todos los postes de la valla están excluidos de la programación, pero se incluye la tierra debajo de estas características. La superficie asfaltada de la pista de visitantes, que cruza la parte occidental de Stonehenge está excluida de la programación, pero la tierra debajo está incluida. Las superficies de la A344 y el camino Wilsford en West Amesbury están excluidos de la programación, pero la tierra debajo está incluido. La pista que forma el límite norte de West Amesbury está incluida en la programación. La parcela de tierra hacia el oeste al norte de West Amesbury Casa, a través del cual pasa parte de la avenida, fue objeto de la excavación integral en 1973 y, por tanto, se excluye de la programación.
La evidencia de la existencia de dos túmulos cuenco este inmediatamente al este y al norte de Stonehenge ha sido examinado pero rechazada.
Escrito por Austin Kinsley EN 22/08/15. Stonehenge Avenida Publicada en Stonehenge
Por encima es una fotografía de la aproximación final Stonehenge Avenue hasta el monumento desde el noreste. Las excavaciones recientes estados Inglés Heritage ‘han demostrado que la línea de la Avenida sigue la línea de las características geológicas naturales – barrancos y bancos en la superficie de la tiza, formados al final de la última edad de hielo, pero que podría haber sido visible como poco profunda cantos a los constructores de Stonehenge. La avenida fue construida probablemente en el 2300 antes de Cristo, más de un siglo después de las grandes estructuras de piedra centrales se habían construido. Se interpreta como un enfoque ceremonial a Stonehenge. Después de la alineación del solsticio en su primer tramo recto, las zanjas y bancos luego curva hacia el este antes de barrer fuera hasta el río Avon.
El informe más reciente proyecto del paisaje Patrimonio Mundial de Stonehenge en la avenida y Stonehenge fondo está aquí. A lo largo de la longitud por encima de fotografiado de la avenida norte del monumento, que está alineado con la salida del sol en el solsticio de verano. William Stukeley observa en Stonehenge, un Restor’d templo a los druidas británicos en 1740 aquí que “Plutarco en la Vida de Numa dice que los antiguos observaron la regla de establecer sus sienes con la parte delantera para cumplir con el sol naciente’. También observó de la sección de la avenida que se extiende inmediatamente al norte del monumento ‘Esta avenida se extiende algo más de 1700 pies, en una línea recta, hacia el fondo del valle, con un descenso delicada. Observo la tierra de las zanjas se lanza hacia el interior, y al parecer algunos de césped en ambos lados, arrojada sobre la avenida’.
La imagen de abajo, tomada en agosto de 2013 y por cortesía de Pete Glastonbury, muestra claramente el tramo de la Avenida norte del monumento alineado con el amanecer del solsticio de verano. También es visible en esta imagen es la vuelta hacia el este de la avenida.
Stonehenge Avenida mira noreste
William Stukeley concluye su capítulo sobre la avenida de Stonehenge en Stonehenge, un Restor’d templo a los druidas británicos con ‘Esta avenida es prueba suficiente (si no se necesita ninguna) que nuestro trabajo es un templo ni un monumento, ya que algunos escritores tendrían que… Pero no requiere la refutación’.
Stonehenge avenida sur corriente a West Amesbury Henge y el río Avon
La fotografía de arriba fue tomada por Pete Glastonbury en agosto de 2013, y revela una parte poco vista de la avenida de Stonehenge. Se manifiesta en este campo de lino como dos líneas paralelas que van hacia la carretera A303. No hay ninguna señal de la avenida más al sur en el campo de trigo ya que se ejecuta a través del campo hacia el oeste de Amesbury House, que termina en el oeste de Amesbury Henge por el río Avon.
La fotografía de abajo es un mapa de 1915 de la sección de la avenida que parte del noreste de Stonehenge alineado con el amanecer del solsticio de verano.
1915 Mapa de Stonehenge y la Avenida
Stonehenge Avenue desde NE de Stonehenge.
Astro-2
Tras el éxito científico de la misión Astro-1, Astro-2 fue aprobado como un vuelo de seguimiento. Astro-2 consistió en sólo tres instrumentos, la UIT, HUT y la WUPPE. El HUT se mejoró significativamente para este segundo vuelo, con una nueva capa óptica, que mejora el rendimiento en más de un factor de dos. La misión se inició el 2 de marzo de 1995, y se mantuvo en el aire durante 16 días durante la misión STS-67.
La galaxia espiral, Júpiter, y las cuatro lunas (un total de seis objetos espaciales), así como las siete estrellas de la insignia simbolizan la designación numérica de su vuelo en la secuencia de la misión del Sistema de Transporte Espacial. Endeavour, con ASTRO-2, se está acelerando por.
Una vez más los telescopios se montaron sobre una paleta Spacelab en la bodega de carga del transbordador. Los Spacelab Herramienta para señalar Sistema, palets, y la aviónica se utilizaron para la unión al traslado y para el control y manejo de datos. Astro-2 también requiere los especialistas de la misión y los especialistas de carga útil para el control de sus operaciones. Un programa de observadores de visitantes también se incluyó como parte de Astro-2.
La misión fue un gran éxito con los telescopios de observación de más de 250 objetos astronómicos y exploró 23 programas diferentes ciencias.
STS-67
Tipo de misión: Astronomía
Operador: NASA
ID COSPAR: 1995-007A
SatCat №: 23500
Duración de la misión: 16 días, 15 horas, 8 minutos, 48 segundos
Distancia recorrida: 11.100.000 6.900.000 kilómetros (millas)
Órbitas completado: 262 [1]
Astronave: El transbordador espacial Endeavour
Masa de carga útil: 13.116 kilogramos (28.916 lb)
Tripulación: 7 miembros.
Inicio de la misión
Fecha de lanzamiento: 2 de marzo de 1995 06:38:13 UTC
Sitio de lanzamiento: Kennedy LC-39A
Fin de la misión
Fecha de aterrizaje: 18 de marzo de 1995, 21:47:01 UTC
Punto de aterrizaje: Edwards pista 22
Sistema de referencia: Geocéntrico
Perigeo: 305 kilómetros (190 millas)
Apogeo: 305 kilómetros (190 millas)
Inclinación: 28.45 grados [2]
Período: 91,5 min
De izquierda a derecha – Primera fila: Oswald, Jernigan, Gregory; Fila de atrás: Parise, Lawrence, Grunsfeld, Durrance-
STS-67 fue un vuelo espacial tripulado misión usando transbordador espacial Endeavour que puso en marcha desde el Centro Espacial Kennedy , Florida el 2 de marzo de 1995.
Resumen de la misión
Esfuerzo del transbordador espacial lanza desde el Centro Espacial Kennedy 2 de marzo de 1995
Astro-2 fue la segunda misión Spacelab dedicada a realizar observaciones astronómicas en las regiones espectrales ultravioletas. Se compone de tres instrumentos únicos – el telescopio ultravioleta Hopkins (HUT), el Telescopio de Imagen Ultravioleta (UIT) y el Experimento de Wisconsin ultravioleta Photo-polarímetro (WUPPE). Estos experimentos seleccionar objetivos de una lista de más de 600 y observar objetos que van desde algunos dentro del sistema solar de estrellas individuales, nebulosas, restos de supernovas, galaxias y objetos extragalácticos activos. Estos datos complementado datos recogidos en la misión Astro-1 volado en la misión STS-35 en diciembre de 1990 a bordo del Columbia .
Debido a que la mayor parte de radiación UV es absorbida por la atmósfera de la Tierra, no puede ser estudiada desde el suelo. La región ultravioleta lejano y extremo del espectro era en gran parte sin explorar antes de Astro-1, pero el conocimiento de todas las longitudes de onda es esencial para obtener una imagen precisa del universo. Astro-2 tenía casi el doble de la duración de su predecesor, y el lanzamiento en un momento diferente del año permitió a los telescopios para ver distintas partes del cielo. La misión fue diseñada para llenar grandes lagunas en la comprensión de los astrónomos del universo y sentar las bases para mayor descubrimiento en el futuro.
Por Middeck, experimentos científicos incluyen la proteína cristalina de la dilatación térmica del recinto Sistema de difusión de vapor Aparato-03 experimento (PCG-TES-03), el Protein Crystal Growth individual térmica caja del sistema-02 (PCG-STES-02), el traslado de Radioaficionados experimento-II (SAREX-II), el experimento de control activo Middeck (MACE), los materiales comerciales dispersión Aparato Instrumentation Technology Associates experimentos-03 (CMIX-03) y el experimento espacial de mediano plazo (MSX).
El experimento de control activo Middeck (MACE) es una carga útil de investigación de ingeniería espacial. Se compone de un giroscopio, ruedas de reacción, una carga útil de precisión apuntando, y una exploración y la carga útil señalar que produce trastornos de movimiento. El objetivo del experimento era probar un sistema de control de bucle cerrado que compensar perturbaciones de movimiento. En órbita, el comandante Stephen S. Oswald y el piloto William G. Gregory utilizan MACE para probar unos 200 situaciones de perturbación de movimiento diferentes a lo largo de 45 horas de pruebas durante la misión. Información MACE será utilizada para diseñar mejores sistemas de control que compensan el movimiento en las futuras naves espaciales.
Dos Get Away especiales (GAS) cargas útiles también estaban a bordo. Eran los botes G-387 y G-388. Este experimento fue patrocinado por la Oficina Espacial de Australia y AUSPACE ltd. Los objetivos fueron hacer observaciones ultravioletas del espacio profundo o galaxias cercanas. Se hicieron estas observaciones para estudiar la estructura de los remanentes de supernova galácticos, la distribución de gas caliente en las nubes de Magallanes, la emisión de halo galáctico caliente, y de emisión asociado a los flujos de refrigeración galácticos y aviones. Los dos botes de gas estaban interconectados con un cable. 1 bote tenía un conjunto de puerta motorizada que expone un telescopio ultravioleta al espacio cuando se abre. UV filtros reflectantes en la óptica de los telescopios determinan su paso de banda UV. Bote 2 contenía dos grabadoras de vídeo para el almacenamiento y baterías de datos para proporcionar energía experimento. Fue esfuerzo del transbordador espacial vuelo más largo ‘s.
La Astro-2 en órbita
Créditos: STS-67 Crew,NASA
Hace seis años, un grupo de tres telescopios ultravioleta fue puesto en órbita mediante la misión Astro-2 a bordo de la lanzadera espacial Endeavour. Mostrados aquí en su ubicación sobre el muelle de carga de la Endeavour a 350 kilómetros sobre el desierto Australiano, podemos ver el Hopkins Ultraviolet Telescope(HUT), el Ultraviolet Imaging Telescope(UIT) y el Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment (WUPPE). HUT está en frente de los otros instrumentos, junto con un rastreador de estrellas plateado de forma cónica, a la izquierda del grupo de telescopios. La región ultravioleta del espectro electromagnético está situada en longitudes de onda más cortas que la luz azul y no puede ser vista por el ojo humano. Casi toda la luz ultravioleta procedente del cosmos es imposible de detectar en la superficie de la Tierra debido a que es absorbida por el ozono atmosférico. Pero atravesando muy por encima de las nubes y la atmósfera protectora, estos instrumentos pudieron explorar el universo en longitudes de onda más allá del azul.
IEH-1
Las operaciones autónomas de la plataforma SPARTAN se repiten de nuevo en septiembre de 1995 a bordo de la STS 69. Instrumentalmente hablando son equivalentes a las realizadas durante las misiones STS 56 y STS 64, pero en ese momento las observaciones de la corona solar se hacen coincidir con el paso sobre el polo norte solar de la sonda Ulysses, lo que proporciona una visión simultánea de los fenómenos solares desde distintos ángulos. En la bodega de carga se instaló además un paquete de instrumentos denominado IEH-1 (International Extreme-ultraviolet Hitchhicker 1) para complementar y ampliar las observaciones ultravioletas solares y de otros fenómenos cósmicos de altas energías.
STS-69
STS-69 lanzamientos desde el centro espacial Kennedy, 7 de Septiembre de 1995
Tipo de misión: Investigación
Operador: NASA
ID COSPAR: 1995-048A
SatCat №: 23667
Duración de la misión: 10 días, 20 horas, 29 minutos, 56 segundos
Distancia recorrida: 7.200.000 4.500.000 kilómetros (millas)
Órbitas completado:171
El transbordador espacial Endeavour
Masa de carga útil: 11.499 kg (25.351 lb)
Tripulación: tamaño de la tripulación 5 miembros
David M. Walker
Kenneth Cockrell
James S. Voss
James H. Newman
Michael L. Gernhardt
Fecha de lanzamiento: 7 de septiembre de 1995 15:09:00 UTC
De izquierda a derecha – Sentados: Cockrell, Walker; De pie: Gernhardt Newman, Voss
Sitio de lanzamiento. Kennedy LC-39A
Fin de la misión: fecha de aterrizaje: 18 de septiembre de 1995, 11:38:56 UTC
Punto de aterrizaje: Kennedy SLF pista 33
Sistema de referencia: Geocéntrico
Perigeo:ñ 321 kilómetros (199 millas)
Apogeo: 321 kilómetros (199 millas)
Inclinación: 28,4 grados
Período: 91,4 min
STS-69 era un transbordador espacial Endeavour misión, y el segundo tramo de la Instalación Wake Shield (FSM). La misión lanzado desde el Centro Espacial Kennedy, Florida, el 7 de septiembre de 1995. Fue el éxito de los vuelos espaciales tripulados de la NASA número 100, sin incluir los X-15 vuelos.
Caminatas espaciales
- Voss y Gernhardt – EVA 1
- EVA 1 Inicio: 16 Septiembre 1995 – 08:20 GMT
- EVA 1 Fin: 16 Septiembre 1995 – 15:06 GMT
- Duración: 6 horas y 46 minutos
Resumen de la misión
La tierra azul pálido sirve como telón de fondo para el astronauta Michael Gernhardt, que se adjunta al brazo robótico del transbordador Endeavour ‘s durante una caminata espacial en la misión STS-69 misión en 1995. A diferencia de la caminata espacial los astronautas anteriores, Gernhardt fue capaz de utilizar una lista de verificación brazalete electrónico, un prototipo desarrollado para el montaje de la estación Espacial Internacional.
La misión de 11 días fue el segundo vuelo de la Instalación Wake Shield (FSM), un satélite en forma de platillo que era libre de volar del traslado durante varios días. El propósito de la FSM fue para crecer películas delgadas en un vacío casi perfecto creado por la estela del satélite mientras se movía a través del espacio. La tripulación también desplegó y recuperó el Spartan 201 satélite astronómico, realizó un paseo espacial de seis horas para poner a prueba las técnicas de montaje de la Estación Espacial Internacional y mejoras térmicas probadas realizados en los trajes espaciales utilizados durante los paseos espaciales.
El Spartan 201 sin volante hizo su tercer viaje a bordo de la lanzadera. La misión Spartan 201 era un esfuerzo de investigación científica dirigida a la investigación de la interacción entre el Sol y su viento de partículas cargadas que fluye hacia fuera. El objetivo de Spartan fue estudiar la atmósfera exterior del Sol y su transición hacia el viento solar que constantemente fluye más allá de la Tierra.
STS-69 vio el primer vuelo de la Internacional ultravioleta extremo autoestopista (IEH-1), el primero de los cinco vuelos previstos para medir y controlar las variaciones a largo plazo en la magnitud de la radiación ultravioleta extrema absoluta (EUV) El flujo procedente del Sol, y para estudiar las emisiones de EUV el sistema toro de plasma alrededor de Júpiter originario de su luna Io.
También a bordo del Endeavour fuera el capilar combinado Loop-2/Gas Asamblea Puente (CAPL-2 / GBA) de carga útil bombeado. Este experimento consistió en la CAPL-2 autoestopista carga útil diseñada como una demostración en órbita de microgravedad de un sistema de refrigeración previsto para el Programa del Sistema de Observación de la Tierra y el almacenamiento de energía térmica-2 de carga útil, que forma parte de un esfuerzo para desarrollar técnicas avanzadas de generación de energía.
Otra carga útil volado con una conexión con el desarrollo de la estación espacial fue la electrólisis Performance Improvement Concepto Estudio (EPICS). Suministro de oxígeno y de hidrógeno por electrólisis del agua en el espacio juega un papel importante en la satisfacción de las necesidades y objetivos de la NASA para futuras misiones espaciales.
Otras cargas útiles a bordo eran los Institutos Nacionales de Salud- células-4 (NIH-C4) experimento que investiga la pérdida de hueso durante los vuelos espaciales; la Investigación Biológica en frasco-6 (BRIC-6) que estudia el mecanismo de la gravedad de detección dentro de las células de mamíferos. También voladores eran dos experimentos comerciales. (CMIX-4), cuyos objetivos incluían análisis del cambio celular en condiciones de microgravedad, junto con los estudios de trastornos del desarrollo neuro-muscular y la Comercial Bioprocesamiento Genérico Aparato-7 (GCBA-7). GCBA era una carga útil secundaria que sirvió como punto de incubadora y la recopilación de datos para los experimentos en las pruebas de productos farmacéuticos y de la biomedicina, el procesamiento biológico y la biotecnología, la agricultura y el medio ambiente.
El almacenamiento de energía térmica (TES-2) experimento fue también parte de la CAPL-2 / GBA-6. La carga útil de TES-2 fue diseñado para proporcionar datos para comprender el comportamiento de larga duración de sales de fluoruro de almacenamiento de energía térmica que se someten a repiten fusión y la congelación en condiciones de microgravedad. La carga útil de TES-2 se diseñó para estudiar el comportamiento de microgravedad de huecos en fluoruro de litio – fluoruro de calcio eutéctica.
Caral
Caral
Ciudad Sagrada de Caral-Supe, Lima
Coordenadas: 10°53′37″S 77°31′13″O
País: Perú
Extensión: 66 hectáreas
Caral fue la capital de la civilización Caral; se encuentra situada en el valle de Supe, a 182 kilómetros al norte de Lima (Perú) y 23 km del litoral y a 350 msnm.1 Se le atribuye una antigüedad de 5000 años y es considerada la civilización más antigua de América.2 3 4 Está listada por la UNESCO como Patrimonio Cultural de la Humanidad.5
Caral-Supe se desarrolló entre 3.000 y 1.800 a.C. (Arcaico Tardío y Formativo Inferior) y fue contemporánea de otras civilizaciones primigenias como las de Egipto, India y Mesopotamia.6
Ubicación
Caral se halla situado en el distrito de Supe de la provincia de Barranca del departamento de Lima, a 184 km al norte de Lima Metropolitana, y a 23 km de la costa del Océano Pacífico, en un espacio geográfico conocido como el Norte Chico. Para llegar al sitio arqueológico se debe tomar un desvío a la altura del km 184 de la Panamericana Norte, vía que se despliega por la margen derecha del río Supe; al llegar al centro poblado de Caral se debe seguir el desvío hacia el parador turístico, hasta el puente peatonal. Desde ahí se debe caminar aproximadamente 20 minutos hasta el Centro de Recepción.7
Medio geográfico
Caral es el más imponente de todos asentamientos urbanos del Formativo Inferior situados en el valle medio inferior de Supe. Dichos asentamientos son ocho en total: Pueblo Nuevo, Cerro Colorado, Allpacoto y Llapta (en la margen derecha) y Lurihuasi, Miraya, Chupacigarro y la misma Caral (en la margen izquierda). La zona se encuentra encerrada por la configuración de la cordillera: hacia el oeste los cerros de ambos lados del valle se cierran formando una garganta; lo mismo ocurre hacia el este. En total son 10 km de largo que conforman una sección de valle fértil, bien definido y de fácil control.8
Bienvenidos a Caral, Perú
Si hablamos de todo el espacio geográfico del valle de Supe (zona del litoral y valle medio y bajo), existen en total 20 asentamientos, pero los que muestran mayor extensión, complejidad y monumentalidad arquitectónica son los 8 mencionados anteriormente, entre los que destaca nítidamente Caral, que indudablemente habría tenido un rango preeminente entre todas.9
Etimología
En los años iniciales del siglo XXI, el lingüista huachano Alfredo Torero publicó que el idioma quechua habría tenido su origen en los valles de Supe, Fortaleza y Pativilca. Esta afirmación la hizo después de estudiar la toponimia (nombres de los lugares) de los tres valles. Caral, nombre del centro poblado cercano al sitio arqueológico, aparece mencionado en los procesos de idolatrías del siglo XVII en Cajatambo. Es posible que Caral sea un nombre quechua. Sobre su significado no hay acuerdo, aunque algunos lingüistas han propuesto que significa “fibra” o “junco”. O en todo caso habría sido una voz protoquechua.10
Descubrimiento arqueológico
Restos de Caral.
En 1905, Max Uhle investigó Áspero, un asentamiento precerámico situado en el litoral del valle de Supe, a 23 km de Caral.11 Julio C. Tello exploró el mismo lugar en 1937. No hay evidencias que ellos se adentraran en el valle de Supe y, por lo tanto, que llegaran a conocer Caral.[cita requerida]
El primero que llamó la atención sobre Caral fue el viajero estadounidense, Paul Kosok. Éste visitó el lugar juntamente con su compatriota, el arqueólogo Richard Schaedel, en 1949. En su informe, publicado en el libro “Life, Land and Water in Ancient Peru”, en 1965, mencionó que Chupacigarro (como se le conocía a Caral entonces) debía ser muy antiguo, aunque no pudo precisar su antigüedad. También contiene una impresionante fotografía aérea de un sector de la ahora llamada Ciudad Sagrada de Caral.12
En 1975, el arquitecto peruano Carlos Williams hizo un detallado registro de la mayoría de los sitios arqueológicos del valle de Supe, entre los cuales registró a Chupacigarro Grande (denominación con la que entonces se conocía al actual sitio arqueológico de Caral), a partir del cual hizo algunas observaciones sobre el desarrollo de la arquitectura en los Andes. Lo presentó primeramente en el artículo Arquitectura y Urbanismo en el Antiguo Perú, publicado en 1983 en el tomo VIII de la serie “Historia del Perú” de la editorial Juan Mejía Baca.13 Y, después, en el artículo “A Scheme for the Early Monumental Architecture of the Central Coast of Peru”, escrito en 1985 en el libro Early Ceremonial Architecture in the Andes.14
En 1979, el arqueólogo suizo Frederic Engel visitó el lugar, y excavó y levantó un plano del mismo. En su libro De las begonias al maíz, publicado en 1987, afirmó que Chupacigarro Grande (Caral) pudo haber sido construido antes de la aparición de la cerámica en los Andes (1800 a.C.).15 Sin embargo, los arqueólogos andinos asumieron que el asentamiento era “acerámico”, es decir, que había sido construido por una población que no utilizaba la cerámica, aunque ya se conocía en otros lugares de los Andes.
En 1994, Ruth Shady recorrió nuevamente el valle de Supe y reidentificó 18 sitios con las mismas características arquitectónicas, entre los cuales se encontraban los cuatro conocidos como Chupacigarro Grande, Chupacigarro Chico, Chupacigarro Centro y Chupacigarro Oeste. Para diferenciarlos Shady los denominó, Caral, Chupacigarro, Miraya y Lurihuasi. Caral, Miraya y Lurihuasi son los nombres quechua de los poblados más cercanos a los sitios. Chupacigarro es el nombre español de un ave del lugar.
El equipo dirigido por Shady excavó en Caral, a partir de 1996. Ella presentó sus datos, por primera vez, en 1997, en el libro La Ciudad Sagrada de Caral-Supe en los albores de la civilización en el Perú. En ese tratado sustentó abiertamente la antigüedad precerámica de Caral, afirmación que consolidó de manera irrefutable en los años siguientes, a través de excavaciones intensivas en el lugar.16
El Proyecto Especial Arqueológico Caral-Supe está a cargo de los trabajos de investigación y restauración en Caral, así como de los asentamientos coetáneos del valle de Supe (Áspero, Chupacigarro, Miraya, Lurihuasi y Allpacoto) y del valle de Huaura (Vichama)17
Antigüedad
Se ha confirmado la antigüedad de la civilización caralina a través de 146 fechados radio carbónicos realizados en los Estados Unidos. Según éstos, Caral tiene una antigüedad de 5.000 años aproximadamente, cuando en el resto de América el desarrollo urbano comienza 1500 años después (como Monte Albán, en Mesoamérica).6 El hallazgo de Caral cambió así los esquemas que hasta entonces se tenían sobre el surgimiento de las antiguas civilizaciones en el Perú. Anteriormente se consideraba a Chavín de Huántar como el foco cultural de más vieja data en el Perú, con un máximo de 1500 años a.C.
Periodos
La construcción de Caral se desarrolló a través de un largo periodo de casi mil años, en las que se sucedieron una serie de remodelaciones y superposiciones. Los arqueólogos han detectado seis fases en dicho proceso:18
- Inicio (hacia el 5.000 a.C.)
- Primeras construcciones de mayor tamaño (3.000-2.600 a.C.).
- Una remodelación general y anexión de las plazas circulares (2.600-2.300 a.C.).
- Periodo tardío en el que se ampliaron los edificios públicos (2300-2.200 a.C.).
- Pérdida de su importancia (2.200-2100 a.C.), al mismo tiempo que crece otro asentamiento en el valle bajo, llamado Era de Pando, de mayor tamaño que Caral.
- Se abandona paulatinamente Caral y se procede a enterrar sus edificios (2.100-1.800 a.C.).
Se desconocen las causas del fin de Caral. Posiblemente el sitio sufrió los estragos de eventos naturales, como terremotos y el fenómeno de El Niño, todo los cuales crearon las condiciones para su abandono.19
Ciudad sagrada
El Altar del Fuego Sagrado en Caral.
Los estudiosos lo han calificado como ciudad debido a su organización, extensión y diversidad de edificios. Efectivamente, consta de un conjunto de edificios monumentales diversos, con distintas funciones ceremoniales y administrativas, y en donde se desarrollaron innovaciones arquitectónicas y tecnológicas importantes. Cronológicamente, es el más antiguo asentamiento de América que presenta dichas características, y por ello se le considera como la primera ciudad de América.20
Se le ha llamado también ciudad sagrada ya que todo lo que se ha excavado en la ciudad está impregnado de religiosidad. Hay muchos fogones para ofrendas, así como señales de posibles rituales en cada lugar, no solamente en las áreas de espacio público o en los templos sino incluso en las viviendas. En los fogones se quemarían alimentos u otros objetos como ofrendas.21 Todo lo cual nos indica que fue en esa época en que por primera vez las sociedades peruanas tuvieron un gobierno central, en donde se establece el estado y se utiliza la religión como medio de afirmación.
Descripción
Una de las pirámides de Caral
Caral ocupa una extensión de 66 hectáreas, divididas en dos zonas, una central y la otra periférica.22
- La zona central o nuclear, es el sector se extienden 32 estructuras públicas y varios conjuntos residenciales, que se distribuyen en dos mitades:
- La mitad alta (Caral Alto), al norte, que tiene construcciones públicas y residenciales más grandes de la ciudad: siete edificios monumentales (pirámides), dos plazas circulares hundidas (frente a sendas pirámides), dos espacios de congregación colectiva (Plaza Central y Plazuela de la Huanca), unidades residenciales de los funcionarios, así como un extenso conjunto residencial de especialistas y servidores.
- La mitad baja (Caral Bajo), al sur, que tiene edificios de menores dimensiones, como el complejo arquitectónico del Anfiteatro, el edificio del Altar Circular y un conjunto residencial, también de menor extensión.
- La zona periférica o marginal, contiene conjuntos de viviendas distribuidos a modo de islotes, colindando con el valle.
Cabe señalar que las construcciones residenciales no eran solo viviendas domésticas sino también talleres de trabajo.
Edificios públicos piramidales
Una pirámide de Caral, con su plazuela circular.
Las pirámides son de diverso tamaño. Las paredes de la estructura piramidal estaban enlucidas con barro y pintadas de blanco o amarillo claro, y, ocasionalmente, de rojo. Una escalera central conducía hacia la parte superior, donde se hallaban varios cuartos. En el cuarto principal había plataformas bajas ubicadas en dos o tres de sus lados, y en el centro, un fogón compuesto por un hoyo en el suelo, recubierto con barro.23
Caral Alto
- Edificio Piramidal Mayor o Pirámide Mayor (Sector E), es el de mayor volumen y extensión. Mide 150 metros de largo, 110 metros de ancho y 28 metros de alto. Domina la plaza central urbana, un extenso espacio donde se cree se realizaban las ferias. Por su ubicación y tamaño se supone que debió ser el principal edificio de Caral. Forma parte de un conjunto que se complementa con una plaza circular hundida y una imponente estructura de plataformas escalonadas. Es la estructura emblemática de la ciudad de Caral y la que suele mostrarse mayormente en las representaciones fotográficas.
- Edificio Piramidal La Cantera (Sector B), llamado así por estar construido en un promontorio rocoso usado anteriormente como cantera. En su cima tiene un altar circular, con un enorme fogón y con conductos subterráneos.
- Edificio Piramidal Menor (Sector G), cuya escalera principal estaba situada originalmente en el lado norte; luego fue cambiada hacia el lado oeste.
- Edificio Piramidal Central (Sector C), el segundo en dimensión, con una altura de 18 metros. Está situado al oeste de la plaza central. Anexa a ella se ha desenterrado una plaza ritual.
- Edificio Piramidal La Galería (Sector H), el tercero en dimensión, situada en el extremo este de la ciudad. En su cima hay una galería subterránea.
- Edificio de la Banqueta (Sector N), es un templo de menores dimensiones, con evidencia de varios periodos de cambio.
- Edificios Especiales (Subsector E2-E3), conformado por dos edificios piramidales, originalmente diferenciados, pero que posteriormente fueron convertidos en uno solo.
- Edificio Piramidal La Huanca (Sector I), al frente de cuya fachada está un monolito hincado en el suelo, al que se denomina La Huanca, el cual tiene 2.15 m de alto.
Caral Bajo
- Templo del Anfiteatro (Sector L), es un complejo amurallado, con una plaza circular hundida en forma de anfiteatro, que es la de mayor tamaño de la ciudad, con 29 m de diámetro. Es la estructura más imponente de la mitad baja de Caral y la más conocida de todo el asentamiento después de la Pirámide Mayor.
- Edificio del Altar Circular (Sector P), donde destaca un altar circular con fogón y sus conductos subterráneos.
Viviendas
La ciudad consta de varios sectores residenciales, que se dividen en conjuntos residenciales multifuncionales y en las residencias de los funcionarios anexas a los edificios públicos. 24
Conjuntos residenciales multifuncionales
Conformada por numerosas viviendas agrupadas en subconjuntos y separadas entre sí.
- Conjunto Residencial Mayor (Sector A), en Caral Alto.
- Conjunto Residencial Menor (Sector NN2), en Caral Bajo.
- Sector Residencial de la Periferia (Sector X), en la periferia.
- Subconjunto Residencial D1 (Sector D), en la periferia.
Residencias de los funcionarios de los edificios públicos
Se hallan anexas a los edificios públicos. Se cree que fueron ocupados por los funcionarios que administraban dichos edificios.
- Unidad Residencial B1 (Caral Alto), anexo a la Pirámide de la Cantera.
- Conjunto Residencial de Élite I2 (Caral Alto), anexo a la Pirámide de la Huanca.
- Unidad Residencial B2 (Caral Alto), anexo a la Pirámide de la Cantera.
- Sector Residencial H2 (Caral Alto), anexo a la Pirámide de la Galería.
- Unidad Residencial B5 (Caral Alto), anexo a la Pirámide de la Cantera.
- Unidad Residencial Q1 (Caral Bajo), anexo a la Pirámide del Altar Circular.
Población
Los cálculos más conservadores estiman que la ciudad sagrada de Caral albergó de 1000 a 3000 habitantes. Se ha determinado de que existía una gran diferenciación social, es decir, la población se dividía en clases sociales, cada una de las cuales cumplían determinadas funciones y estaban organizadas de manera jerárquica. Unos grupos se encargaban de la planificación y la toma de decisiones (gobernantes y sacerdotes), y otros de las tareas manuales, como la pesca, la construcción, la agricultura, etc.25
En Caral «la obra arquitectónica en la ciudad y en el campo y los materiales asociados evidencian una organización social compleja en tres estratos jerarquizados, la población mayoritaria,…los especialistas,…y las autoridades conductoras de lo terrenal y lo espiritual en el centro urbano.»26
Otras manifestaciones culturales
Estatuillas de arcilla
En general se considera a Caral como una cultura precerámica, es decir, que no desarrolló la técnica alfarera (esto es, piezas modeladas en arcilla y cocidas al fuego). Para Ruth Shady, los caralinos no necesitaban de cerámica pues contaban con mates de calabaza, cucharas de madera y platos tallados en piedra,27 por lo que, según ella, debería ser calificada más bien como cultura acerámica. Aunque si modelaban pequeños ídolos antropomorfos en arcilla, dejándolos secar al sol. Estas estatuillas, que representan figuras masculinas y femeninas, se han encontrado fragmentadas y formarían parte de rituales relacionados con la renovación de los edificios y el culto de la fertilidad. A base de estas representaciones se puede inferir la vestimenta, el tocado y el peinado de los habitantes de Caral.28
Quipus
En la pirámide La Galería se ha halló un resto textil que ha sido interpretado como un quipu, el conjunto de hilos con nudos que los incas utilizaban como instrumento mnemotécnico (es decir, como medio de conservación de información estadística o mensajes para comunicarse). Sería pues, el más antiguo quipu hallado en el Perú y evidenciaría la antigüedad milenaria de su uso. Como para corroborar el uso del quipu en Caral, se descubrieron representaciones pictóricas de dichos objetos sobre tres bloques líticos de las plataformas de la pirámide Menor de Caral.29
Shicras
Los constructores de Caral usaban la técnica de shicras, bolsas hechas con fibras vegetales y llenas de bloques de piedra, con las que rellenaban las plataformas de los templos, colocándolos ligeramente separadas. De esa manera lograban estabilidad en las estructuras. Al ocurrir un fuerte sismo o terremoto, ese núcleo de shicras que hacía de base del edificio se movía con la vibración, pero de manera limitada, pues las piedras eran contenidas en las bolsas. Luego, las shicras se reacomodaban encontrando un nuevo punto de estabilidad. La shicras tenía pues, una función antisísmica.30 31
Música
Se descubrieron tres conjuntos musicales conformados por instrumentos de viento:32
- Un conjunto de 38 cornetas, hecho de huesos de huanaco y venado.
- Un conjunto de 32 flautas traversas, de huesos de cóndor y pelícano, con diseños zoomorfos.
- Un conjunto de 4 antaras (flauta de pan), de carrizo e hilos de algodón.
Tejidos de algodón
La importancia que alcanzó la textilería se evidencia por el hallazgo de cantidad de semillas y motas de algodón. Este era de diversas tonalidades naturales: pardo, marrón, crema y beige. Con las fibras de este producto se tejían los vestidos, que eran piezas llanas, sin decoración. Se empleaba la técnica del entrelazado y el torzal. También elaboraron calzado, bolsas, sogas, redes de pescar, cordeles, etc. Conjuntamente con la fibra de algodón se usaron las de otros vegetales, como totora, junco, cabuya, etc.33 34
Astronomía
Se han encontrado evidencias de que los hombres de Caral contaban con conocimientos de astronomía, que aplicaban en la elaboración del calendario, relacionado con la celebración de festividades y otras actividades económicas, religiosas y cívicas. Dichos conocimientos lo aplicaron también en la orientación de los edificios públicos. Se han hallado, por ejemplo, geoglifos y líneas esparcidos en las planicies desérticas, al lado de piedras talladas dispersas; así como un recinto subterráneo originalmente techado, que parece ser un observatorio. Es de destacar también un monolito o huanca hincado en el suelo de una plaza pública, que habría sido un instrumento de observación astronómica.35
Cuna de la civilización andina
Los restos arqueológicos desenterrados en Caral, así como en otros asentamientos contemporáneos situados en el valle de Supe (como Áspero, Miraya, Lurihuasi y Chupacigarro) y en el valle de Huaura (como Vichama y Bandurria), demuestran que hace 5000 años nació en esa zona una civilización comparable en antigüedad a las del “Viejo Mundo”, constituyéndose a la vez en la más antigua del continente americano.36
Se ha planteado que Caral fue sede de una comunidad formada por varios ayllus o grupos de familias y dirigida por los líderes de dichos ayllus, uno de los cuales sería el “principal” (Curaca) y los otros sus contrapartes. Los jefes principales o curacas serían los encargados de dirigir a los habitantes. Este sistema de gobierno se habría dado también en los otros asentamientos situados en el valle de Supe, y en otros centros situados en regiones más alejadas, como Las Haldas y Sechín Bajo (valle de Casma), Kotosh (cuenca del Huallaga), Huaricoto y La Galgada (sierra de Áncash). Todos ellos compartían una misma tradición y formarían una amplia y bien organizada red de reciprocidad e intercambio. Toda esa área, situada en la parte norcentral del actual Perú, sería pues el sitio donde se forjó la civilización andina.37 Aunque es necesario destacar que, de toda esa extensa zona, es el valle de Supe el que alcanzó mayor desarrollo, pues allí se han detectado unos 20 asentamientos urbanos con edificios públicos monumentales, constituyendo así en el foco de mayor densidad poblacional si se le compara con lo que registran los otros valles. Por su extensión y complejidad monumental, Caral debió ser indudablemente la cabeza de toda la red de poblaciones del valle de Supe.38
Lo que mantuvo unido a la población de Caral fue presumiblemente la religión, que sería el medio de cohesión y coerción social. La religión sería el conducto a través del cual el Estado controlaba a la población, la producción de bienes y su circulación. Ello se infiere de la presencia de los grandes monumentos de carácter religioso (pirámides o templos) con sus plazas, atrios y altares del fuego sagrado o fogones, en donde se realizaban las diversas festividades del calendario ceremonial, símbolo de su identidad cultural. Las periódicas reuniones y actividades conjuntas como la renovación de las pirámides permitían el reconocimiento del poder y fortalecían la identidad cultural.39
En definitiva, Caral sería la cuna de la civilización andina, pues en ella se han detectado los exponentes más antiguos de las principales instituciones de la época prehispánica, como la reciprocidad (sistema de intercambio y circulación de bienes y servicios), el calendario ceremonial (relacionado con la celebración de festividades y otras actividades económicas) o la construcción y renovación de los templos, entre las más relevantes.6
Peculiaridad de la cultura de Caral
A raíz de las investigaciones de los restos arqueológicos se llegó a la conclusión de que Caral ejercía como capital económica de una amplia región gracias a su trabajo de agricultura, cuyos productos intercambiaba con los pescadores de la costa u otras poblaciones. Esto se entiende al comprobar la abundancia de restos de productos marinos en Caral, estando ésta a unos 20 km de distancia de la costa más cercana.40
La dominación regional por parte de Caral, a la vista de los estudios, fue ejercida de una forma completamente pacífica durante un periodo que podría ser de 500 a 1000 años, durante los cuales Caral no dejó restos de fabricación de armas, testimonios o evidencias de haber organizado un ejército o liderado una guerra sobre la que dejar constancia. Esta posibilidad ha sorprendido a investigadores de varios ámbitos que se interesaron por Caral.41
Patrimonio de la Humanidad
El perímetro de Caral fue declarada Patrimonio de la Humanidad por el Comité del Patrimonio Mundial de la Unesco el 28 de junio de 2009 en Sevilla, con ocasión de su trigésima tercera sesión ordinaria. Se reconoció así que Caral es distinguido por su antigüedad, complejidad arquitectónica con edificios piramidales, plazas, su diseño y la extensión urbana.5
De esta manera, Caral se añade a los otros 10 sitios turísticos ya reconocidos como Patrimonio de la Humanidad en el Perú como el centro histórico de la ciudad Lima, el centro arqueológico de Machu Picchu, etc.42
La Ciudad Sagrada de Caral-Supe refleja el surgimiento de la civilización en las Américas. Como estado socio-político plenamente desarrollado, es notable por su complejidad y su impacto sobre los asentamientos en desarrollo a lo largo del valle de Supe y más allá. Su uso temprano del quipu como un dispositivo de grabación se considera de gran importancia. La concepción de los componentes arquitectónicos y espaciales de la ciudad es magistral, y los montículos de plataformas monumentales y los patios circulares empotradas son expresiones poderosas e influyentes de un estado consolidado.
Caral es sorprendentemente intacta, en gran parte debido a su abandono temprano y tardío descubrimiento. Una vez abandonada, parece haber sido ocupado sólo dos veces y luego no de forma sistemática: una vez en el llamado Formativo Medio o Horizonte Temprano, alrededor de 1000 aC; y una vez en el período Unidos y señoríos, entre 900 y 1440 dC Dado que ambos asentamientos se encontraban en las afueras de la ciudad, que no alteran las estructuras arquitectónicas antiguas.
Además, puesto que el sitio carecía de oro y plata encuentra, había poco saqueo. El sitio no tiene construcciones permanentes modernas en su entorno inmediato (excepto para las instalaciones turísticas construidas con materiales locales). Es parte de un paisaje cultural y natural de gran belleza, relativamente al margen del desarrollo. La mayoría del desarrollo se ha producido en los valles bajos cerca de Lima (al sur del sitio). El Valle de Supe medio, donde se encuentra el sitio, es una zona dedicada a la agricultura no industrializado. Hay poca discusión sobre la autenticidad del sitio.
El sistema de gestión en su lugar es adecuado, y un plan de gestión modificado recientemente (a partir de finales de 2008) se ha aplicado. El plan modificado incluye regulaciones para garantizar la preservación y conservación de la propiedad.
Photo Credit: Foto Ministerio de Cultura
- Escalera principal
- Antesala, antes de ingresar al salón ceremonial
- Plataformas escalonadas
- Salón Ceremonial, se encuentra presidido por un fogón central rodeado por una serie de plataformas escalonadas. Ambiente restringido.
- Recinto posterior al salón ceremonial.
- Recinto especial simboliza la autoridad principal del edificio.
- Otros salones de la cima, construidos en la parte posterior más alta del lugar, sobre plataformas elevadas.
- Altar de conductos subterráneos de forma cuadrada. Tiene un fogón y conductos de ventilación.
- Plaza circular hundida, ubicados hacia el eje central del edificio.
- Galería subterránea.
- Residencia
¿Cuáles fueron sus técnicas de construcción?
Las plataformas tuvieron murallas de piedra, arcilla y otros materiales. Hasta el período Medio, algunos edificios públicos mantuvieron recintos de palos, cañas y barro. En el período Medio Tardío se generalizó el uso de bloques de piedra cortados. Las paredes llevaron enlucidos de arcilla y pintura de colores blanco, amarillo claro, amarillo ocre, rojo y negro, según los períodos constructivos de la ciudad.
Nota: La Información e explicaciones de la imagen, pertenece al Ministerio Nacional de Cultura.
WIND
Otros nombres: CGS/Wind Clementine
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 1 de noviembre de 1994
Vehículo de lanzamiento: Delta
Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral
Aplicación: Observación terrestre
Masa: 1195 kg
Tasa de datos: 5,5 o 11,1 kbps
Wind es un satélite artificial de la NASA lanzado el 1 de noviembre de 1994 desde Cabo Cañaveral mediante un cohete Delta a una órbita polar.
Wind es el satélite gemelo del satélite Polar y está dedicado a medir el viento solar y el campo magnético. Los objetivos concretos de Wind son:
- estudiar el plasma, las partículas energéticas y el campo magnético.
- determinar el flujo magnético de salida de la magnetosfera en la zona de la cola magnética.
- estudiar los procesos con plasma implicado en el viento solar en la zona cercana a la Tierra.
- realizar observaciones en el plano de la eclíptica para ser utilizadas en estudios heliosféricos.
El satélite llevó el primer instrumento ruso en volar en una nave estadounidense desde 1987. La alimentación eléctrica era producida por las células solares que recubrían el cuerpo del satélite, del que salían varias antenas y mástiles que soportaban instrumentos. Estaba estabilizado por rotación (20 revoluciones por minuto). Los datos eran guardados por grabadoras de cinta hasta ser transmitidos a la Red del Espacio Profundo a velocidades de 5,5 o 11,1 kbps.
Llevaba los siguientes instrumentos:
- EPACT (Energetic Particle Acceleration, Composition and Transport): mide la aceleración de las partículas energéticas y los procesos de transporte en las erupciones solares, el medio interplanetario, la magnetosfera y los rayos cósmicos.
- Magnetic Field Investigation (MFI): magnetómetros utilizados para estudiar estructuras a gran escala y la fluctuación de los campos magnéticos interplanetarios en función del tiempo. Disponen de siete rangos de medida: 6, 64, 256, 1024, 4096, 16.384 y 65.536 nT con una resolución de hasta 2,5-4 para 1 nT.
- Radio and Plasma Wave Experiment (WAVES): experimento francés de ondas de radio y plasma para medir la intensidad y dirección de llegada de ondas de radio y plasma con origen en el viento solar cercano a la Tierra.
- Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) / Suprathermal Ion Composition Spectrometer (STICS): para medir la composición ionica y la carga del viento solar, la velocidad, densidad y temperatura de los iones de He4++, medir la velocidad media de los protones del viento solar y medir la distribución de energía de algunas especies iónicas.
- Solar Wind Experiment (SWE): espectrómetro de seis ejes que proporciona funciones tridimensionales de la distribución de velocidad para iones y electrones con una alta resolución temporal.
- Transient Gamma Ray and EUV Spectrometer (TGRS): para hacer observaciones de alta resolución de eventos de rayos gamma transitorios en el rango de energía entre 20 keV y 10 MeV.
- 3-D plasma and energetic particle analyzer (3DP): mide la distribución tridimensional del plasma y los electrones e iones energéticos con alta resolución temporal, angular y de energía en un rango de entre 10 eV y 5 MeV.
- KONUS: detector de rayos gamma.
El Global Geoespacio Ciencia (SGG) del viento por satélite es una nave espacial NASA lanzada en 04:31:00 EST el 1 de noviembre de 1994, 17B plataforma de lanzamiento en la estación de Cabo Cañaveral de la Fuerza Aérea (CCAFS) en Merritt Island, Florida a bordo de un Douglas McDonnell Delta II 7925-10 cohete. El viento fue diseñado y fabricado por Martin Marietta División Espacial Astro en East Windsor, Nueva Jersey. El satélite tiene un giro estabilizado cilíndrica satélite con un diámetro de 2,4 m y una altura de 1,8 m.[1]
Fue desplegado para estudiar radio y plasma que se producen en el viento solar y de la magnetosfera de la Tierra antes de que el viento solar llega a la Tierra. La misión original de la nave estaba en órbita alrededor del Sol en el L 1 punto de Lagrange, pero esto se retrasó cuando el SOHO y ACE, naves espaciales fueron enviados a la misma ubicación. El viento ha estado en L 1 de forma continua desde 2004, y todavía está en funcionamiento a partir de marzo 22, 2016.[10] El viento actualmente tiene suficiente combustible para durar más o menos 53 años en L1. El viento sigue produciendo investigaciones pertinentes, con sus datos de haber contribuido a más de 1600 publicaciones desde 2009 y más de 2200 publicaciones anteriores a 2009, al 22 de marzo, 2016 (sin incluir publicaciones de 2016), el número total de publicaciones, ya sea directa o indirectamente, a partir de datos del viento es de ~ 3903.[10] Tenga en cuenta que muchas de estas publicaciones utilizadas datos de viento indirectamente por citar el conjunto de datos OMNI en CDAWeb , que se basa en gran medida en mediciones de viento.
Las operaciones de la misión se llevan a cabo desde el Centro de Operaciones Multi-Misión (MMOC) en el edificio 14 en el Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland.
Los datos de viento se puede acceder mediante la SPEDAS software.
El viento es el satélite gemelo del SGG polar .
Los objetivos científicos de la misión del viento
- Proporcionar el estudio del plasma completo, partículas energéticas, y la entrada del campo magnético para los estudios de la ionosfera y la magnetosfera.
- Determinar la salida magnetosférica al espacio interplanetario en la región aguas arriba.
- Investigar los procesos de plasma básicos que se producen en el viento solar cercano a la Tierra.
- Proporcionar observaciones plano de la eclíptica línea de base que se utilizará en las latitudes heliosféricos de ULISES.
Los instrumentos científicos de la nave espacial del viento
El objetivo de ISTP es entender el comportamiento del Sol y la Tierra de plasma medio ambiente con el fin de predecir la forma en la Tierra ‘atmósfera de s responderá a los cambios en el viento solar condiciones. Viento “objetiva s es medir las propiedades del viento solar antes de que se llega a la Tierra. La nave espacial del viento tiene una gran variedad de instrumentos, incluyendo: Konus, [4] La investigación de campo magnético del viento (IMF),[3] el viento solar y supratérmica Ion Composición Experimento (SMS),[5] Las Partículas Energéticas: Aceleración, Composición, y Transportes (EPACT) investigación,[2] el Experimento de viento solar (SWE),[6] una imagen tridimensional de plasma e investigación partículas Energéticas (3DP),[7] el transitorio de rayos Gamma (Espectrómetro TGRS),[8] y la Radio y plasma Wave Investigación (ondas).[9] los instrumentos Konus y TGRS son principalmente para-rayos gamma de alta energía y de fotones observaciones de las erupciones solares o las explosiones de rayos gamma . El experimento SMS mide las proporciones de masa y masa-carga de iones pesados. Los experimentos SWE y 3DP tienen el propósito de medir / analizar la energía más baja (por debajo de 10 MeV) del viento solar protones y electrones . Las olas y experimentos IMF fueron diseñados para medir las eléctricas y campos magnéticos observados en el viento solar. En conjunto, la suite de la nave espacial de los instrumentos de viento permite obtener una descripción completa de los fenómenos de plasma en el plano viento solar de la eclíptica.
Viento / ONDAS
Tiempo de dominio muestreador
Los campos eléctricos detectores de las olas Instrumento de viento[9] se componen de tres campos eléctricos ortogonales antenas dipolo, dos en el plano de giro (más o menos al plano de la eclíptica) de la nave espacial y uno a lo largo del eje de rotación. La suite ONDAS completas de instrumentos incluye cinco receptores totales incluyendo: receptor de baja frecuencia FFT llamado FFT (0,3 Hz a 11 kHz), Receptor de ruido térmico llama TNR (4-256 kHz), Radio de recepción de radio llamado RAD1 1 (20-1040 kHz), radio de banda del receptor 2 llamado RAD2 (1,075 a 13,825 MHz), y el dominio Sampler tiempo llamado TDS (diseñado y construido por la Universidad de Minnesota). Cuanto más largo del plano de giro de dos antenas, que se define como Ex, es 100 m de punta a punta, mientras que el más corto, que se define como Ey, es de 15 metros de punta a punta. El dipolo eje de giro, que se define como Ez, es más o menos 12 metros de punta a punta. Al contabilizar los potenciales nave espacial, estas longitudes de antena se ajustan a ~ 41,1 m, 3,79 m ~, y ~ 2,17 m [Nota: éstos están sujetos a cambios y sólo estimaciones y no necesariamente exacta con dos decimales]. Las ondas Instrumento de viento también detecta los campos magnéticos utilizando tres ortogonales magnetómetros de bobina de búsqueda (diseñado y construido por la Universidad de Iowa). Las bobinas de búsqueda XY están orientados a ser paralela a la antena dipolo XY. Las bobinas de búsqueda permiten mediciones del campo magnético de alta frecuencia (definidos como B x, B y y B z). Las ONDAS Z-Axis es paralela anti-to-Z GSE (geocéntrica solar eclíptica dirección). Por lo tanto cualquier rotación se puede hacer sobre el eje Z en el sentido euleriano normal, seguida por un cambio de signo en el Z-componente de cualquier GSE vector giran en coordenadas olas.
Capturas Electric (y magnético) de forma de onda de campo se pueden obtener del receptor de dominio de tiempo Sampler (TDS).[9] muestras TDS son una captura de forma de onda de 2048 puntos (16384 puntos en la STEREO nave espacial) por componente de campo. Las formas de onda son medidas de campo eléctrico en función del tiempo. En las frecuencias de muestreo más altas, el ayuno (TDSF) muestreador se ejecuta en ~ 120.000 muestras por segundo (sps) y el lento (STT) muestreador funciona a ~ 7.500 sps. TDSF muestras se componen de dos componentes de campo eléctrico (normalmente E x y E y) mientras que las muestras TDSS se componen de cuatro vectores, ya sea de tres eléctrica y un campo magnético o tres magnético y un campo eléctrico. El receptor TDSF tiene poca o ninguna ganancia por debajo de aproximadamente ~ 120 Hz y los magnetómetros de bobina de búsqueda rodar fuera del orden de ~ 3,3 Hz.[11]
Receptor de ruido térmico
Las medidas de TNR ~ campos eléctricos 4-256 kHz en un máximo de 5 bandas de frecuencia logarítmica espaciados, aunque normalmente sólo se fija en 3 bandas, a partir de 32 o 16 canales por banda, con un 7 nV / (Hz)1/2 sensibilidad, 400 Hz a 6,4 de ancho de banda kHz, y el rango dinámico total de más de 100 dB.[9] Los datos han sido tomados por dos receptores multicanal, que nominalmente muestra para 20 ms a una frecuencia de muestreo de 1 MHz (ver[9] para más información). El TNR se utiliza a menudo para determinar la densidad local del plasma mediante la observación de la línea de plasma, una emisión a la frecuencia local del plasma debido a una respuesta de ruido térmico de la antena dipolo de alambre. Hay que señalar que la observación de la línea de plasma requiere la antena dipolo para ser más largo que el local de la longitud de Debye , λDe. [2] Para las condiciones típicas en el viento solar lambda De ~ 7-20 m, mucho más corto que el cable de antena dipolo el viento. La mayor parte de esta sección fue tomada de.[11]
Viento / 3DP
El Instrumento de viento / 3DP (diseñado y construido en el Berkeley Laboratorio de Ciencias Espaciales) fue diseñado para realizar mediciones tridimensionales completos de las distribuciones de supratérmica electrones e iones en el viento solar. El instrumento incluye tres matrices, cada uno compuesto de un par de de doble extremo semi-conductores telescopios cada uno con dos o tres estrechamente intercaladas pasivados de iones implantados silicio detectores, que miden los electrones y los iones por encima de ~ 20 keV. El instrumento también tiene chistera simétrica sección esférica electrostática (ES) analizadores con placa microcanal detectores (MCP) se utilizan para medir los iones y electrones a partir de ~ 3 eV a 30 keV. [7] Los dos tipos de detectores tienen reions energía que van desde ? e / e ≈ 0.3 para los telescopios de estado sólido (SST) y? e / e ≈ 0.2 para la chistera analizadores ES. Las resoluciones angulares son 22,5 ° x 36 ° para el SST y 5,6 ° (cerca de la eclíptica) a 22,5 ° para la chistera analizadores ES. Los detectores de partículas pueden obtener una cobertura completa estereorradián 4π en una (la mitad) de giro completo (~ 3 s) de la SST (chistera analizadores ES). La mayor parte de esta sección fue tomada de. [11]
Analizadores electrostáticos
Los conjuntos de detectores están montados en dos brazos opuestos, cada uno de 0,5 m de longitud. La parte superior del sombrero analizador ES se componen de cuatro detectores separados, cada uno con diferentes factores de geometría para cubrir diferentes rangos de energías. Los detectores de electrones, Jes s, y detectores de iones, PESA, se separan en cada uno bajo (L) y detectores (H) de alta energía. Los analizadores de H y L contienen 24 y 16 ánodos discretos, respectivamente. El ánodo de diseño proporciona una resolución angular de 5,6 ° dentro de ± 22,5 ° del plano de la eclíptica (aumenta a 22,5 ° en incidencia normal al plano de la eclíptica). Los analizadores son barridas de manera logarítmica de la energía y de la muestra contadores a 1024 muestras / centrifugado (~ 3 ms período de la muestra). Así, los analizadores se pueden fijar a la muestra 64 muestras por barrido de energía a los 16 barridos por tirada o 32 muestras por barrido de energía en 32 barridos por tirada, etc. Los detectores se definen como sigue:
- EESA baja (EL): cubre los electrones de ~ 3 eV a ~ 1 keV (Estos valores varían de una estructura momento a la estructura momento dependiendo de la duración del muestreo de datos, el potencial de la nave espacial, y si en ráfaga o modo de encuesta El alcance típico es de ~ 5. eV a ~ 1,11 keV. [11] ) con una resolución de fase de 11,25 ° giro. EL tiene un factor geométrico total de 1,3 x 10 -2 E cm 2 -SR (donde E es la energía en eV) con un casi idéntico 180 ° campo de visión (FOV), radial a la nave espacial, a la de PESA-L.
- EESA alta (EH): cubre electrones de ~ 200 eV a ~ 30 keV (aunque valores típicos varían de un mínimo de ~ 137 eV a un máximo de ~ 28 keV) en un barrido de energía 32 muestra cada 11,25 ° de giro nave espacial. EH tiene un factor geométrico total de 2,0 x 10 cm -1 E 2 -SR, eficiencia MCP de alrededor de 70% y la transmisión de la red de aproximadamente 73%. EH tiene un FOV tangente 360 ° planar a la superficie de la nave espacial que puede ser electro estáticamente desviado en un cono de hasta ± 45 ° fuera de su plano normal.
- PESA baja (PL): cubre iones con un barrido de energía 14 muestra (Tenga en cuenta que en el modo de encuesta las estructuras de datos suelen tener 25 puntos de datos a las 14 energías diferentes, mientras que en el modo de ráfaga se toman 64 puntos de datos a las 14 energías diferentes.) A partir de ~ 100 eV a ~ 10 keV (a menudo energías van desde ~ 700 eV a ~ 6 keV) cada 5,6 ° de giro nave espacial. PL tiene un factor geométrico total de sólo 1,6 x 10 -4 cm E 2 -SR pero una respuesta de ángulo energía idéntica a la de PESA-H. Mientras que en el viento solar, PL se reorienta a lo largo de la dirección de flujo mayor para capturar el flujo de viento solar que da lugar a una estrecha gama de cobertura pitch-ángulo.
- PESA alta (PH): cubre iones con un barrido de energía 15 de la muestra a partir de tan ~ 80 eV hasta un máximo de ~ 30 keV (rango de energía típica es ~ 500 eV a ~ 28 keV [11] ) cada 11,25 ° de la nave espacial ( tenga en cuenta que PH tiene varios modos de datos donde el número de puntos de datos por bin de energía puede ser cualquiera de los siguientes: 121, 97, 88, 65, o 56.). PH tiene un factor geométrico total de 1,5 x 10 -2 E cm 2 -SR con una eficiencia de MCP de alrededor de 50% y la transmisión posterior entrada rejilla de aproximadamente 75%.
Telescopios de estado sólido
Los detectores de SST constan de tres matrices de telescopios de dos extremos, cada uno de los cuales está compuesto de cualquiera de un par o triplete de cerca intercalados semi-conductores detectores. El detector de centro (grueso o T) del triplete es 1,5 cm 2 de superficie, 500 m de espesor, mientras que los otros detectores, lámina (F) y abierto (O), son la misma zona pero sólo 300 m de espesor. Una dirección de los telescopios está cubierto de una delgada lexan papel de aluminio, ~ 1.500 Å de aluminio evaporó a cada lado para eliminar por completo la luz solar, (SST-Foil) donde fue elegido el espesor de detener protones hasta la energía de los electrones (~ 400 keV ). Los electrones son esencialmente afectadas por la lámina. En el lado opuesto (SST-abierto), un común imán escoba se utiliza para rechazar los electrones por debajo de ~ 400 keV de entrar, pero deja los iones esencialmente afectadas. Por lo tanto, si no hay partículas de mayor energía penetran en las paredes del detector, el SST-Foil debe medir solamente los electrones y los iones sólo SST-abiertos. Cada telescopio de doble extremo tiene dos 36 ° x 20 ° FWHM FOV, por tanto, cada extremo de los cinco telescopios puede cubrir un pedazo de espacio 180 ° x 20 °. Telescopio 6 ve el mismo ángulo para hacer girar el eje como telescopio 2, pero ambos extremos del telescopio 2 tener una cubierta de tántalo perforado para reducir el factor geométrico por un factor de 10 para medir los flujos más intensos. Las estructuras de datos SST-Foil típicamente tienen 7 contenedores de energía, cada uno con 48 puntos de datos, mientras que el SST-abierto tiene 9 contenedores de energía cada uno con 48 puntos de datos. Ambos detectores tienen resoluciones de energía de? E / E ≈ 30%. La mayor parte de esta sección fue tomada de.[11]
Viento / IMF
El instrumento de campo magnético (IMF) a bordo del viento[3] se compone de dos triaxiales magnetómetros de saturación. La IMF tiene un rango dinámico de ± 4 nT a ± 65.536 nT, resolución digital que van desde ± 0,001 nT a ± 16 nT, el nivel de ruido del sensor de <0,006 nT (RMS) de las señales de 0-10 Hz y frecuencias de muestreo varía de 44 muestras por segundo (sps) en la memoria instantánea a 10,87 sps en modo estándar. también están disponibles en las medias a los 3 segundos, 1 minuto y 1 hora de los datos. Los datos muestreados a tasas más altas (es decir,> 10 sps) se conoce como Tiempo de alta resolución (HTR) de datos en algunos estudios.[13] [14]
Viento / SWE
La nave espacial del viento tiene instrumentos de iones dos tazas de Faraday (FC).[6] Los bloques FC SWE puede producir reducción de las funciones de distribución de iones con hasta un 20 angular y 30 de energía por contenedores de carga cada 92 segundos.[15] Cada sensor tiene un ~ 15 ° incline por encima o por debajo del plano de giro y un rango de energía de ~ 150 eV a ~ 8 keV. Una abertura circular limita los efectos de la aberración cerca de la rejilla de modulador y define el área de recogida de las placas colectoras en cada FC. La muestra de FCS a una energía de juego para cada rotación de la nave espacial, a continuación, intensificar la energía para la siguiente rotación. Puesto que hay un máximo de 30 contenedores de energía para estos detectores, una función completa de distribución reducida requiere 30 rotaciones o un poco más de 90 segundos.
Algunos descubrimientos y / o contribuciones a la ciencia por la nave espacial del viento
- La observación de la relación entre las interacciones a gran escala del viento solar-magnetosfera y la reconexión magnética en la magnetopausa terrestre.[16]
- Primer estudio estadístico de alta frecuencia (≥1 kHz) las fluctuaciones del campo eléctrico en la rampa de interplanetarias choques (IP).[17] El estudio encontró que la amplitud de las ondas acústicas de iones (IAWS) aumentó con el aumento de modo rápido del número de Mach y de choque de compresión proporción. También encontraron que el IAWS tenía la más alta probabilidad de ocurrencia en la región de rampa.
- La observación de la ola más grande Whistler usando un magnetómetro bobina de búsqueda en los cinturones de radiación.[18] [19]
- Primera observación de shocklets aguas arriba de un choque IP cuasi-perpendiculares.[13]
- Las primeras observaciones simultáneas de Whistler olas modo con distribuciones de electrones inestables a la marmota del flujo de calor inestabilidad.[13]
- Primera observación de una onda solitaria electrostática en un choque IP con una amplitud superior a 100 mV / m.[14]
- Primera observación de electrones Berstein -como las olas en una descarga de IP [14]
- Primera observación de la región de origen de un Tipo II IP de radio de ráfaga.[20]
- Primera evidencia de Langmuir de onda de acoplamiento a las ondas en modo Z.[21]
- Primera evidencia para sugerir que las estructuras embrionarias bipolares observados en la región de transición de choque son consistentes con BGK modos o electrones espacio de fases agujeros.[22]
- Primera evidencia de una correlación entre la amplitud de agujeros espacio de fase de electrones y el cambio en la temperatura de los electrones. [23]
- Primera evidencia de interacciones de tres ondas en la parte terrestre foreshock utilizando bi-coherencia. [24] [25]
- Primera evidencia de protones de temperatura de anisotropía limitaciones debidas a espejo, manguera de bomberos, y el ciclotrón de iones inestabilidades.[26]
- Primera prueba de disipación de Alfvén-ciclotrón.[27]
- En primer lugar (compartido con STEREO nave espacial) la observación de captura de electrones por una gran amplitud de la onda de la marmota en los cinturones de radiación[28] (también visto en las observaciones STEREO[29] ).
- Primera observación de Langmuir y las olas en la marmota lunar estela.[30]
- Primera evidencia de una prueba directa de resonancia de ciclotrón de electrones con las ondas modo marmota impulsados por un flujo de calor inestabilidad en el viento solar.[31]
- Primera evidencia de la generación del haz de iones alineados campo local foreshock ondas electromagnéticas llama estructuras cortas de gran amplitud magnéticos o SLAMS, que son solitones olas -como en el magnetosonic modo.[32]
Science destaca en las noticias
- Viento celebra el 20 aniversario de su lanzamiento el 1 de noviembre de 2014, pone de relieve en las noticias de la página web de la NASA: A caballo de batalla del viento solar se cumplen 20 años de ciencia Descubrimientos
- Proyecto (septiembre de 2014) puso de relieve en el sitio web de la NASA: Más de lo que parece: Científicos de la NASA Escuchar datos y Popular Science NASA Los científicos estudiar el Sol escuchándolo
- Publicación (abril de 2013) puso de relieve en el sitio web de la NASA: Las olas ” de la NASA SLAMS viento Misión Encuentros
- Una publicación reciente (marzo de 2013) con datos de la nave espacial del viento se destacó como Spotlight Physical Review Letters artículo y un Artículo de la NASA en el viento solar Fuente de energía Descubierto
- Publicación (abril de 2012) es noticia la página web de la NASA: cresta de la ola de plasma
Premios
- El equipo de operaciones de viento, NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, recibió el premio AIAA Espacio Operaciones y Mantenimiento , el 2 de septiembre de 2015. El premio honra del equipo “ingenio excepcional y sacrificio personal en la recuperación de la nave espacial del viento de la NASA.” Jacqueline Snell – gerente de ingeniería de viento, Geotail, y las misiones de la ECA – aceptó el premio en nombre del equipo. Premio detalles
- El equipo de operaciones de viento, NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, recibió el premio al éxito de la NASA Grupo para la recuperación del procesador de comandos y la actitud de la nave espacial del viento. Premio detalles
ALEXIS
Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors
Organización: Laboratorio Nacional Los Álamos
Fecha de lanzamiento: 25 de abril de 1993
Aplicación: Observatorio espacial
Dimensiones: Diámetro máximo: 0,6 m
Propulsión: Sin Propulsión
Equipo: 2146 retroreflectores “esquina de cubo”
Tipo de órbita: Circular
Inclinación: 69.8 Grados
Período orbital: 99,7 minutos
Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors ó ALEXIS fue un observatorio espacial de rayos X estadounidense construido por el laboratorio Nacional Los Álamos.
Fue diseñado para cartografiar con alta resolución fuentes de rayos X de baja energía. Durante el lanzamiento uno de los paneles solares se rompió, con lo que se perdió el control de satélite de manera temporal, pero los controladores consiguieron restablecer el contacto con la nave y ponerla en funcionamiento una vez en órbita.
La computadora de a bordo consistía en un procesador 80C86 con una memoria de estado sólido de 100 Mbytes. El observatorio se orientaba en dirección antisolar y giraba a 2 revoluciones por minuto para su estabilización. La precisión del apuntado era de 0,1 grados.
El instrumento principal consistía en un monitor de rayos X de baja energía compuesto por 6 telescopios de incidencia normal ajustados para detectar bandas estrechas de energía a 66, 71 y 93 eV.
ALEXIS fue lanzado el 25 de abril de 1993 en un cohete Pegasus. Tras 12 años en funcionamiento, las condiciones del observatorio espacial estaban degradadas hasta el punto de ser apenas operativo. El 29 de abril de 2005 el satélite dejó de ser rastreado y no ha vuelto a contactarse con él.
Satélite astronomía de rayos x de América. ALEXIS era una pequeña nave espacial construida por el Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL). Su misión era proporcionar mapas de alta resolución de fuentes de rayos X de baja energía astronómicos.
Cuatro paneles solares desplegados de la nave espacial proporcionan 50 vatios de potencia media y pagan cuatro baterías de NiCd. El equipo de comandos utilizada redundantes procesadores 80C86 y tenía una memoria de masa de 100 Mbytes EDAC almacenamiento de estado sólido. Comunicaciones S-Band tuvieron una tasa de enlace descendente de 750 kbps y una tasa de subida de 9,6 kbps. El bus señaló la carga útil en la dirección anti-sol y hace girar a 2 rpm sobre que dom línea. Sun sensores y las extremidades del sensor proporciona los conocimientos actitud de 0,1 grados. La actitud se controla mediante bobinas magnéticas de par. La única estación de tierra instalada en el LANL tenía una antena de 2 m.
La carga útil primaria era un monitor de rayos X ultrasoft que consistía en 6 telescopios de incidencia normal compactos sintonizados en bandas estrechas centradas en 66, 71 y 93 eV.
El 21 de enero de 1997 ALEXIS continuó operando nominalmente, el envío de los resultados de las observaciones del telescopio EUV en cada pase. ALEXIS identificó una serie de estallidos transitorios casi en tiempo real y, a veces era capaz de suministrar este tipo de oportunidades de destino para los operadores del satélite EUVE que contenían instrumentos que eran sensibles a longitudes de onda similares. Durante ocasionales “tiempos calientes” cuando ALEXIS fue iluminado por el sol durante el 100% de su órbita, los telescopios dejaron de operar para evitar el sobrecalentamiento de la nave espacial (normalmente la nave espacial pasó a través de la sombra de la tierra.) Esta anomalía fue probablemente causado por un desgarro en el aislamiento térmico, asociado con el daño panel solar que se produjo durante el lanzamiento. El costo de la nave espacial se informó a ser de aproximadamente $ 17 millones.
Familia: astronomía, órbita terrestre media, de rayos X satélite astronómico País:. EE.UU. . Vehículos de lanzamiento: Pegasus. Sitios de lanzamiento: Punto Arguello WADZ. Agencia: AeroAstro.
Estatuto de la misión S / C:
- La nave, lanzada en abril de 1993, operado por casi 12 años antes de ser dado de baja el 29 de abril de 2005. La vida útil de un año se ha superado con mucho, (Ref. 2) . 7) 8) 9)
- En agosto de 2003, el satélite ALEXIS había completado con éxito su 10º año de operaciones científicas en órbita. 10)
- Hasta 1999 la misión ALEXIS estaba operando nominalmente, que superó todas las expectativas, a pesar de que el incidente de lanzamiento grave con la matriz de paneles solares. Un sistema de software completamente nuevo (en el suelo) estaba en su lugar para el cálculo de S / C actitud, fundamental para el funcionamiento a bordo de los telescopios de rayos-X. Más del 80 Gbytes de datos de la misión de haber sido recibido hasta el momento. 11) 12) 13) 14)
- Fallos de memoria RAM de doble puerta en el otoño de 1999 han dado lugar a los datos sólo están disponibles a partir de pares de telescopios # 1 y # 2 y del experimento Barbanegra. calidad de los datos de los telescopios ha sido degradante máxima como la solar acercado debido al aumento de los fondos de partículas.
- En abril de 1998, la nave espacial ALEXIS marcó su 5 º año en órbita. Una clave para la durabilidad ALEXIS ‘ha sido el diseño de bus innovadora, de baja potencia proporcionada por AeroAstro y las innovaciones de la compañía en el sistema de telemetría, lo que hizo ALEXIS una nave espacial más simple de operar. 15)
- A finales de julio de 1993, las operaciones de satélites había restablecido el pleno a través de la implementación de nuevos procedimientos para el control de actitud. Las operaciones científicas con los dos experimentos a bordo comenzaron en ese momento.
- ALEXIS tuvo un comienzo incierto. Uno de los paneles solares del satélite liberó de su fijación bisagra durante el lanzamiento; un análisis posterior mostró la bisagra probablemente había sufrido daños durante las pruebas en tierra, y las vibraciones de lanzamiento fueron la última gota. Sólo los cables eléctricos y un cable de guía mantienen el panel adjunto. Como resultado de los paneles solares dañados, la nave espacial se contrajo cierta oscilación -que reduce la información actitud precisa. 16)
Complemento del sensor: (Alexis, Barbanegra)
La carga útil ALEXIS consiste en un conjunto de telescopios de rayos X ultrasuave y un VHF de alta velocidad receptor / digitalizador con el nombre de Barbanegra.
ALEXIS (matriz de Low rayos X de energía sensores de imagen):
El instrumento tiene el mismo nombre que el S / C. El sistema de telescopios ALEXIS se compone de una unidad DPU (Procesamiento de datos que proporciona la conmutación y condicionado energía de baja tensión y alta tensión para los telescopios de ALEXIS, decodificación de comandos, distribución y todo el procesamiento de datos a bordo, FEE (Front End Electronics) que surte el efecto digitalización de pulso y transformación primaria, y los telescopios que contienen espejos, filtros y detectores de placa de microcanales.
Alexis es un instrumento orientado hacia el exterior para la detección de señales astrofísicas. El instrumento es un monitor de rayos X ultrasuave, que consta de seis telescopios de incidencia normal compactos sintonizados para acotar bandas centradas en 66, 71 y 93 eV. Los 66 y 71 eV anchos de banda se centran en un conjunto de líneas de emisión de Fe IX-XII. La banda 93 eV, aunque está diseñado como un canal continuo, incluye características de la línea de Fe XXIII 10 7 K plasma.
Los seis ALEXIS EUV (telescopios ultravioleta extremo) están dispuestos en pares que cubren tres superposiciones de 33º FOV. Durante cada 45 segundos giro de la S / C, ALEXIS supervisa todo el hemisferio antisolar. Cada telescopio consiste en un espejo esférico con un Mo-Si capas microestructura sintético (LSM) o revestimiento de múltiples capas, un detector de placa de perfil microcanal curvado situado en foco primario del telescopio, un filtro UV fondo-rechazo, de electrones rechazar imanes en la abertura de telescopio, y la electrónica de procesamiento de imagen de lectura.
Figura : Vista transversal de un telescopio ALEXIS (Crédito de la imagen:. LANL, Ref 14)
El recinto de concentración geométrica de cada telescopio es de aproximadamente 25 cm2, con una resolución esférica aberración limitante a aproximadamente 0,25º s. La resolución de cada telescopio se limita a aproximadamente 0,5º diámetro. Los detectores de ALEXIS son de doble placa, frente curvo enfrentado, placas de microcanales (MCP) se combina con cuña y tiras resistente ánodos. Los dos MCP, de 46 mm de diámetro, son detectores de imágenes de fotones individuales, cada uno con 12,5 micras de diámetro canales.
Figura 6: detector de MCP curvada de instrumento ALEXIS (Crédito de la imagen: LANL)
La masa del instrumento ALEXIS es de 45 kg, potencia = 45 W; la velocidad de datos media es de 10 kbit / s de datos de eventos. Posición y hora de llegada se registran para cada evento (fotón detectado, etc.). Los objetivos de medición:. Cartografiar el fondo difuso en tres bandas, la realización de una encuesta de banda estrecha de las fuentes puntuales, en busca de fenómenos transitorios, y la vigilancia de las fuentes de rayos X ultrasoft variables 17) 18)
Barbanegra:
Esta carga está diseñada para hacer observaciones de frecuencia de radio en la banda de VHF. Está formado principalmente por dos antenas monopolo seleccionables, un receptor de banda seleccionable, y una banda ancha (150 MS / s) digitalizador. Otros componentes de la carga útil incluyen canales de banda estrecha, un circuito de disparo de banda ancha, y dos conjuntos de fotodiodos simples.
El instrumento analiza las señales emitidas cerca de la Tierra. Blackbeard es un experimento de frecuencia de radio (RF) con el objetivo de estudiar distorsión y la interferencia efectos sobre las señales de VHF transionospheric transitorios, tales como la iluminación y los pulsos artificiales. El instrumento detecta perturbaciones en la ionosfera; se puede hacer una distinción entre las distorsiones resultantes de trayectos múltiples perturbaciones coherentes a gran escala y de las perturbaciones aleatorias en pequeña escala a la ionosfera. Los experimentos específicos de Blackbeard incluyen:
– Mediciones de VHF de banda ancha de señales transitorias procedentes de un faro de tierra controlada por impulsos, para caracterizar la distorsión ionosférica de banda ancha.
– Mediciones de banda estrecha en ondas métricas de CW-señales de baliza de una matriz de tierra interferometría multichord, para caracterizar la estructura de la ionosfera que contribuye a la distorsión de transmisión.
– Topografía sobres de energía de un rayo y la interferencia hecha por el hombre en las bandas de VHF seleccionables, para los propósitos de fondo de rechazo.
Barbanegra operación consiste en la digitalización de 150 MHz a bordo durante 0,1 s en un modo de recepción de banda ancha; o 50 kHz para la digitalización de 320 s en un modo de recepción de banda estrecha; o 120 kHz digitalización efectiva durante 130 s en un modo de levantamiento de potencia-sobre. – El modo de banda ancha tiene anchos de banda seleccionables hasta 65 MHz dentro de los intervalos 25 a 100 MHz y 100-175 MHz, con un máximo de 30 dB SNR. El modo de banda estrecha tiene ocho bandas seleccionables 4 kHz entre 32 y 36 MHz, con un máximo 40 dB SNR y resolución Doppler 0,1 Hz. la operación de modo mixto está disponible en el que se recogen los datos de banda estrecha y banda ancha para permitir la distorsión de RF correlacionada y análisis de la estructura de la ionosfera.
El instrumento Barbanegra observado explosiones de radio extraños llamados tips sobre el tema (pares de impulsos Trans-ionosféricos). Estas señales extrañas son las más intensas fuentes de radio de la Tierra que pueden ser mucho más fuerte que un rayo típico. A continuación, en 1996, los investigadores informaron de LANL las primeras observaciones simultáneas de Barbanegra y múltiples mediciones de estaciones en tierra de tips sobre el tema. La nueva evidencia sugiere que tipps provienen de tormentas eléctricas y probablemente comprenden un evento atmosférico y sus reflexiones fuera de la Tierra. 19) 20) 21)
Sigiriya
Subcategoría: Palacio fortaleza.
Sigiriya (Sri Lanka)
Sigiriya es un sitio arqueológico en el distrito de Matale, en la provincia Central, de Sri Lanka. Contiene las ruinas de un antiguo complejo palaciego, construido durante el reino del rey Kasyapa (477–495). Es uno de los más populares destinos turísticos del país. Fue declarado lugar Patrimonio de la Humanidad por la Unesco en el año 1982.
La roca de Sigiriya es el resto de una erupción de magma endurecido de un extinto y largamente erosionado volcán. Sobresale por encima del llano circundante, visible en kilómetros desde todas las direcciones. La roca misma es un cuello volcánico que se eleva 370 (msnm) y es escarpada en todos sus lados, y en muchos sitios que sobresalen desde la base. El plano es elíptico y tiene una cima plana que se inclina gradualmente a lo largo del eje de la elipse.
Sigiriya, consiste en un antiguo complejo construido por el rey Kasyapa durante el siglo 5 d.C. El sitio de Sigiriya contiene ruinas de un palacio situado en la parte superior de los roqueríos, una terraza de medio nivel que incluye la Puerta del León y el muro de espejo con sus frescos, el palacio inferior, que se interna bajo la roca, además de los fosos, muros y jardines que se extienden por cientos de metros desde la base de la roca.
El sitio es al mismo tiempo un palacio y una fortaleza. Hay suficientes restos como para impresionar al visitante con una arrebatadora visión del ingenio y creatividad de los constructores.
El palacio superior, en la cima de la roca, aún tiene cisternas cortadas en la roca, en las que aún se puede hallar agua. Los fosos y murallas que rodean el palacio inferior se encuentran ricamente ornamentados.
Sigiriya se presume haber sido habitada desde tiempos prehistóricos. Fue utilizada como un monasterio enclavado en la roca desde el Siglo III, con cavernas preparadas y donadas por devotos budistas.
El Jardín y el palacio fueron hechos construir por Kasyapa. Luego de la muerte de Kasyapa, siguió siendo un complejo monástico hasta el siglo XIV, luego de lo cual fue abandonado. Las ruinas fueron descubiertas en 1908 por el explorador británico John Still. Las inscripciones Sigiri fueron descifradas por el arqueólogo Paranavithana quien publicó un renombrado trabajo en dos volúmenes, publicado en Oxford, conocido como “Los glifos de Sigiri”. Él mismo escribió el popular libro “Historia de Sigiriya”.
Sigiriya es uno de los monumentos históricos más valiosos de Sri Lanka. Conocida por los lugareños como la Octava Maravilla del Mundo este antiguo palacio y fortaleza complejo tiene significativa importancia arqueológica y atrae a miles de turistas cada año. Es, probablemente, el destino turístico más visitado de Sri Lanka.
El complejo de la fortaleza incluye restos de un palacio en ruinas, rodeado de una extensa red de fortificaciones, extensos jardines, estanques, canales, calles y fuentes.
La entrada principal se encuentra en el lado norte de la roca. Fue diseñado en forma de un enorme león de piedra, cuyos pies han sobrevivido hasta hoy, pero las partes superiores del cuerpo fueron destruidas.
Gracias a este león del palacio fue nombrado Sigiriya. El término Sigiriya origina de la palabra Sihagri, es decir, Lion Rock.
La pared occidental de Sigiriya fue casi totalmente cubierto por frescos, creado durante el reinado de Kasyapa. Dieciocho frescos han llegado hasta nuestros días.
A pesar de la identidad desconocida de las mujeres representadas en los frescos, las pinturas antiguas únicas están celebrando la belleza femenina y tienen un significado histórico increíble.
Una de las características más llamativas de Sigiriya es su pared de espejo.
En los viejos tiempos se pulió tan a fondo que el rey podía ver su reflejo en él.
La pared del espejo está pintada con inscripciones y poemas escritos por los visitantes de Sigiriya.
Las más antiguas inscripciones están fechadas desde el siglo octavo.
Estas inscripciones están demostrando que Sigiriya era un destino turístico hace más de mil años.
Hoy en día, la pintura en la pared está terminantemente prohibida.
Los edificios y los jardines de Sigiriya muestran que los creadores de este impresionante monumento arquitectónico utilizan las habilidades y tecnologías de técnicas únicas y creativas.
La construcción de un monumento como en una enorme roca a unos 200 metros más alto desde el paisaje circundante se requiere conocimientos avanzados de arquitectura e ingeniería.
Spartan
Spartan
Spartan (satélite)
El Spartan-201 siendo recuperado
Organización: NASA
Vehículo de lanzamiento: Transbordador espacial
Aplicación: Observatorio espacial
Masa: Aproximadamente 1200 kg
Spartan (acrónimo de Shuttle Point Autonomous Research Tool for Astronomy) es un satélite artificial reutilizable usado como observatorio espacial y diseñado para ser soltado y recuperado por un transbordador espacial mediante el brazo robótico.
El Spartan más utilizado fue el Spartan-201 con los telescopios UVCS y WLC, el espectrómetro SAO/Cambridge y el coronógrafo de luz blanca HAO/Boulder. El equipo secundario del Spartan variaba según la misión.
Misiones
- 17 de junio de 1985: Spartan 1 – STS-51G
- 8 de abril de 1993: Spartan 201 – STS-56
- 9 de septiembre de 1994: Spartan 201 – STS-64
- 3 de febrero de 1995: Spartan 204 – STS-63
- 7 de septiembre de 1995: Spartan 201 – STS-69
- 19 de mayo de 1996: Spartan 207 – STS-77
- 19 de noviembre de 1997: Spartan 201
- 29 de octubre de 1998: Spartan 201
Referencias
- Wade, Mark (2008). «Spartan» (en inglés). Consultado el 20 de junio de 2009.
Sayhuite
Subcategoría: Complejo megalítico.
Saywite o Sayhuite es una zona arqueológica que se encuentra ubicada en Perú, en la provincia de Abancay, distrito de Curahuasi, en el complejo arqueológico del mismo nombre, en la ex hacienda Saywite propiedad de la familia Valer a la altura del kilómetro 45 de la carretera que conduce de Abancay al Cusco y a 3.500 metros sobre el nivel del mar.
Complejo Arqueológico de Saywite
Este asombroso conjunto arqueológico se encuentra en el eje del camino principal del Tahuantinsuyo, camino que conducía de Cusco al Chinchaysuyo, este presenta en su conjunto Monolítos y Recintos, escalinatas, fuentes, la piedra de Saywite, entre otras piezas que datan de hace 1200 a.C.
Ubicación
Conjunto arqueológico de 60 ha., ubicado a 2 400 msnm. Entre sus restos destaca la Piedra de Saywite o monolito principal que mide 2,5 metros de altura. En ella se distinguen tallados que representan la geografía y el medio ambiente de la zona.
Dentro del complejo puede observarse una sucesión de nueve fuentes, así como una serie de monolitos menores asociados a otro conjunto de fuentes; un altar o ushnu formado por una plataforma rectangular de 18 x 34 metros vinculado al culto solar y a la observación astronómica; y el Intihuatana, conformado por un bloque de piedra tallada con formas diversas.
El conjunto arqueológico de Saywite está enmarcado dentro de una depresión topográfica muy significativa, siendo delimitado por dos pequeños riachuelos que convergen y cierran el pequeño valle interandino.
La palabra Saywite se define como proveniente de la deformación del vocablo Quechua Sayay –Huite que significa en castellano “detente inquieto” o también Sayay Riti que significa detente o para nieve.
División del Complejo Arqueológico
Sector I: Monolitos y Recintos
El área principal está en el nivel alto, donde se observa toda la zona arqueológica, aquí se encuentra el monolito en el que presenta una iconografía variada por la profusión de elementos esculpidos en él, donde se pueden apreciar especies de fauna que no son de la zona.
Esta representación es de forma ovoide cuya altura es de 2.5 m, el material lítico es de roca sedimentaria bastante dura. Hacia el sector oeste de este monolito se da la existencia de varios recintos de dimensiones variadas, el más grande es de 0.50 m. por 0.70 m. Es una tipología tronco piramidal por la ubicación fue vivienda de los sacerdotes que servía como un tambo para guardar sus servicios rituales.
Haciendo excavaciones e investigaciones se encontró como cerámicas, mantos, tupos y aretes de ritual y adoración.
Sector II: Áreas de las escalinatas y fuentes
Comprende de un área de construcción caracterizada por la sucesión de fuentes que son nueve en una orientación de este a oeste, con una escalinata en un numero de sesenta y ocho peldaños, presenta una fina mampostería delimitada por dos muros hecho a base de tejas de 0.60 m. por 0.40 m. que servía para celebrar el culto del agua.
Sector III: Área de Rumi Huasi
Ubicado al este del conjunto, comprende un área de 1200 m. A este lugar también se le conoce como Rumi Huasi y aquí se encuentra el monolito II de estructura ciclópea de forma rectangular, las tallas son de trazo geométrico (plataforma, escalinatas, círculos, etc.).
Sector IV: Área de definiciones Tronco Piramidales
Ubicado en el sector sur este, estructura maciza denominado como USNU PAMPA, de 18 m. por 34 m. En esta edificación se realizaban ceremonias religiosas de culto al sol y el agua, constituyendo un lugar de concentración masiva y culto al dios sol y la luna.
Sector V: Área de monolitos denominado Intihuatana
Caracterizada por la presencia del monolito intihuatana, siendo un elemento de observatorio Inca de forma rectangular, su dimensión es de 3.40 m. de ancho y altura de 0.94 m., se aprecia un complejo de fuentes de plataforma asociadas a recintos donde controlaban la hora.
La piedra de Saywite es un gran bloque de granito de unos once metros de circunferencia, cuatro de diámetro y casi dos y medio de alto, adornado en su parte superior con una serie de figuras complejas y misteriosas.
Representa la escala del mapa de Tahuantinsuyoy, tiene motivos en relieve de la flora, fauna, topografía y costumbres de los Incas.
Descripción
El monolito contiene más de 200 figuras fitomorfas, zoomorfas, de las construcciones geográficas y humanas talladas en un aparente desorden y aprovechando el relieve y las depresiones naturales de la piedra.
Bajo esta estructura lítica hay pozos, canales y pasos que conducen directamente a la ciudad de Concacha, que son más pequeños moldes de superficies talladas que recuerdan las piedras talladas Kenqo en Cusco, y Vilcashuamán en Ayacucho.
Representaciones
En este monolito está representada una gran montaña o una cordillera con sus picos, sus laderas, una de ellas bastante empinada, con acantilados, con sus gargantas, valles glaciales, cauces de los ríos desde el más pequeño al más grande, más alto en los tres grandes lagos que abastecen agua a todas las partes, los canales y arroyos que atraviesan el campo y luego bajar a las llanuras y vaya a un campo rectangular que está creciendo. Además, se dice que en las partes altas, las rocas se han transformado en los gatos, a veces se agachó con los miembros extendidos y escondido después.
Estudios
Este trabajo ha atraído la atención de los estudiosos Julio C. Tello, Squier y Doering. La primera expedición arqueológica en 1942 a Urubamba, hizo un estudio detallado del monumento y se crió un plan preliminar de las cifras, la investigación que no está publicado y es celosamente guardada en los archivos de la Universidad Nacional Mayor de San Marcos. Por otra parte, Luis A. Pardo, ex director del Museo Arqueológico del Cusco, tiene una interesante monografía sobre el tema.
Las teorías
No se sabe qué uso se dio, pero al estar en un centro ceremonial es probable que tenga una significación religiosa, quizá una representación simbólica del universo o, como sostiene Federico Kauffman Doig, estaba relacionado con el culto al agua, una especie de gigantesca vista de la Paccha receptáculos donde represamiento podría llover. Los gatos se dividieron a este destacado estudioso “representaciones naturalistas Qhoa de fertilizar una actitud.”
Otros, teniendo en cuenta que muchas figuras representan construcciones humanas, canales, escalinatas, estanques, proponen que la piedra Saywite fue una especie de plano o croquis de los arquitectos hechoi piedra Inca para tomar el control de las obras hidráulicas que realizaron.
Como guardianes de estos lugares se encuentran consagrados los gatos sagrados. El monumento arqueológico más importante de esto son sus deidades antropomorfas, generalmente dispuestos en “parejas” o dualidad en puquiales o fuente de agua. Algunos de los más grandes seres mitológicos están dispuestos simétricamente, como apuntando hacia los cuatro puntos cardinales.
Estos trabajos están diseñados y concebidos para aumentar el agua simbólica, estaban relacionadas con otros monumentos de la cultura inca, como el Intihuatana y cámaras subterráneas que fueron especialmente cuidadosos con el cómputo de tiempo, especialmente con la frecuencia de ciertos fenómenos naturales que eran favorables a la Mamapacha , es decir, la Madre Tierra.
Otros lugares de interés cercanos
A 300 metros. Hay también pequeños monolitos como Rumihuasi o casa de piedra con escalinatas trazos geométricos, canales. Intihuatana, finalmente encuentra el “Reloj Solar” que fue destinado, posiblemente, para ver Inca observatorio movimientos astronómicos.
Vías de Acceso
El acceso de la población de Cachora (Apurímac), es actualmente el más frecuentado por un camino de herradura de 1,80 m de ancho, cubriendo una distancia de 29,8 km. por supuesto que toma aproximadamente 12 horas.
HEAO-3
El satélite HEAO-3 fue el tercero de la serie de observatorios astronómicos espaciales de altas energías High Energy Astronomy Observatory, desarrollada por la NASA. Fue lanzado el 20 de septiembre de 1979 a una órbita de 500 km de altitud y 43,6 grados de inclinación, continuando operativo hasta el 29 de mayo de 1981. Fue el mayor espectrómetro en órbita de su tiempo.
Fue construido por el Jet Propulsion Laboratory (JPL), y constaba de los siguientes instrumentos para estudiar las bandas de rayos cósmicos y de rayos gamma:
- Heavy Nuclei Experiment
- Cosmic Ray Isotope Experiment
- Gamma-Ray Spectroscopy Experiment
El análisis posterior de los datos obtenidos por el HEAO-3 reveló aproximadamente 130 destellos de rayos gamma.
Al igual que su predecesor HEAO-1, una misión de estudio que operan en la radiografía con fuerza y de rayos gamma (10 keV-MeV 50) banda. Su experimento de alta resolución de Rayos Gamma Espectrómetro, construido por el JPL (Jet Propulsion Laboratory), fue el más grande espectrómetro de germanio puesto en órbita en ese momento. La misión terminó con eficacia cuando el refrigerante criogénico para los detectores de germanio corrió en mayo de 1981.
Todo el HEAO del fueron lanzados por Atlas Centaur SLV-3D desde Cabo Cañaveral .
El Experimento de Rayos Gamma Línea Espectrómetro
El instrumento HEAO “C-1” (como era conocida antes de su lanzamiento) fue un experimento cielo-encuesta, que opera en las bandas de rayos X y gamma de baja energía de rayos duros. El espectrómetro de rayos gamma fue especialmente diseñado para buscar el 511 keV de rayos gamma línea producida por la aniquilación de positrones en las estrellas, las galaxias y el medio interestelar (ISM), línea de emisión de rayos gamma nuclear que se espera de las interacciones de los rayos cósmicos en el ISM, los productos radiactivos de cósmica nucleosíntesis, y las reacciones nucleares debidas a los rayos cósmicos de baja energía. Además, un estudio cuidadoso se hizo de las variaciones espectrales y temporales de las fuentes de rayos X duros conocidos.
El paquete experimental contenía cuatro enfriado, de tipo p de alta pureza Ge detectores de rayos gamma con un volumen total de aproximadamente 100 cm3{\ displaystyle ^ {3}}, Encerrado en una gruesa (6,6 cm promedio) de cesio yoduro (CSI) de centelleo escudo en activo anti-coincidencia [2] para suprimir el fondo extraño. El experimento fue capaz de medir energías de rayos gamma que caen dentro del intervalo de energía de 0,045 a 10 MeV. El sistema detector de Ge tenía una resolución de energía inicial mejor que 2,5 keV a 1,33 MeV y una sensibilidad de línea 1.E-4 a 1.E-5 fotones / cm-s, dependiendo de la energía. parámetros experimentales principales fueron: (1) un factor de geometría de 11,1 cm cuadrados-sr, (2) el área efectiva de 75 cm ~2 {\ displaystyle ^ {2}}a 100 keV, (3) un campo de visión de ~ 30° FWHM a 45 keV, y (4) una resolución de tiempo de menos de 0,1 ms para los detectores de germanio y 10 s para los detectores de la CSI. El espectrómetro de rayos gamma operado hasta el 1 de junio de 1980, cuando su criógeno se agotó.[3] [4] La resolución de energía de los detectores de Ge estaba sujeto a la degradación (aproximadamente proporcional a la energía y el tiempo) debido a daño por radiación.[5] están disponibles en los datos primarios de la NASA HESARC[6] y en el JPL. Incluyen instrumento, órbita, y los datos de aspecto más alguna información de mantenimiento nave espacial en cintas binarios 1600-BPI. Parte de este material posteriormente está archivado en medios más modernos.[7] Se propuso el experimento, desarrollado y administrado por el Jet Propulsion Laboratory del Instituto de Tecnología de California, bajo la dirección del Dr. Allan S. Jacobson.
La composición isotópica de rayos cósmicos primarios Experimento
El experimento HEAO C-2 mide la composición relativa de los isótopos de los rayos cósmicos primarios entre berilio y hierro (Z 4-26) y las abundancias elementales hasta estaño (Z = 50). Contadores Cerenkov y hodoscopes, junto con el campo magnético de la Tierra, forman un espectrómetro. Determinaron carga y la masa de los rayos cósmicos con una precisión de 10% de los elementos más abundantes en el rango de movimiento de 2 a 25 GeV / c (c = velocidad de la luz). Dirección científica fue por investigadores principales Prof. Dr. Bernard Peters y Lyoie Koch-Miramond. La base de datos primarios se ha archivado en el Centro de Estudios Nuclearires de Saclay y el Instituto de Investigación Espacial de Dinamarca. La información sobre los productos de datos está dada por Engelman et al. 1985.[8]
El experimento de núcleos pesados
El propósito del experimento HEAO C-3 fue medir el espectro de carga de núcleos de rayos cósmicos más de la carga nuclear (Z) variar desde 17 hasta 120, en el intervalo de energía 0,3 a 10 GeV / nucleón; para caracterizar las fuentes de rayos cósmicos; procesos de nucleosíntesis, y los modos de propagación. El detector consiste en un instrumento de doble extremo de hodoscopes superiores e inferiores y tres cámaras de ionización de doble Gap. Los dos extremos se separaron por un radiater Cerenkov. El factor geométrico fue de 4 cm cuadrados-sr. Las cámaras de ionización podrían resolver cargo a 0.24 unidades de carga a baja energía y 0,39 unidades de carga a alta energía y alta contador Z. La Cerenkov podría resolver de 0,3 a 0,4 unidades de carga. Binns y col.[9] dio más detalles. Se propuso el experimento y gestionado por el Laboratorio de Radiación Espacial de la Instituto de Tecnología de California (Caltech), bajo la dirección del investigador principal el profesor Edward C. Stone, Jr., de Caltech, y el Dr. Martin H. Israel, y el Dr. Cecil J. Waddington.
Proyecto
El Proyecto HEAO 3 fue la última misión en el Observatorio Astronómico de Alta Energía serie, que fue gestionado por la NASA Centro Marshall de Vuelos Espaciales (MSFC), donde el científico del proyecto fue el Dr. Thomas A. Parnell, y el director de proyecto fue el Dr. John F. Stone. El contratista principal fue TRW.
Durante la misión prevista de 6 meses, el espectrómetro de rayos gamma de alta resolución a bordo realizó un estudio de todo el cielo para la emisión cósmica de fondo de rayos gamma estrecho para una sensibilidad de aproximadamente 10 -4 fotones / cm 2 / s sobre un rango de energía de operación de 0,05-10 MeV. Los análisis de la HEAO-3 de fondo en órbita (Wheaton et al., 1987) también encontraron ~ 130 líneas de rayos gamma detectables.
Espectrómetro
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