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

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

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

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

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

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

¿Fermi ha observado materia oscura?

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

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

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

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

¿Positrones o protones?

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

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

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

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

Francisco R. Villatoro 3 ago 2013

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

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

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

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

Cinturones de Van Allen © by Kanijoman

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Astro-F (Akari)

Información general

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 21 de febrero de 2006

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa: 955 kg

Equipo:

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

MIR-L Middle Infrared Longer Camera

Tipo de órbita: Circular

Período orbital: 96,6 minutos

Periastro: 694,5 km

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Contorno

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

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

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

Telescopio

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

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

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

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

Criostato

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

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

Instrumentos de plano focal

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

FIS: infrarrojo lejano Surveyor

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

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

Cámara de infrarrojos: IRC

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

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

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

Modo de órbita y de Control de Posición

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

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

Modo de encuesta

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

Modo de cursor

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

Periodo de observación

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

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

Los objetivos científicos

La evolución de las galaxias

Explorar protogalaxias

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

Origen y evolución de las galaxias

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

A buscar sistemas planetarios fuera del sistema solar Propia

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

Descubrir nuevos cometas

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

AKARI completado la operación

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

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

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

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

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

Astro-E antes del lanzamiento

Información general

Organización: JAXA

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

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

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

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

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

Astro-E2, rebautizado Suzaku.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

SWIFT Gamma-Ray                                      

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

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

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

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

Los objetivos científicos de la misión Swift son:

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

Para lo cual dispone de los siguientes instrumentos:

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

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

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

Iformación general

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

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

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

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

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

Instrumentos

Burst Telescopio de Alerta (BAT)

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

Telescopio de Rayos X (XRT)

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

Telescopio ultravioleta / óptico (UVOT)

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

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

Objetivos de la misión

La misión Swift tiene cuatro objetivos científicos clave:

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

Historia de la misión

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

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

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

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

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

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

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

Detecciones notables

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

STSat-1

(Science and Technology Satellite-1, KAISTSat-4, Uribyol-4)

El STSAT-1 (Ciencia y tecnología de los satélites-1), anteriormente conocido como KAISTSAT 4 (Corea del Instituto Avanzado de Ciencia

El Instituto Avanzado Coreano de Ciencia y Tecnología satélite 4 (KAISTSAT 4) es un telescopio ultravioleta en un satélite. Está financiado por el Instituto de Investigación Aeroespacial de Corea, y se puso en marcha el 27 de septiembre de 2003 [1] en una órbita de la Tierra con una altura entre 675 y 695 km. [2] [3]

NSSDCA ID: 2003-042G

Fecha: 2003-09-27 at 06:12:00 UTC

Vehículo: Kosmos-3M

Lugar lanzamiento: Plesetsk, Russia

Trajectory Description

Periapsis: 675 km.

Apoapsis: 695 km.

Periodo: 98,5 m.

Inclinación: 98,2º.

Excentricidad: 0,00142

4 KAISTSAT (Korea Advanced Institute of Science and Technology Satellite 4) es un satélite astrofísico de S-coreano que fue lanzado por un Kosmos 3 M cohete desde Plesetsk en 6:12 UT en 27 de septiembre de 2003. El satélite de 120 kg lleva un espectrógrafo de spcial UV imágenes para supervisar las nubes de gas en la galaxia. Completará una asignación del cielo completo en aproximadamente un año, mediante la exploración de una tira de un grado cada día. Además, también puede apuntar el telescopio hacia abajo a las exhibiciones aurorales de imagen.

Cinco instrumentos científicos están previstos el KAISTSAT-4. Actualmente se están diseñando un espectrógrafo de imágenes de ultravioleta lejano y un conjunto de instrumentos de plasma espacial. El espectrógrafo de imágenes hará observaciones de objetos astronómicos y superiores de la atmósfera de la tierra. La instrumentación de plasma es capaz de rápida medición de los plasmas térmicos de la magnetosfera, frío plasma ionosférico y los campos magnéticos de la tierra. Se identifican los conductores principales del sistema y las limitaciones en las cargas, así como la nave espacial. Un análisis preliminar de la misión de K-4 se ha realizado con los requisitos del sistema que se derivan de los controladores del sistema. Investigación detallada muestra que orbita heliosincrónica con una altitud aproximada de 800 km es óptima para satisfacer los requisitos identificados. También se muestran las comparaciones con otras órbitas de diferentes inclinaciones. Cuatro modos de funcionamiento y un programa diario de maniobra de la nave espacial se encuentran desde el modelo orbital sol-síncrona. Se muestra que los objetivos científicos de K-4 pueden lograrse con niveles moderados de los riesgos de diseño y operación

KAISTSAT-4, el cuarto satélite desarrollado por el Instituto avanzado de Corea de ciencia y tecnología, (FIMS, también conocido como lanza), el mismo instrumento observa auroras y sistema con alta resolución espacial y toda la información espectral. El ancho de banda FIMS, 900? 1175 A y 1335? 1750 A, incluye las líneas importantes de oxígeno atómico y emisiones Lyman-Birge-Hopfield (LBH) que proporcionan información sobre la energía del electrón precipitado asociada con auroras. Esta información se compara con mediciones in situ simultánea de keV electrones en la misma nave. Cabe señalar que estudios similares anteriores requieren una oportunidad fortuita de dos naves independientes observando la misma región al mismo tiempo. Una frecuencia de 10 Hz FIMS muestreo arroja imágenes de resolución espacial de kilómetros los que pueden utilizarse para estudiar la dinámica de la pequeña escala de auroras. Además, los efectos de la precipitación de electrones en la ionosfera son supervisados por dos conjuntos de sondas de Langmuir cilíndricas, que están orientados perpendicularmente entre sí.

Las cargas útiles STSAT-1 son FIMS (ultravioleta lejano espectrógrafo de imágenes), SST (Telescopio de estado sólido), DCS (Sistema de Recolección de Datos), NAST (sensor de ángulo estrecho de la estrella), Lanza (Espectroscopia de plasma Evolución de Astrofísica de Radiación) El STSAT- 1 fue lanzado en septiembre de 2003.

La estructura de S / C se asemeja a una caja de tamaño aproximado: 66 cm x 60 cm x 80 cm. Es estabilizado en tres ejes. Los requisitos de puntero S / C exigen una precisión de puntería de 0,5º, un conocimiento actitud de 5 minutos de arco y una firmeza de aproximadamente 5 minutos de arco / s. Además, el S / C requiere un complejo conjunto de maniobrabilidad actitud en apoyo de sus objetivos de la misión. Por lo tanto, los ADCS (determinación de actitud y Control Subsystem) se compone de cuatro giroscopios de fibra óptica (FOG), dos estrellas de precisión rastreadores (actitud de referencia inercial dentro de 10-60 segundos de arco) se refiere como NAST (Limitar sensor del ángulo de estrella), un sensor de sol gruesa y dos magnetómetros de saturación de tres ejes para detección de actitud. Bobinas torquer magnéticas se utilizan para la descarga impulso de las cuatro ruedas de reacción, así como para el control en velocidad de giro para la fase inicial después de la separación nave espacial. Un receptor GPS se utiliza para proporcionar S / posición C, la velocidad y el tiempo. Determinación de actitud se basa en un algoritmo de filtro de Kalman extendido teniendo en cuenta la deriva de polarización del giroscopio. La estructura de bus compartido emplea un bus MIL-STD-1553B modificado para comunicaciones a bordo.

El S / C cuenta con tres paneles solares, uno fijo y dos de despliegue, que proporciona una potencia de 150 W. La masa de la nave espacial es de 106 kg, potencia = 150 W, la vida de diseño de la misión es de dos años. 5) 6) 7)

Lanzamiento: Un lanzamiento de STSAT-1 en un vehículo Kosmos-3M (de Polyot) desde Plesetsk, Rusia, tuvo lugar el 27 de septiembre de 2003, junto con la carga útil BILSAT-1 DMC (Disaster Monitoring Constellation), NigeriaSat-1, y BNSCSat-1, construido a SSTL, Surrey, Reino Unido. Y con Mozhayets-4 y Larets, ambos de Rusia.

Hay cuatro modos de funcionamiento de STSAT-1 para alcanzar los objetivos científicos; estos son:

1) Modo de observación en punta (observación de las fuentes galácticas seleccionados y extendidas con FIMS durante las fases del eclipse de la órbita)

2) Modo Sky-encuesta (observación de todo el cielo, el S / C gira alrededor del eje paralelo a la hendidura de la FIMS)

3) el modo de observación Aurora (FIMS se está apuntando en la dirección del nadir en los polos norte y sur)

4) Modo Aire resplandor (FIMS se señaló una inercia con una dirección del nadir).

La nave espacial STSAT-1 está todavía en funcionamiento a partir de 2007. Sin embargo, la misión de observación periódica duró hasta octubre de 2005 – cuando se detectó un comportamiento anormal de la actitud de la nave espacial. En la fase de post misión, la nave espacial está siendo utilizada como un banco de pruebas para el control de actitud y los experimentos de comunicación.

• El LEOP (Fase de Lanzamiento y operación temprana) se completó a finales de octubre de 2003.
• Operaciones de la misión regular de cargas útiles y los instrumentos de verificación de tecnología comenzaron en enero de 2004. Antes de las observaciones de la misión de la falta de adecuación de puntería se FIMS se mide con respecto a la del sensor estelar.
• Durante el tiempo de vida de la misión, FIMS, la carga útil principal del STSAT-1, escanea la mayor parte de las líneas de visión a nuestra galaxia y algunos objetos que eran de interés científico (alrededor del 70% del cielo). 8) 9)

Complemento del sensor: (FIMS, SPP, DCS / ADAM)

FIMS (UVL espectrógrafo de imágenes) desarrolladas en un proyecto cooperativo de KAIST, KAO (Corea del Observatorio de la astronomía) y UCB / SSL (Universidad de California en Berkeley / Laboratorio de Ciencias Espaciales), PI: J. Edelstein de UCB / SSL. Nota: El instrumento FIMS también se conoce como SPEAR (Espectroscopia de plasma Evolución de Astrofísica de la radiación) en la documentación publicada de los EE.UU. 10) 11) 12) 13) 14) 15)

El objetivo de las observaciones FIMS es estudiar la materia interestelar caliente difusa en el espectro ultravioleta lejano (UVL). Los objetivos generales de la FIMS son: 1) para mapear la distribución espacial de los plasmas Galactic calientes a través de un estudio del cielo de un año, 2) para determinar los estados físicos de la materia interestelar caliente como superburbujas y remanentes de supernova con agudas observaciones, y 3) probar los modelos actualmente disponibles para la evolución galáctica.

El instrumento permite el mapeo detallado de la distribución espacial de los plasmas calientes galácticos y la determinación de los estados físicos de los asuntos interestelares caliente, así como la detección de las diversas líneas de emisión de la atmósfera superior de la tierra. FIMS emplea un paso de banda dual (900-1175 y 1335-1750 Ä Ä), alta resolución espectral (1,5 A y 2,5 A, respectivamente) espectrógrafo de imágenes con un 8º x 5 ‘FOV (campo de visión) y una resolución angular de 5 minutos de arco. FIMS es sensible a los flujos de líneas de emisión que son más débiles que cualquier detección previa en un orden de magnitud. Los datos de observación permiten la determinación del estado de equilibrio térmico y la ionización en plasmas Galactic calientes.

El Telescopio Espacial Spitzer (SST por sus siglas en inglés) (conocido inicialmente como Instalación de Telescopio Infrarrojo Espacial o SIRTF de sus siglas en inglés), es un observatorio espacial infrarrojo, el cuarto y último de los Grandes Observatorios de la NASA. Otros telescopios espaciales en el infrarrojo que han precedido al Spitzer fueron los telescopios IRAS e ISO.

Está encuadrado en el Programa de Grandes Observatorios de la NASA. Es una pieza clave en el programa para la “Búsqueda Astronómica de los Orígenes del Universo”. Consta de tres instrumentos diseñados para captar el espectro del infrarrojo, longitudes de onda de entre 3 y 180 micras: una cámara de infrarrojos, un espectrógrafo de  infrarrojos y un fotómetro de multibanda.

Fue lanzado el 25 de agosto de 2003 desde el Centro Espacial Kennedy usando como vehículo un Delta II. Mantiene una órbita heliocéntrica similar a la de la Tierra, pero que lo aleja de nuestro planeta a razón de unos 15 millones de kilómetros por año. Spitzer va equipado con un telescopio reflector de 85 cm de diámetro. La vida útil del telescopio Spitzer viene limitada, como en otros telescopios infrarrojos espaciales, por la tasa de evaporación del helio líquido que se utiliza como refrigerante. Inicialmente se esperaba que el helio durase un mínimo de 2,5 años y un máximo de 5. El helio líquido se agotó el 15 de mayo de 2009, lo que supone una duración de más de 5,5 años. Actualmente (agosto de 2009) Spitzer sigue operando en una misión extendida, la Spitzer Warm Mission, en la que el telescopio se enfría pasivamente, sin necesidad de refrigerante, hasta -246 grados Celsius.

El costo total de la misión se ha estimado en 670 millones de dólares. Entre los retos tecnológicos de esta misión se encontraba la realización del espejo principal de Berilio.

http://www.mdscc.nasa.gov/?Section=Misiones&Id=13

Datos técnicos

• Fecha de lanzamiento: 25 de agosto 2003
• Vehículo/lugar de lanzamiento: Delta 7920h elv / kennedy space center
• Duración estimada: 2.5 años (mí­nimo); 5+ años
• Órbita: heliocéntrica siguiendo a la Tierra.
• Longitudes de onda: 3 – 180 micras
• Telescopio:85 cm de diámetro (33.5 pulgadas), f/12 berilio ligero, enfriado a menos de 5.5 k.
• Lí­mite de difracción:6.5 micras
• Capacidades científicas: imagen / fotometrí­a, 3-180 micras
• Espectroscopía, 5-40 micas
• Espectrofotometrí­a, 50-100 micras
• Seguimiento planetario:1 arcsec / seg
• Criogeno/volumen:Helio líquido/ 360 litros (95 galones)
• Masa en lanzamiento: 950 kg (2094 lb)

Manteniendo la tradición de la NASA, el telescopio fue renombrado después de su demostración de operación exitosa, en 18 de diciembre de 2003. A diferencia de la mayoría de los telescopios, que son nombrados por un panel de científicos, el nombre de éste fue obtenido de un concurso abierto sólo a niños. El nombre final proviene del Dr. Lyman Spitzer, Jr., considerado uno de los científicos más influyentes del siglo XX y uno de los primeros impulsores de la idea de telescopios espaciales proponiendo esta posibilidad en los años 40.

Con el Spitzer se quiere estudiar objetos fríos que van desde el sistema solar exterior hasta los confines del universo. Este telescopio constituye el último elemento del programa de Grandes Observatorios de la NASA, y uno de los principales elementos del Programa de Búsqueda Astronómica de los Orígenes (Astronomical Search for Origins Program). El telescopio contiene tres instrumentos capaces de obtener imágenes, realizar fotometría en el rango de 3 a 180 micras y obtener espectros de gran resolución en el rango de 5 a 100 micras.

En mayo del 2007 obtuvo datos sobre un diminuto planeta al que se denominó HD14026b, el planeta extrasolar era el más caliente registrado hasta ese momento con 3700 °C en superficie.¹

En agosto del 2008 detectó una inmensa cantidad de vapor de agua dentro de un sistema estelar en formación llamado NGC 1333-IRAS 4B. El vapor procedente de la nube central del sistema cae sobre un disco de polvo estelar del que surgirían los planetas y cometas. Este sistema crece dentro de su núcleo frío de gas y polvo. El director del estudio Dan M. Watson,² de la Universidad de Rochester, en Nueva York dijo: “por primera vez estamos viendo cómo llega el agua hasta el lugar en el que se formarían los planetas”.³

El telescopio espacial Spitzer es el telescopio más grueso y infrarrojo lanzado por la NASA.
Estas longitudes de ondas que no pueden ser observadas útilmente desde el suelo, sólo un objeto por fuera de la atmósfera, enfriado criogénicamente puede efectuar observaciones útiles.
Este satélite es semejante al telescopio espacial ISO lanzado por el ESA en 1995 y cuya vida útil fue de 28 meses.

Antes de su lanzamiento, fue nombrado SIRTF para Space Infrared Telescope Facility pero ha sido renombrado Spitzer, del nombre de científico americano, Lyman Spitzer. Puede observar y detectar brillo infrarrojo emitido por objetos a longitudes de onda entra tres y cien sesenta micrómetros.

Podrá hacer aproximadamente 100.000 observaciones durante su vida, cuya previsión es de 5 años.
Su órbita única le permitirá utilizar las temperaturas frías de el espacio para su enfriamiento (además de estar abastecido por 400 litros de helio líquido) y sus tableros solares le aportarán la energía y le protegerá de emisiones solares (radiaciones y partículas).

Los nuevos instrumentos muy sensibles del telescopio permitirán perforar el espacio que es oscurecido por nubes de gas, las nubes interestelares que bloquean los telescopios que funcionan en el dominio visible.

Ya anuncia nuevos datos respecto a la formación de los planetas así como sobre objetos fríos tal como las enanas morenas, y las galaxias infrarrojas, los asientos de formación de estrella muy intensa.

El telescopio de Spitzer es un reflector de peso ligero tipo Ritchey-Chrétien. Pesa menos de 50 kg y está diseñado para operar a una temperatura extremadamente baja. El telescopio tiene una apertura de 85 cm de diámetro. Todas sus partes, excepto los soporte de los espejo, están hechas de berilio ligero. El berilio es un material muy fuerte que trabaja bien en la construcción de telescopios espaciales infrarrojos, porque tiene un calor específico bajo a muy bajas temperaturas. El telescopio está sujetado a la parte superior del caparazón enfriado por vapor del criostato, el cual mantiene los instrumentos de ciencia muy fríos.

El espejo primario de 85 cm de diámetro está diseñado para operar a temperaturas de 5.5 k, con un error en el frente de onda de menos de 0.07 ondas. El telescopio spitzer tiene un diseño ritchey-chretien y permitirá alcanzar el límite de difracción a longitudes de onda de más de 6.5 micras.

La filosofía del diseño del telescopio está basada en los siguientes puntos:

• Maximizar el uso de materiales con una razón de dureza/densidad muy alta, conductividad térmica elevada, y calor específico criogénico bajo.
• Construir el telescopio entero del mismo material para prevenir complicaciones por expansión térmica, y hacer el montaje del telescopio tan estable dimensionalmente como sea posible.
• Seleccionar una configuración que minimice el tamaño de los elementos mayores del montaje del telescopio.
• Intentar exhaustivamente el diseño más simple posible para minimizar el número de partes, logrando así reducir el tiempo y costo de diseño, fabricación e integración.

El spitzer se ha diseñado para ver el cielo en la franja de infrarrojos. Desde el espacio, llega muy poca energí­a térmica de objetos distantes a la Tierra (exceptuando la procedente del sol). Por lo tanto, para examinar el cielo de infrarrojos se debe contar con un telescopio muy sensible y con detectores a muy bajas temperaturas.

Cerca de un 80% del tiempo de observación de Spitzer estará disponible a la comunidad científica en general, a través de un concurso de propuestas de observación organizado por el Centro Científico Spitzer.

Spitzer determinará la estructura y composición de los discos de polvo y gas que rodean a las estrellas cercanas. Los discos proto-planetarios de polvo y gas y los discos de polvo de “segunda generación,” un estado de evolución posterior en el que la mayor parte del gas ha desaparecido, se cree que forman parte del proceso de formación de sistemas planetarios. Mediante la observación de estos discos en varios estados de evolución, Spitzer podrá estudiar la transformación de una nube de polvo y gas sin estructura en un sistema planetario.

El Montaje Criogénico del Telescopio de Spitzer (CTA por sus siglas en Inglés), consiste de cuatro partes principales: Un criostato de helio superfluido, un telescopio Ritchey-Chretien de peso ligero de 85cm, un conjunto de caparazones exteriores, y una cámara de alojamiento de múltiples instrumentos, la cual aloja los instrumentos de ciencia. Todo lo que está frío, es parte del CTA. El CTA está montado mecánicamente, pero térmicamente aislado de la nave espacial, por medio de vigas y sostenes, así como de escudos protectores contra radiación térmica. El arreglo de paneles solares y escudos protectores de la nave espacial, bloquean al CTA del sol y de los demás componentes de la nave espacial en todo momento, ayudando a mantener al CTA tan frío como sea posible.

La nave espacial de Spitzer se refiere a la porción tibia del observatorio, incluyendo el montaje de Paneles Solares, el vehículo de la nave espacial, y los componentes montados en el vehículo que proveen las funciones de ingeniería del observatorio. Estos componentes incluyen: Los arreglos solares, la unidad de comando y manejo de datos, el sub-sistema de control a reacción, el sub-sistema de telecomunicaciones, el suministro de energía y el programa de computación de vuelo
Instrumentos de Spitzer

La Cámara de Arreglo Infrarrojo de Spitzer

La Cámara de Arreglo Infrarrojo (IRAC, por sus siglas en Inglés) es uno de los tres instrumentos de ciencia de Spitzer, y provee una capacidad de imagen a longitudes de onda en el cercano y mediano infrarrojo. Esta es una cámara con fines múltiples y generales que será usada por observadores de Spitzer para una amplia variedad de programas astronómicos de investigación.

IRAC es una cámara de 4 canales que provee imágenes simultaneas de 5.12 por 5.12 minutos de arco a 3.6, 4.5, 5.8 y 8 micras. Cada uno de los 4 arreglos de detectores en la cámara tiene un tamaño de 256 por 256 pixeles. IRAC usa dos conjuntos de arreglos de detectores. Los dos canales de corta longitud de onda son captados por detectores hechos de indio y antimonio. Los canales de larga longitud de onda usan detectores de silicio que han sido especialmente tratados con arsénico. La única parte móvil en IRAC era originalmente el obturador de la cámara, mas éste realmente permanece abierto todo el tiempo.

El Espectrógrafo Infrarrojo de Spitzer

El Espectrógrafo Infrarrojo (IRS, por sus siglas en Inglés), es uno de los tres instrumentos a bordo de Spitzer y provee espectroscopía de alta y baja resolución a longitudes de onda en el mediano infrarrojo. Los espectrómetros son instrumentos que dispersan la luz en sus longitudes de onda constituyentes, creando espectros. Con estos espectros, los astrónomos pueden estudiar las líneas de absorción y emisión, las cuales son como huellas de átomos y moléculas.

El IRS tiene 4 módulos separados: Uno de baja resolución, de corta longitud de onda, cubriendo el intervalo entre 5.3 y 14 micras; otro de alta resolución, también de corta longitud de onda, cubriendo entre 10 y 19.5 micras; uno de baja resolución, de larga longitud de onda para observaciones entre 14 y 38 micras; y uno más de alta resolución, de larga longitud de onda para observaciones entre 19 y 37 micras. Cada módulo tiene su propia rendija de entrada para permitir el paso de luz infrarroja. Los detectores son arreglos de 128 por 128. Los detectores de silicio de longitud de onda más corta son tratados con arsénico, los detectores de silicio de longitud de onda más larga son tratados con antimonio.

El IRS consiste de dos partes físicamente separadas: Los ensamblajes fríos, los cuales están localizados en la cámara de alojamiento de múltiples instrumentos de Spitzer, y las partes electrónicas tibia las cuales están localizadas en el vehículo de la nave espacial de Spitzer. ¡El IRS no tiene partes móviles!

El Fotómetro de Imágenes en Multibanda de Spitzer

El Fotómetro de Imágenes en Multibanda del Spitzer (MIPS, por sus siglas en Inglés) es uno de los tres instrumentos científicos que volarán a bordo del Observatorio y proveerá imágenes y espectroscopía limitada a longitudes de onda en el lejano infrarrojo. Tiene tres arreglos de detectores. Un arreglo de 128 por 128 para imágenes a 24 micras está compuesto de silicio, especialmente tratado con arsénico. Otro arreglo de 32 por 32 para imágenes a 70 micras, y un arreglo más de 2 por 20 para imágenes a 160 micras, usan ambos germanio, tratado con galio. El arreglo de 32 por 32 también tomará también espectros desde 50 a 100 micras. El campo visual de MIPS varía desde 5 por 5 minutos de arco a la más corta longitud de onda hasta 0.5 por 5 minutos de arco a la más larga longitud de onda.

Los tres arreglos, los calibradores, el espejo de escaneo, y partes ópticas constituyen la porción criogénica del MIPS. Todo este montaje está situado en la cámara de instrumentos fríos de Spitzer. Además, el MIPS y el IRS comparten la electrónica tibia que controla su operación. La única parte móvil en MIPS es un espejo de escaneo usado para hacer más eficiente la observación de grandes áreas en el cielo.

10 años del Spitzer

« en: 24 de Agosto de 2013, 13:36:03»

10 años del Spitzer

Para celebrar los 10 años en el espacio del Telescopio Espacial Spitzer, la NASA ha publicado una galería de imágenes tomadas por el observatorio infrarrojo más grande que jamás se haya lanzado.

Lanzado el 25 de agosto 2003 desde Cabo Cañaveral con un cohete Delta 2, el satélite Spitzer ( que en un primer tiempo llevó el nombre de SIRTF para Space Infrared Telescope Facility) ha observado en diez años cometas, asteroides, planetas y galaxias.

Entre sus principales descubrimientos podemos destacar la detección de un anillo adicional enorme pero discreto alrededor de Saturno, la primera observación directa de la luz de un exoplaneta distante (55 Cancri) y la determinación de la composición del cometa Tempel 1, después de la mision  Deep Impact.

Habiendo agotado sus reservas de helio líquido en 2009, Spitzer ha pasado a una mision en fase “caliente” con disminución de sus capacidades de observación, pero siendo aún científicamente productivo.

En octubre proximo, por ejemplo, Spitzer observara el asteroide 2009 DB para especificar su tamaño y ver si es compatible con el proyecto de EE.UU. de capturar y desviar un asteroide en 2025.

Galeria del Spitzer: http://www.nasa.gov/mission_pages/spitzer/multimedia/gallery/gallery-index.html#lowerAccordion-set1-slide8

Dos fotos del lanzamiento del SIRTF/Spitzer, hace diez años

El cohete Delta II que transporta el telescopio ha sido lanzado esta mañana en Cabo Cañaveral.