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.

Microvariability and Oscillations Of STars ó MOST es un observatorio espacial de Canadá lanzado el 30 de junio de 2003 mediante un cohete Rokot desde el cosmódromo de Plesetsk.

La misión de MOST es medir las variaciones de luz en las estrellas para buscar exoplanetas y realizar estudios heliosismológicos.

El satélite porta un telescopio de 15 cm de apertura y tecnología canadiense para un control muy preciso de la posición de la nave. También va equipado con un transmisor de radioaficionado.

No confundir con: “Mandar un antiguo satélite espía del Pentágono a la órbita de Marte para llevar a cabo observaciones científicas. Dicho así, parece una locura, pero eso precisamente en lo que consiste la propuesta MOST (Mars Orbiting Space Telescope). ¡Un telescopio espacial como el Hubble alrededor del planeta rojo!”

El Microvariabilidad y Oscilaciones de Estrellas telescopio, más conocido simplemente como MOST, es Canadá primera ‘s telescopio espacial. Hasta casi 10 años después de su lanzamiento también fue el telescopio espacial más pequeño en órbita (por la que sus creadores lo apodaron el “telescopio espacial Humble”, en referencia a uno de los más grandes, el Hubble). ^[2] MOST es el primer nave espacial dedicada al estudio de asterosismología, seguido posteriormente por las ya finalizadas- COROT y Kepler misiones. También fue el primer satélite científico canadiense lanzado desde ISIS II, 32 años antes.

Datos principales:

Vehículo de lanzamiento

Rokot

Sitio de lanzamiento

Cosmódromo de Plesetsk

Aplicación

Observatorio espacial

Masa

66 kg

Dimensiones

65 cm x 65 cm x 30 cm

NSSDC ID

2003-031D

Sitio web

http://www.astro.ubc.ca/MOST/

Elementos orbitales

Inclinación

98,7 grados

Período orbital

101,4 minutos

Apoastro

834 km

Periastro

818 km

Equipamiento

Instrumentos principales (Telescopio de 15 cm de apertura)

Tipo                                 Maksutov catadióptrico

Diámetro                         15 cm (5,9 pulgadas)

Longitud focal                88,2 cm (34,7 pulgadas)

Las longitudes de onda 350-750 nm ( luz visible

Como su nombre indica, su misión principal es controlar las variaciones en la luz de la estrella, lo que lo hace mediante la observación de un solo objetivo durante un largo periodo de tiempo (hasta 60 días). Por lo general, los telescopios espaciales más grandes no pueden permitirse el lujo de permanecer enfocados en un solo objetivo durante tanto tiempo debido a la demanda de sus recursos.

A los 53 kg (117 libras) de 65 cm (26 pulgadas) de ancho y alto y 30 cm (12 pulgadas) de profundidad, es el tamaño y el peso de un pequeño pecho o una maleta extra-grande llenado de la electrónica. Esto lo coloca en la categoría de  microsatélite.

MAS fue desarrollado como un esfuerzo conjunto de la Agencia Espacial Canadiense, Dynacon Enterprises Limited (ahora microsatélites Sistemas Canada Inc), el Laboratorio de Vuelos Espaciales (SFL) en la Universidad de Toronto Instituto de Estudios Aeroespaciales y la Universidad de la Columbia Británica. Conducido por el investigador principal Jaymie Matthews, el plan del equipo de ciencia más es el uso de las observaciones de la mayoría de usar asterosismología para ayudar a la fecha de la edad del universo, y para buscar firmas de luz visible de planetas extrasolares.

Las características más un instrumento ^[3] que comprende una de doble luz visible CCD de la cámara, alimentada por una de 15 cm de apertura Maksutov telescopio. Un CCD recoge imágenes de la ciencia, mientras que el otro proporciona imágenes utilizadas por el software de estrella de seguimiento que, junto con un conjunto de cuatro ruedas de reacción (volantes motorizados controlados por ordenador que son similares a los giroscopios) mantienen apuntando con un error de menos de 1 de arco segundo, mejor, de lejos, señalando que cualquier otro microsatélite hasta la fecha.

El diseño del resto del MOST fue inspirada y basada en diseños de bus de microsatélites por primera vez por AMSAT, y trajo por primera vez a la viabilidad comercial de la empresa de microsatélites SSTL (con sede en la Universidad de Surrey, en el Reino Unido); durante las primeras etapas de desarrollo de MOST, el grupo central de AMSAT diseñadores de satélites de microsatélites aconsejado y guiado el equipo de diseño de satélite MOST, a través de una disposición de transferencia de know-how con UTIAS. Este enfoque de diseño del satélite se caracteriza por hacer uso de la electrónica de calidad comercial, junto con un “pequeño equipo”, “principios de prototipos enfoque de desarrollo de la ingeniería” bastante diferente de la utilizada en la mayoría de los otros programas espaciales de ingeniería, para lograr un costo relativamente muy bajos: costo del MOST ciclo de vida (diseño, construcción, puesta en marcha y operar) es menos de $ 10 millones en fondos canadienses (unos 7 millones de euros o 6 millones de dólares, al tipo de cambio al momento del lanzamiento).

El desarrollo del satélite fue gestionado por la Agencia Espacial Canadiense Espacio Poder Ciencia ‘s, y fue financiado bajo el Programa de pequeñas cargas útiles; sus operaciones son en la actualidad (a partir de 2012), gestionado por la exploración espacial Rama de la CSA. Es operado por SFL (donde se encuentra la estación de tierra más primario) en conjunto con Microsat Sistemas Canada Inc. (ya que la venta de la división espacial de Dynacon con el MSCI en 2008). A partir de diez años después de su lanzamiento, a pesar de los fracasos de dos de sus componentes (una de las cuatro ruedas de reacción y una de las dos tarjetas driver CCD), el satélite sigue funcionando bien, como resultado de tanto en curso de software de a bordo actualizaciones, así como redundancia de hardware integrado, lo que permite mejoras en el rendimiento y para volver a configurar las unidades de hardware en torno fallidos.

En 2008, el satélite Equipo del Proyecto MAS obtuvo el premio Alouette la Aeronáutica y del Espacio de Canadian Institute, ^{[4] [5]} que reconoce las contribuciones sobresalientes a avance de la tecnología espacial canadiense, las aplicaciones, la ciencia o la ingeniería.

Cese de las operaciones de financiación por la CSA

El 30 de abril de 2014, la Agencia Espacial Canadiense anunció que la financiación continúe operando la mayoría se retiró el 9 de septiembre de 2014, ^[6] , aparentemente como resultado de los recortes de fondos al presupuesto de la Agencia Espacial Canadiense por el gobierno de Harper, ^[7] a pesar el hecho de que el satélite sigue siendo plenamente operativo y capaz de tomar en curso observaciones científicas. PI Jaymie Matthews respondió diciendo que “se tendrá en cuenta todas las opciones para mantener el satélite en órbita, y que incluye una apelación directa al público.”

Operaciones actuales

En octubre de 2014, el MOST fue adquirida por satélite Sistemas de microsatélites Canada Inc. (MSCI), que ha operado el satélite desde su lanzamiento en 2003. Los ingenieros MSCI han hecho un seguimiento de la salud del satélite en los últimos años y se han realizado numerosas mejoras en el software. MSCI ha comenzado la operación comercial del satélite y ofrece una variedad de usos potenciales, incluyendo la continuación de la misión más originales en colaboración con el Dr. Matthews, sino también otros estudios planetarios, control de actitud algoritmo de sistema de I + D, y la observación de la Tierra. MSCI es también el contratista principal de la nave espacial NEOSSat.

Descubrimientos

El equipo más ha reportado una serie de descubrimientos. En 2004 se informó que la estrella Procyon no oscila en la medida en que se esperaba, ^[8] aunque esto ha sido discutido. En 2006 observaciones revelaron una clase hasta ahora desconocido de estrellas variables, el “poco a poco pulsante supergigantes B” (SPBsg).^[9] En 2011, los tránsitos MOST detectados por exoplaneta 55 Cancri e de su estrella principal, basado en dos semanas de fotométrica casi continuo monitoreo, confirmando una detección más temprana de este planeta, y permitiendo que las investigaciones sobre la composición del planeta. Otros informes de descubrimientos se enumeran en la página de ciencia más en la Universidad de Columbia Británica.

Es el primer satélite científico canadiense puesto en órbita y totalmente concebido y construir por Canadá. MOST es un pequeño telescopio dedicado únicamente al astero sismología, es decir al estudio de las vibraciones que sacuden las estrellas. El interés en estudiar tales vibraciones es grande ya que permite conseguir informaciones sobre la estructura interna de una estrella, pues, sobre sus dimensiones, su masa y sus constituyentes. El proyecto es iniciado en 1996 por el investigador Slavek Rucinski de Centro de investigación en Tecnologías de la Tierra y del Espacio de Ontario, Jaymie Matthews y Tony Moffat. De la talla y de la forma de una maleta gruesa, el satélite pesa sólo 54 kilogramos y es dotado de un telescopio extremista perfeccionado de a pena de 15 centímetros de diámetro. Sin embargo, es diez veces más sensible que el telescopio espacial Hubble para detectar las variaciones minúsculas de luminosidad de las estrellas debidas a las vibraciones que sacuden su superficie.

Puede así pasar 60 días observando continuo la misma estrella. Su vida útil debería ser de 5 a 10 años. Primer descubrimiento superior es hecho en 2004 concierne a Procyon, de estrellas las más estudiadas por los astrónomos. Mientras que se esperamos a ver el astro vibrar, comprobamos que no es nada. Esto contradice 20 años de teorías y de observaciones que fuerzan así a los astrofísicos a repensar sus modelos sobre las estrellas. En 2005, MOST observa para ella primera vez un planeta gigante que órbita si cerca de su estrella huésped que ésta se ve forzada a sincronizar su rotación con planeta.

Comúnmente, son los planetas que sincronizan su rotación con su estrella.

Galaxy Evolution Explorer (GALEX, Explorador de la Evolución Galáctica) fue un observatorio espacial de la NASA lanzado el 28 de abril de 2003 a bordo de un cohete Pegasus y dedicado a observar galaxias en longitudes de onda ultravioleta. La misión fue dirigida desde el Instituto de Tecnología de California.

El objetivo de GALEX fue estudiar la evolución y cambios que se producen en las galaxias, así como los procesos de formación estelar en las primeras etapas del Universo, hasta hace unos 10.000 millones de años.

GALEX, que pesa unos 280 kg, fue situado en una órbita de unos 690 km de altura, con una inclinación orbital de 29 grados. Utiliza un único telescopio de tipo Richey-Chretien y 50 cm de apertura que dirige la luz hacia dos detectores de 65 mm de diámetro, uno para observar en el ultravioleta cercano (sensible a longitudes de onda de entre 175 y 280 nanómetros) y el otro para el ultravioleta lejano (entre 135 y 175 nanómetros). El observatorio sólo toma datos científicos cuando se encuentra en el lado nocturno de su órbita (cuando está a la sombra de la Tierra). La duración nominal de la misión era de 29 meses, periodo tras el cual la duración de la misión fue extendida.

El observatorio envió los datos en banda X y la telemetría en banda S a las estaciones terrestres situadas en Hawaii y Dongara (Australia).

El 28 de junio de 2013 la NASA anunció la conclusión de la misión del GALEX tras 10 años de operación.

Especificaciones

• Masa total: 280 kg
• Órbita: circular a 690 km de altura, 29 grados de inclinación orbital.
• Alimentación: paneles solares con una salida máxima de 290 vatios.
• Control de posición: estabilizado en los tres ejes mediante dos sistemas de giroscopios y cuatro volantes de inercia.

Finalmente la NASA ha decidido poner fin a la misión, tal y como se puede leer en NASA Decommissions Its Galaxy Hunter Spacecraft.

Durante este tiempo GALEX, el Explorador de la Evolución Galáctica, ha descubierto cosas como anillos de estrellas nuevas alrededor de viejas galaxias muertas, ha ayudado a confirmar lo que es la energía oscura, por citar algunos ejemplos, y ha permitido localizar galaxias durante su paso desde su juventud a su madurez que no se habían visto nunca antes.

En total ha observado varios cientos de millones de galaxias a través de unos 10.000 millones de años; una peculiaridad de su modo de funcionamiento era que sólo realizaba sus observaciones cuando estaba a la sombra de la Tierra, donde era de noche.

En GALEX – Image Gallery hay unas cuantas imágenes de las que ha generado, aunque los científicos aún tardarán años en acabar de analizar todos los datos conseguidos por este telescopio.

La nave en si se calcula que aun seguirá en órbita otros 65 años antes de caer a la atmósfera.

Las observaciones de GALEX están diciendo a los científicos cómo las galaxias, las estructuras básicas de nuestro Universo, evolucionan y cambian. Además, las observaciones de GALEX están investigando las causas de la formación de estrellas durante un período en que la mayor parte de las estrellas y los elementos que vemos hoy tuvo sus orígenes.

Dirigido por el Instituto de Tecnología de California, GALEX está llevando a cabo varios estudios del cielo, primera en su tipo, incluyendo un galáctico adicional (más allá de nuestra galaxia) ultravioleta de todo el cielo. Durante su misión GALEX se producirá el primer mapa completo de un Universo de galaxias en construcción, que nos acerca a la comprensión de cómo se formaron las galaxias como nuestra Vía Láctea.

GALEX también es la identificación de los objetos celestes para su posterior estudio de las misiones en curso y futuras y los datos de GALEX ahora se llena un gran archivo, sin precedentes a disposición de toda la comunidad astronómica y para el público en general.

Los científicos les gustaría entender cuando se formaron las estrellas que vemos hoy en día y los elementos químicos que componen la Vía Láctea. Con sus observaciones ultravioletas, GALEX está llenando en una de las piezas clave de este rompecabezas.

31 de Mayo de 2005 13:37 ET

MINNEAPOLIS, MN – Un telescopio diseñado para estudiar las galaxias se está acelerando estallidos estelares dramáticos de forma gratuita. También ve el asteroide de vez en cuando, vía satélite, y un surtido de desechos espaciales.

El Galaxy Evolution Explorer (GALEX) telescopio espacial ultravioleta se puso en marcha en 2003 para investigar cómo evolucionan las galaxias. La radiación ultravioleta (UV) la banda de ondas se pensaba que era una región más bien moderada del espectro electromagnético.

“[GALEX] está descubriendo que el cielo ultravioleta no es tan tranquilo”, dijo Barry Welsh, de la Universidad de California, Berkeley, en una conferencia de prensa en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana en la actualidad.

Welsh presentó algunos de los eventos de 84 “locales” que el telescopio ha sido testigo por casualidad, incluyendo las llamaradas, explosiones y rayas de movimiento rápido.

“Todos estos objetos son un bono para los astrónomos, ya que las observaciones provienen libre cuando el telescopio está dirigido a las galaxias distantes”, dijo Welsh.

El telescopio tiene un amplio ángulo de visión – grados y medio de diámetro, que es aproximadamente tres lunas llenas de ancho. Con tanto del cielo siendo observados, el satélite no puede dejar coge fenómenos astrofísicos adicionales.

Entre estos eventos al azar son “nudistas cósmicos” – que pueden ser causadas por asteroides, satélites o restos flotantes espacio generado por los humanos pasar con velocidad delante del telescopio.

“Los científicos generalmente tiran todas estas cosas, porque la suciedad encima de sus datos”, dijo Welsh.

Pero a diferencia de las cámaras habituales en otros telescopios, GALEX tiene contadores de fotones, que registran la hora de llegada y la dirección de los paquetes individuales de luz. Streakers y otros indeseables se separan fácilmente de los datos específicos.

Walsh mostró varias películas en el tiempo transcurrido desde el recuento de fotones de GALEX. Una mostraba cinco piezas de espacio de los escombros voladores en la formación sobre el telescopio. Otro fue del Kallisto asteroide conocido.

Científicamente más interesantes fueron las observaciones de estrellas distantes que iluminaron a causa de un brote. Estas enormes erupciones en la superficie de una estrella pueden durar un par de minutos y por lo general causar aumento de 100 veces en la potencia de UV de la estrella.

Alrededor de una vez cada dos meses, GALEX ha detectado un brote de apagarse. Un evento, que tuvo lugar el 24 de abril de 2004, fue el mayor brote jamás registrado en la luz UV. El GJ 3685A estrella de repente se convirtió en 10.000 veces más brillante – casi la sobrecarga del telescopio.

Esta llamarada, que duró 20 minutos, fue de aproximadamente un millón de veces más energía que las llamaradas de nuestro sol. El GJ 3685A estrella, que está a 45 años luz de nosotros, es una vieja, pequeña estrella – llamada enana roja. Estas estrellas – a veces se refiere como “las estrellas de bengala – pueden entrar en erupción tan a menudo como cada pocas horas.

El satélite registra la evolución de las bengalas con una resolución temporal de 5 centésimas de segundo. Al igual que varios de los otros bengalas en el conjunto de datos de GALEX, el evento GJ 3685A era en realidad dos bengalas – uno tras poco después de la otra.

Walsh y sus colegas están recopilando estas bengalas GALEX fortuitas para estudios futuros.

La NASA elimina del servicio su nave espacial cazadora de galaxias

La NASA ha apagado su explorador de evolución galáctica (Galaxy Evolution Explorer – GALEX) después de una década de operaciones en la que se utilizó la visión ultravioleta del telescopio espacial para estudiar cientos de millones de galaxias a través de 10.000 millones de años de tiempo cósmico.

“GALEX es un logro sorprendente”, dijo Jeff Hayes, ejecutivo del programa GALEX de la NASA en Washington. “Esta pequeña misión exploradora ha realizado mapas y estudiado galaxias en la luz ultravioleta que no podemos ver con nuestros propios ojos, a través de gran parte del firmamento”.

Arriba aparece una imagen de GALEX de la galaxia NGC 4736 en luz ultravioleta. Esta galaxia está ubicada a 17 millones de años luz en la constelación Canes Venatici.

La nave espacial permanecerá en órbita durante al menos 65 años, luego caerá a la Tierra y se quemará al volver a entrar en la atmósfera. GALEX cumplió con sus objetivos principales y la misión se ha extendido tres veces antes de ser cancelada.

Entre lo más destacado de la década de exploraciones del firmamento de la misión se incluye:

• Descubrimiento de una gigantesca cola similar a un cometa detrás de una estrella veloz llamada Mira;
• Captura de un agujero negro “con las manos en la masa” en el momento en que absorbía una estrella;
• Hallazgo de gigantes anillos de estrellas nuevas alrededor de galaxias viejas y muertas;
• Confirmación independiente de la naturaleza de la energía oscura; y
• Descubrimiento de un eslabón perdido en la evolución de las galaxias, la transición de jóvenes a viejas de las galaxias adolescentes.

Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer

Representación artística de SAMPEX

Organización: NASA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 3 de julio de 1992

Vehículo de lanzamiento: Scout

Sitio de lanzamiento: Vandenberg

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 158 kg

NSSDC ID: 1992-038A

Inclinación: 81,6 grados

Período orbital: 93,6 minutos

Apoastro: 490 km

Periastro: 423,7 km

• Perigeo: 520 km
• Apogeo: 670 km
• Inclinación orbital: 82 grados
• Longitud: 1,5 m
• Diámetro máximo: 0,86 m

Instrumentos principales

HILT (Heavy Ion Large Area Proportional Counter Telescope)

LEICA (Low Energy Ion Composition Analyzer)

MAST (Mass Spectrometer Telescope)

PET (Proton/Electron Telescope)

Solar Anomalous and Magnetospheric Particle Explorer (SAMPEX) es un satélite artificial de la NASA lanzado el 3 de julio de 1992 y diseñado para estudiar la energía, composición y carga de cuatro tipos diferentes de partículas provenientes de más allá de la Tierra:

• Rayos cósmicos galácticos (originados en supernovas dentro de la Vía Láctea)
• Rayos cósmicos anómalos (producidos en el gas interestelar que rodea al sistema solar)
• Partículas energéticas solares
• Electrones magnetosféricos (partículas del viento solar atrapadas por el campo magnético terrestre)

SAMPEX es la primera misión del programa Small Explorer de la NASA. Sus observaciones van dirigidas a proporcionar nuevos datos sobre la abundancia cósmica de elementos y sus isótopos, la composición del gas interestelar local, la composición solar y los mecanismos responsables del calentamiento de la atmósfera solar, y la transferencia de energía mediante electrones a las capas altas de la atmósfera terrestre.

Sistemas

El satélite mantiene su posición gracias a sus sensores solares y estelares y a un magnetómetro. La alimentación eléctrica la proporcionaban dos paneles solares desplegables constituidos por células solares de arseniuro de galio, produciendo un total de 102 vatios de potencia media. Para los momentos de eclipse el satélite lleva un par de baterías de níquel–cadmio con una capacidad de 9 amperios-hora. El control térmico se produce de manera pasiva. Las comunicaciones tienen lugar a través de dos antenas omnidireccionales alimentadas por transpondedores de 5 vatios que transmitían en banda S.

Instrumentos

• HILT (Heavy Ion Large Area Proportional Counter Telescope): mide la energía de los iones pesados en el rango de 8 a 220 MeV/nucleón para el oxígeno.
• LEICA (Low Energy Ion Composition Analyzer): mide iones magnetosféricos y solares en el rango de 0,5 a 5 MeV
• MAST (Mass Spectrometer Telescope): mide la composición isotópica de elementos desde el litio al níquel en el rango de 10 MeV a varios cientos de MeV.
• PET (Proton/Electron Telescope): complementa a MAST midiendo el espectro de energía y la composición relativa de protones en el rango de 18 a 250 MeV y de núcleos de helio en el de 18 to 350 MeV/núcleo. También mide el espectro energético de las erupciones solares y de electrones de entre 0,4 a 30 MeV.

Referencias

Wade, Mark (2008). SAMPEX en Encyclopedia Astronautica «SAMPEX» (en inglés). Consultado el 10 de enero de 2009.

Enlaces externos

• Página web de SAMPEX
• SAMPEX en n2yo.com

SAMPEX es el primero de SMEX’es (pequeños exploradores). SAMPEX se puso en marcha en julio de 1992 del Campo de Pruebas Occidental (Lompoc, CA) a 1.419 UT, el 3 de julio de 1992. Las órbitas SAMPEX a una altitud de 520 por 670 kilometros y 82 grados de inclinación y lleva cuatro instrumentos a bordo. Medidas SAMPEX electrones energéticos, así como la composición de iones de poblaciones de partículas de ~ 0,4 MeV / nucleón a cientos de MeV / nucleón de un satélite orientado cenit en una órbita casi polar. La carga útil combina algunos de los sensores de partículas más sensible jamás lanzado al espacio.

La misión SAMPEX terminó el 30 de junio de 2004.

Estudios SAMPEX la energía, los estados composición y carga de partículas de explosiones de supernovas en las partes distantes de la galaxia, desde el corazón de las erupciones solares, y desde las profundidades del espacio interestelar cercano. También vigila de cerca las poblaciones de partículas magnetosféricos que hunden vez en cuando en la atmósfera media de la Tierra, por lo tanto ionizantes gases neutros y alterando la química de la atmósfera. Una parte clave de SAMPEX es utilizar el campo magnético de la tierra como un componente esencial de la estrategia de medición. campo de la Tierra se utiliza como un espectrómetro magnético gigante para separar diferentes energías y cargar estados de partículas como SAMPEX ejecuta su órbita casi polar.

Casi cinco años después de su lanzamiento en el mínimo actual del ciclo solar, SAMPEX ha llevado a cabo una amplia gama de observaciones y descubrimientos relativos solar, heliosférica, y las partículas energéticas magnetosféricos visto desde su punto de vista único en una órbita casi polar terrestre baja. Puesto que casi todos los procesos que estamos estudiando son impulsados o fuertemente influenciados por el ciclo de actividad solar, tenemos la oportunidad de caracterizar completamente la dependencia ciclo solar de una amplia gama de procesos fundamentales para los objetivos de la Oficina de la NASA de Sun- de Ciencia Espacial Las conexiones de tierra (SEC) temáticos. Durante los próximos años como las rampas de la actividad solar hasta su máximo de 11 años, las investigaciones SAMPEX harán lo siguiente:

encuestar a la aceleración de los electrones relativistas, medir su impacto en la atmósfera superior, y determinar su influencia en la química atmosférica, no sólo para las condiciones de mínimo solar, sino también para los períodos activos solares mucho más complejas

• obtener muestras de material solar a partir de bengalas docenas, en comparación con el puñado observado durante la fase descendente del ciclo solar

• medir la composición isotópica componente anómalo, atrapando toda la vida, y la casi desaparición del máximo solar

• servir como un enlace único en la cadena de observatorios puestos en marcha por la NASA y sus socios internacionales para estudiar el clima espacial durante el próximo máximo solar.

La mayor parte de estas investigaciones sólo se puede llevar a cabo usando SAMPEX de órbita única y detectores altamente sensibles, y no se puede lograr con otras operaciones o investigaciones spacecraft. SAMPEX previstas se cuenta una gran variedad de preguntas. Hemos llevado a cabo e informar a la comunidad científica los hallazgos principales que abordan las partículas solares, anómalos, y magnetosféricos que da nombre a la misión.

Desde ciclo de actividad del Sol tiene una profunda influencia sobre la mayor parte de conexión Sol-Tierra de la NASA (SEC) preguntas, es esencial para llevar a cabo observaciones durante ambos períodos activos tranquilas y solares si se quiere lograr una comprensión científica de los procesos.

Esta figura muestra el número de manchas solares y plazos de naves espaciales. Esta flota de naves espaciales ofrece una oportunidad única para observar la máxima actividad solar con una capacidad sin precedentes. SAMPEX es un elemento crucial en esta imagen, que abarca la última etapa del flujo de energía-impulso del sol en la atmósfera y la magnetosfera de la Tierra, una parte vital del tema de la Conexión Sol-Tierra y el LWS (Viviendo con una Estrella) programa.

UVC

Far Ultraviolet Camera/Spectrograph

23/04/1972

Far Ultraviolet Camera Spectrograph model on display.

La cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo (UVC) fue uno de los experimentos desplegados en la superficie lunar por los astronautas del Apolo 16. Se componía de un telescopio y cámara que obtiene imágenes astronómicas y espectros en la región ultravioleta lejano del espectro electromagnético.

Instrumentos

La cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo fue montada en un trípode, f / 1,0, 75 mm cámara Schmidt electronographic un peso de 22 kg. Tenía un campo de 20 ° de vista en el modo de imagen y 0.5×20 ° de campo en el modo espectrográfico. [1] Los datos espectroscópicos fueron proporcionados 300-1350 Ångström, con 30 Å de resolución, y las imágenes se proporcionan en dos rangos de bandas de paso, 1050-1260 y 1200-1550 Å Å. [2] Había dos placas correctores hechas de fluoruro de litio (LIF) o fluoruro de calcio (CaF2), que podrían ser seleccionados para diferentes bandas de UV. [1] La cámara contenía un fotocátodo yoduro de cesio (CSI) y utiliza un cartucho de película [2], que fue recuperado y devuelto a la tierra para su procesamiento.

John Young que saluda y saltando sobre la superficie lunar. La cámara UV lejano / espectrógrafo se puede ver en el fondo, bajo la sombra del módulo lunar. John Young saluting and jumping on the lunar surface. The Far UV Camera/Spectrograph can be seen in the background, under the shadow of the lunar module.

El experimento fue colocado en la región de tierras altas de Descartes superficie lunar donde Apolo 16 astronautas John Young y Charles Duke aterrizaron en abril de 1972. Para mantenerlo fresco y eliminar el brillo solar, que se colocó en la sombra del módulo lunar. Fue dirigido manualmente por los astronautas, que se re-orientar el telescopio a blancos durante toda la estancia lunar. [1]

Objetivos del experimento

Los objetivos de la cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo se extendieron a través de varias disciplinas de la astronomía. estudios de la Tierra se hicieron mediante el estudio de la composición de la atmósfera superior de la Tierra y la estructura, la ionosfera, la geocorona, día y noche, la luminiscencia atmosférica, y las auroras. Heliophysics estudios fueron hechos por la obtención de espectros e imagenes del viento solar, la nube del arco solar y otras nubes de gas en el sistema solar. Observaciones astronómicas por obtener evidencia directa del hidrógeno intergaláctico, y los espectros de los cúmulos de galaxias distantes y dentro de la Vía Láctea. Los estudios lunares se llevaron a cabo mediante la detección de gases en la atmósfera lunar, y la búsqueda de posibles gases volcánicos. También hubo consideraciones para evaluar la superficie lunar como un sitio para futuros observatorios astronómicos. [1]

Resultados

Esta es una imagen de la Tierra en luz ultravioleta, tomada desde la superficie de la Luna. El lado diurno refleja una gran cantidad de luz ultravioleta del Sol, pero el lado nocturno muestra bandas de emisión UV de la aurora causada por las partículas cargadas. [3] This is a picture of Earth in ultraviolet light, taken from the surface of the Moon. The day-side reflects a lot of UV light from the Sun, but the night-side shows bands of UV emission from the aurora caused by charged particles.^[3]

El cartucho de película se retiró durante la tercera y última actividad extravehicular, [4] y regresó a la tierra. El resto del paquete de instrumentos fue dejado en la superficie lunar. Se obtuvieron un total de 178 fotogramas de la película de 11 [5] objetivos diferentes, incluyendo:. atmósfera de la Tierra superior y aurora, varios grupos de nebulosas y estrellas, y la Gran Nube de Magallanes [6]

Diseñador

El investigador principal y jefe de máquinas de la cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo fue el Dr. Robert George Carruthers, que estaba trabajando en el Laboratorio de Investigación Naval de los Estados Unidos. [7] En 1969, el Dr. Carruthers se le dio una patente para “convertidor de imagen para la detección de la radiación electromagnética, especialmente en Short Longitudes de onda”. Por esta y su futura labor, recibió la Medalla Nacional de Tecnología 2012 y la Innovación. [8]

Segundo telescopio

Imagen en falso color del cometa Kohoutek fotografiado con la cámara electrografía del ultravioleta lejano durante una caminata espacial Skylab el 25 de diciembre de 1973. False color image of Comet Kohoutek photographed with the far-ultraviolet electrographic camera during a Skylab spacewalk on December 25, 1973.

Un segundo telescopio repuesto se modificó ligeramente y posteriormente trasladado en Skylab 4. Se le dio una lata de aluminio (Al) y el fluoruro de magnesio (MgF2) espejo en vez de renio. Fue montado en el Apolo Telescopio Monte de Skylab para el uso en órbita. [1] Entre las muchas imágenes y espectros que tomó, fue utilizado para estudiar la emisión ultravioleta del cometa Kohoutek. [9]

La cámara ultravioleta lejano / espectrógrafo se realizó en el Apolo 16. Se utilizó un telescopio de 3 pulgadas para obtener imágenes y espectros a longitudes de onda entre 500 y 1600 Angstroms; (Luz visible corresponde a longitudes de onda de 4000-7000 Angstroms). Emisión a estas longitudes de onda proviene principalmente de estrellas muy calientes de clases espectral O, B, y A, con temperaturas superficiales de 10.000 a 50.000 ° ° K. Por comparación, la temperatura en la superficie visible del Sol es de aproximadamente 5800 ° K o 11000 ° F. Estrellas tan débiles como magnitud 11 o 100 veces más débil que puede ser visto por el ojo humano, se registraron. Los resultados se registraron en un cartucho de película y regresaron a la Tierra para su análisis. Se obtuvieron un total de 178 fotogramas de la película. El telescopio fue reorientado periódicamente por los astronautas con el fin de estudiar diversas partes del cielo. Entre los objetos estudiados fueron la atmósfera de la Tierra superior y aurora, varios grupos de nebulosas y estrellas, y la Gran Nube de Magallanes, que es una galaxia satélite de la Vía Láctea. Una versión de copia de seguridad de este experimento fue posteriormente trasladado en el vuelo final Skylab y se utilizó para estudiar emisión ultravioleta del cometa Kohoutek y otros objetos.

CHIPSat (Impresión artística, courtesy NASA)

Organización: NASA
Space Sciences Laboratory, Berkeley

Contratista: SpaceDev, Inc.

Misión tipo: Astronomy

Lanzamiento: January 12, 2003 on Delta II 7320-10

Lugar de lanzamiento: Vandenberg AFB SLC-2W, California

Termino misión: April 11, 2008

Massa: 64 kg (total), 40 kg (bus)

Webpage: chips.ssl.berkeley.edu

Elementos orbitales:

Semi-eje mayor: 6,955.88 kilometres (4,322.18 mi)

Excentricitdad: 0.0013

Inclinación: 94.01 degrees

Periodo orbital: 96.23 minutes

Right ascension of the ascending node: 11.86 degrees

Argumento del perigeeo: 19.70 degrees

Instrumentos

Spectrometro: A nebular spectrograph (9 to 26 nm)[1]

CHIPSat (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer) es un microsatélite de la NASA dedicado a la espectroscopia del fondo difuso del ultravioleta en rango entre 90 a 260 angstroms. Pertenece a la clase de misiones UNEX (University Explorer), patrocinadas por la NASA y fue lanzado desde la base de Vandenberg en un cohete Delta.

CHIPSat tiene una masa de 40 kg, consume 60 vatios de potencia y está estabilizado en los tres ejes. Fue fabricado por SpaceDev para la Universidad de California, Berkeley, bajo un contrato de la NASA. El coste de construcción del satélite se redujo utilizando partes disponibles comercialmente.

Fue el primer satélite en usar el protocolo TCP/IP en toda la cadena de comunicaciones hasta el control tierra.

• Masa total: 85 kg
• Perigeo: 585 km
• Apogeo: 601 km
• Inclinación orbital: 94,01 grados
• Periodo: 96,39 min

La Cósmica Interestelar caliente Espectrómetro de Plasma (CHIPS) es una misión de la Universidad-Class Explorer (UNEX), financiado por la NASA. Se llevará a cabo todo el cielo de la espectroscopia del fondo difuso en longitudes de onda el 90 a la 260 A con una resolución máxima de / 150 (aproximadamente 0,5 eV). CHIPS datos ayudarán a los científicos a determinar la temperatura de los electrones, las condiciones de ionización, y mecanismos de enfriamiento del plasma millones de grados creído para llenar la burbuja interestelar local. Se espera que la mayoría de la luminosidad a partir de plasma millones de grados difusa a surgir en la banda de CHIPS explorado mal, la fabricación de chips de datos de importancia en una amplia variedad de entornos y Galactic astrofísicas extragalácticos.

El instrumento CHIPS se realiza en el espacio a bordo del Chipsat, una nave espacial dedicada construida por SpaceDev, Inc., y puso en marcha de la segunda etapa de un cohete Boeing Delta II. Un exitoso lanzamiento se produjo a las 16:45 hora del Pacífico el domingo 12 de enero, 2003.

Estudiará las características espectrales clave del plasma interestelar caliente local, que requiere un espectrógrafo de la nebulosa con una resolución de pico / de ~ 100 o superior y una mejor sensibilidad de 20 LU (fotones cm-2 s-1 SR- 1). Si la temperatura del plasma está cerca de 106 K, los distintos modelos de enfriamiento puede ser distinguida y la luminosidad plasma bien caracterizados por un instrumento con un paso de banda de aproximadamente 160 a 260 Å. A temperaturas ligeramente superiores, líneas de emisión en longitudes de onda más cortas se vuelven importantes. Una extensión de longitudes de onda más cortas también proporciona solapamiento con la banda de rayos X de berilio, que se extiende desde aproximadamente 115 a 185 Å. CHIPS se extiende por el 90 – 260 Å gama. Si se exceden estos límites no es práctico, debido a las longitudes de onda más cortas requieren ángulos paste menos profundas, mientras que las longitudes de onda más largas son muy absorbidos por el medio interestelar local neutral y se verán abrumados por la emisión plasmasférico brillante en 304 Å.

Figura 1: Un diseño de 3-D del espectrógrafo CHIPS. El exterior del marco del alambre representa el volumen disponible dentro Chipsat.

La disposición general CHIPS se muestra arriba. La luz entra en el espectrógrafo a través de la serie de nueve ranuras de entrada que se muestran en la parte inferior derecha. Dentro de seis de las ranuras, pequeños espejos planos pickoff dirigir el haz y coaligan los campos de visión (en una dimensión) con los tres canales centrales. Cada hendidura ilumina una sola rejilla de difracción. Cada rejilla es cilíndrica, por lo que la luz se enfoca solamente en el plano de dispersión. Los nueve rejillas dispersan sus espectros en un plano detector común, plana. Filtros de capa fina cerca de la parte frontal del detector de atenuar la luz difusa fuera de banda. la luz de orden cero no impacta en el detector y puede ser confundido por separado. A diferencia de un espectrógrafo clásica Rowland, que ofrece un rendimiento deficiente y requiere un detector muy inclinada en geometrías pastoreo incidencia, variamos la separación de las ranuras para proporcionar control de la aberración y para aplanar la superficie focal (Harada-91). Los instrumentos EUVE y ORFEUS usan tales retículas de líneas espaciadas variables con gran éxito.

Cada uno de los canales de rejilla / nueve de hendidura tiene una velocidad de alrededor de f / 10. Las rejillas están alineadas en una dimensión en el cielo, lo que lleva a un campo total de visión de cerca de 5 ° × 26,7 °. La orientación girada de los canales fuera del eje presenta un ligero desajuste entre la superficie focal ideal y el plano detector común en los extremos de la banda de paso. La curva de resolución incluso para el canal central es bastante estrecho pico, sin embargo, por lo que la pérdida marginal causada por la multiplicidad de canales es pequeña. CHIPS ofrece ninguna resolución angular significativo dentro de su campo de visión. de imágenes de origen puntual no es necesario en longitudes de onda CHIPS, debido a que el flujo integrado de fuentes puntuales estelares es muy por debajo del nivel de flujo difuso esperado. El continuo que va desde 43 Hz, la enana blanca más brillante del cielo, es menor que el detector de fondo. La flama de la estrella conocida AU Mic en estallido (Katsova-97) produce líneas correspondientes.

La misión CHIPS tendrá una duración de un año. En sus primeros seis meses, CHIPS hará un mapa de todo el cielo a una profundidad de alrededor de 40.000 segundos por elemento de resolución (Resel). Cada Resel es de 5 ° × 26,7 °; se requieren aproximadamente 316 resels para cubrir todo el cielo. Este mapa debe proporcionar una alta S / N detecciones de las líneas de emisión fuertes. Entonces podemos pasar los segundos seis meses haciendo observaciones profundas de las regiones de especial interés o la cartografía de la emisión en regiones seleccionadas a mayor resolución espacial (orientación del campo 5 ° × 26,7 ° de vista perpendicular a la dirección inicial de la encuesta). Alternativamente, puede ser más deseable que repetir el procedimiento de asignación de cielo, doblando el tiempo de integración en cada Resel.

Chipsat es una caja de tres ejes, estabilizando la nave espacial, con una matriz de paneles solares más o menos ortogonales a la campo de visión del espectrógrafo. En base a los cálculos actuales para la provisión de energía, tenemos la intención de los paneles solares que permanecen casi totalmente iluminados en el lado iluminado de la órbita, lo que limita el campo de visión de un círculo máximo (aproximadamente) perpendicular a la línea de tierra-sol. Durante la noche orbital, el campo de la vista espectacular es sin restricciones. Tenemos previsto dos pointings inerciales por órbita, con breves cambios de cerca del mediodía y la medianoche orbital. La eficiencia de las observaciones en general debe ser alto, ya que cada serie requiere sólo alrededor de un minuto, y no más de ~ 20% del tiempo se gastará en la Anomalía del Atlántico Sur, donde las altas tasas de fondo pueden comprometer los datos.

Comprender el nacimiento de estrellas y la estructura de GalaxiesInterstellar MediumThe ISM, literalmente, contiene las semillas de futuras estrellas, y todas las estrellas que vemos una vez que se formaron a cabo el mismo tipo de gas difuso y polvo. Cuando el gas en el ISM se enfría y se contrae, las matas gas forma que pueden convertirse en estrellas y planetas. De hecho, este es probablemente cómo se formó nuestro sistema solar. Uno de los mayores misterios de la astrofísica es el proceso que convierte estos gases y polvos muy difusos, calientes y fríos en el ISM en estrellas. Esta fotografía (derecha) tomaron 5 marzo de 1999 por el telescopio espacial Hubble capta las diversas etapas de la vida de la estrella ciclo. Para la parte superior izquierda del centro es la supergigante azul llamada Sher evolucionado 25. Cerca del centro está un racimo estelar dominado por estrellas jóvenes y calientes. Las nubes oscuras en la parte superior derecha son llamados glóbulos de Bok, que son probablemente en una etapa más temprana de la formación de estrellas. Las nubes de color oro se ionizan el gas de hidrógeno en el ISM.

 CHIPsat Lanzado desde Vanderberg Airforce Base, CA

 CHIPsat, shown separating from the second stage.

Chipsat en el laboratorio. Los rectángulos negros son células solares, y las aberturas para el estudio de la ISM son justo por debajo del disco en front.University de California, Berkeley

Los miembros del equipo cerraron el satélite Cosmic caliente interestelar Espectrómetro de Plasma (chipsat), única clase universitaria Explorador de naves espaciales de la NASA, el 11 de abril. Marcos Hurwitz, investigador principal de la misión, dijo que los científicos volvieron al satélite fuera debido a la falta de fondos.

“Por lo general, las misiones solo hacía cada vez extendidos, pero que ahora están llegando al final de los rendimientos decrecientes en algunos de estos pequeños satélites”, dijo Patrick Crouse, jefe de proyecto de operaciones de la misión ciencia espacial en el Goddard Space Flight Center, en una declaración preparada. Chipsat marca la tercera vez que la NASA ha retirado el tapón en un satélite que funciona desde el pasado otoño

Chipsat pasó los últimos 10 años en una batalla incierta. NASA financió en primer lugar la misión en 1998, sin embargo, se enfrentó el satélite diversos obstáculos de transporte antes de su lanzamiento en el año 2003. El gobierno de Estados Unidos negó el viaje en cohete ruso planeado debido a una política que prohíbe el lanzamiento de satélites financiados por el gobierno de los vehículos extranjeros, y el plan del satélite B (un asiento en un GPS) fracasó en 1999. Se llegó finalmente a la órbita de la Tierra en un cohete Delta cuatro años más tarde.

Una vez en el espacio, el satélite no detecta las emisiones EUV Hurwitz esperaba encontrar. Más tarde se llegó a la conclusión de que el medio interestelar local brilla 30 veces más débil en EUV de lo esperado. Los resultados de Chipsat sugieren, ya sea que el gas interestelar es una temperatura diferente que se pensaba, o que los astrónomos todavía tienen que averiguar exactamente lo que comprende la materia entre las estrellas.

El intento de hacer buen uso de los equipos de trabajo y los fondos sobrantes del equipo, señaló SSL chipsat al Sol para estudiar las emisiones solares en el UVE. Ellos observaron la radiación de la cromosfera y la corona del Sol, así como los procesos químicos provocados por la radiación UVE solar en la atmósfera superior de la Tierra.

La NASA ya tiene satélites que estudian las emisiones UV del sol, sin embargo, y en última instancia, la agencia negó dos propuestas nuevas SSL para llevar a cabo un análisis más detallado de los datos. Así terminó la contribución de chipsat a nuestro conocimiento de la distribución de la temperatura atmosférica del Sol.

Chipsat no está del todo muerto: SSL y la NASA puede despertar el satélite hasta si alguna vez hay que usarla. Por ahora, sin embargo, la Agencia ha llegado a la conclusión de que la producción de la misión no es digna de su coste.

“Es triste y liberador,” dice Hurwitz, que ha pasado a la enseñanza de la física de alta escuela. “Ha sido una suerte que el proyecto ha ido en el tiempo que tiene, y ha sido muy bueno”.

Chipsat es la primera misión de la NASA para utilizar las operaciones de satélites de extremo a extremo con TCP / IP y FTP (File Transfer Protocol). Este concepto ha sido analizado y demostrado por el equipo de la NASA a través de OMNI UoSAT-12. Sin embargo, Chipsat es la primera nave espacial para poner en práctica el concepto de TCP / IP como el único medio de comunicación por RF comunicaciones. El satélite está en la banda-S. El transceptor se compone de un transmisor y receptor separados que se combinan a través de un diplexor altamente selectivo y se dividió en dos (RHCP).

El TCP / IP y UDP / IP (Protocolo de Datagrama de Usuario / Protocolo de Internet) conjunto de protocolos se utilizan para comunicar todos los datos entre la S / C y el usuario suelo directamente. Los datos se reciben, archivada y monitoreado en MCC (Centro de Control de Misión) en SpaceDev, y luego enviado a SOC (Science Operation Center) en la UCB / SSL a través de Internet.

El protocolo UDP / IP (User Datagram Protocol) es seleccionado para el monitoreo en tiempo real y en tiempo real al mando (se desacopla ambas direcciones) y presenta mucho menos sobrecarga. La configuración permite la recepción de paquetes de ingeniería y de estado (telemetría) en caso de que el enlace ascendente no está funcionando. Por el contrario, los permisos de configuración también para el comando “en los ciegos”, de enlace ascendente de paquetes UDP en el caso de la telemetría no está funcionando.

Nota: El servicio UDP de los permisos de protocolo TCP / IP para enviar paquetes discretos de información denominado “datagramas” que no están garantizados para llegar allí y pueden llegar fuera de orden en función de su enrutamiento a través del sistema de propiedad intelectual. No es necesaria una comunicación de dos vías en esta configuración porque los datos se transmiten. Por lo tanto, si se necesita una garantía de que al menos algunos paquetes de conseguir a través de, incluso si una dirección del enlace de comunicación falla, entonces UDP puede ser utilizado. – TCP con ofertas de asegurarse de que todos los paquetes llegan y se encuentran en el orden correcto. TCP implica una conexión de dos vías y un mayor nivel de sobrecarga de comunicaciones para asegurar que todos los paquetes llegan y se encuentran en el orden correcto.

La nave espacial se aprovecha de las capacidades innatas y herramientas comunes de Internet para gestionar la sincronización de tiempo entre el suelo y la nave espacial. Estos incluyen NTP (Network Time Protocol) en los routers de datos SpaceDev TCP / IP situadas en las estaciones terrestres y SNTP (Simple Network Time Protocol) que se ejecutan en el sistema operativo nave espacial. El software que se ejecuta en la nave espacial solicita periódicamente una actualización de tiempo desde la estación de tierra, y después de una exitosa eco SNTP, el reloj de la nave espacial está alineado a UTC (estimado en más de 100 milisegundos).

• La misión Chipsat fue retirado el 11 de abril de 2008 – después de 5 años de operaciones exitosas. La razón de su retiro era simplemente que la NASA no proporcionó un presupuesto para continuar las operaciones de bajo costo de la misión. 10) 11) 12)
• A mediados de enero de 2005, Chipsat estaba operando durante dos años en órbita. 13)
• Durante los primeros seis meses de la misión, la nave espacial Chipsat ha sido capaz de realizar por sus requisitos de diseño. Sin embargo, se han producido varias anomalías (tanto esperadas e inesperadas). Desde el inicio de la recogida de datos científicos, el ciclo de trabajo neto para la adquisición de datos de la ciencia es de ~ 95%. – Debido a la utilización de productos electrónicos comerciales no resistentes a la radiación, se espera que una serie de acontecimientos VER (un solo evento Efecto).
• A lo largo del período inicial, se llevaron a cabo operaciones de la misión del centro de operaciones de la misión en SpaceDev Inc., con sólo los comandos de instrumentos originados en Berkeley. El funcionamiento del satélite desde la instalación SpaceDev fue crucial, ya que permitió a los ingenieros de la nave espacial más experimentados y con conocimientos para participar en la toma de decisiones del día a día (a veces de momento a momento). A medida que las operaciones en su conjunto se convirtieron en rutina, sin embargo, se hizo ventajosa que confiar en el personal de operaciones de la misión y la infraestructura desarrollados principalmente para los HESSI y RÁPIDO misiones ya existentes en Berkeley. Las operaciones fueron la transición a Berkeley a finales de mayo de 2003, con SpaceDev seguir participando en reuniones periódicas y como se requiere para resolver las anomalías (Ref. 14).
• Tres anomalías se han producido hasta la fecha en relación con las ruedas de reacción de a bordo. Chipsat es la segunda misión con cuatro microwheels (la primera misión es FedSat); como el ordenador de vuelo, el diseño de la rueda emplea principalmente piezas comerciales. Una de las ruedas incurrió en un error de comunicación; como resultado, la rueda de repuesto está siendo utilizada para el control de ACS activa.
• La nave espacial fue encendida el 20 de enero de 2003. Pedido y puesta en marcha del sistema de control de actitud y espectrógrafo se produjeron durante las siguientes semanas. La puerta del detector se abrió el 26 de enero del 2 de febrero, los seis de la rendija de entrada cubiertas se habían abierto a sus posiciones “horizontal” (el primero de distensión después de las posiciones cerradas empleadas durante la puesta en marcha) o 1 mm. Observaciones astrofísicas intensificaron a principios de febrero, ya que las actividades de puesta en marcha de la herida hacia abajo. 14)

Figure 8: Photo of the CHIPS spectrometer (image credit: UCB/SSL)

El TDC (tiempo al convertidor Digital) es responsable de procesar eventos de fotón válido [conversión pulsos analógicas de los amplificadores de RF detector digital (x, y) coordenadas y amplitudes de la carga] y rechazar eventos subliminal o incompletas.

Además del programa STEDI (Student Explorer Demonstration Initiative), una iniciativa de la NASA y de la USRA (Universities Space Research Association) iniciada en 1984 para propiciar que los estudiantes universitarios pudieran participar en misiones espaciales científicas, la agencia estadounidense puso en marcha otro programa llamado UnEX (University-Class Explorer), que permitiría la propuesta por parte de las universidades de misiones espaciales científicas de bajo coste (no más de 13 millones de dólares). Dirigido por el Goddard Space Flight Center, estaría pues protagonizado por los satélites Explorer de más bajo coste. El objetivo era proporcionar frecuentes oportunidades de vuelo para experimentos muy concretos presentados por las universidades.

El primer satélite de la serie UnEX sería el CHIPSat (Cosmic Hot Interstellar Plasma Spectrometer Satellite), que como su nombre indica implicaría el envío al espacio de un espectrómetro dedicado a estudiar el plasma caliente interestelar. Otra misión en el programa, el IMEX (Inner Magnetosphere Explorer), fue cancelada al excederse demasiado en sus presupuestos.

Así pues, hasta la fecha (2015) sólo el CHIPSat ha volado a la órbita terrestre en el marco del programa UnEX, y no parece que vaya a hacerlo ningún vehículo más. Financiado por la NASA, fue construido por la empresa SpaceDev, que proporcionó la plataforma BD-II, y por el Space Sciences Laboratory, de la University of California, en Berkeley, que preparó el espectroscopio ultravioleta CHIPS. El vehículo sería pequeño, de apenas 65 Kg de peso, y viajaría como carga secundaria junto al satélite principal ICESAT, a bordo de un cohete Delta-II.

A pesar de su sencillez y su aspecto compacto (del tamaño de una maleta), el CHIPSat estaría diseñado para orientarse estabilizado en sus tres ejes, dispondría de un panel solar integrado y podría operar durante al menos 18 meses. Llevando a bordo un único instrumento científico, la misión pudo ponerse en marcha a un precio muy bajo en comparación con otras contemporáneas más ambiciosas.

Figure 9: Cutaway view of the spectrometer configuration (image credit: UCB/SSL)

Fue finalmente lanzado el 13 de enero de 2003, a bordo de un cohete Delta-7320-10C, junto al citado ICESAT. Este último se separó primero, y luego lo hizo el CHIPSat, 83 minutos después del despegue. Un cuarto de hora más tarde, fue contactado por la estación situada en la universidad de California, en Berkeley, confirmando su perfecto funcionamiento en su órbita de 594 por 586 Km, inclinada 94 grados respecto al ecuador.

Durante los primeros seis meses, el vehículo mapeó todo el cielo con una profundidad de unos 40.000 segundos por elemento de resolución (se establecieron 316 elementos para cubrir todo el cielo). El medio año siguiente se dedicaría a efectuar observaciones de regiones de especial interés o a mapear la emisión ultravioleta de aquellas seleccionadas a una mayor resolución espacial. Finalmente, el CHIPSat funcionó durante cinco años, de manera que pudo ampliar enormemente su cosecha de resultados. Envió, por ejemplo, un estudio espectroscópico completo de todo el cielo (fondo difuso) en las longitudes de onda de 90 to 260 Å. Con ello los científicos obtendrían información sobre la temperatura de los electrones, la ionización y los mecanismos de enfriamiento del plasma contenido en la burbuja interestelar local, a 1 millón de grados de temperatura.

Finalizada su tarea, el CHIPSat fue desconectado en abril de 2008.

El ‘BOOMERanG experimento (acrónimo de B alloon bservaciones O O F M illimetric Y xtragalactic R adiation un d G eophysics) es un experimento que mide la radiación cósmica de fondo de una porción del espacio, utilizando tres vuelo sub-orbital de una globo de gran altitud. Fue el primer experimento puede proporcionar una imagen de alta definición de la anisotropía de la temperatura de la radiación cósmica de fondo. A través de un telescopio hizo volar a una altitud de 42 km alrededor de él era posible reducir la ‘ absorción de microondas (producido por la radiación de fondo) en la parte de’ la atmósfera de la Tierra.

El primer vuelo de prueba tuvo lugar en los cielos de ‘América del Norte en 1997. El próximo de dos de los vuelos en globo son parte de 1998 y en 2003 por la base antártica permanente McMurdo. El balón atrás alrededor del polo sur mediante el vórtice polar, volviendo al punto de partida después de dos semanas. El telescopio se nombra para este efecto (efecto boomerang).

La elevada altitud del globo en preparación para el lanzamiento

Instrumentación

El experimento utilizó las bolómetros^[1] para la detección de la radiación de fondo; estos instrumentos se mantuvieron a una temperatura de 0,27 K (-272,88 ° C). De acuerdo con la ley de Debye los materiales, a esta temperatura, tienen una capacidad térmica muy baja; el horno de microondas procedente de la radiación de fondo que causa un aumento de temperatura fuerte, proporcional a la intensidad de ‘onda. Estos cambios de temperatura son detectados por los termómetros de alta resolución.

Un espejo de 1,2 m^[2] se centra entonces el microondas en un plano focal consta de 16 sensores. Este tipo de sensores, que funcionan a 145 G Hz , 245 G Hz y 345 G Hz se combinan en un área de 8 píxeles. De esta manera el telescopio fue capaz de analizar una pequeña porción de espacio para un tiempo y por lo tanto se ve obligado a girar para analizar toda la zona en el análisis.

Resultados

Anisotropía de la radiación de fondo detectada por BOOMERanG

Junto con otros experimentos como Saskatoon, QMAP, MAXIMA, el boomerang datos del experimento de 1997 y 1998 eran útiles para calcular la distancia del diámetro angular de la superficie de la última dispersión con una alta precisión. Estos datos, combinados con otros datos acerca de la constante de Hubble, dio como resultado final que la geometría del universo es plana.^{[3] [4]} Este hallazgo apoya la existencia de’ energía oscura. El vuelo de 2003 BOOMERanG de los datos dio como resultado una señal con una alta relación señal-ruido, útil para la cartografía de la temperatura de la anisotropía de la radiación de fondo y para la medición de la polarización de la radiación.

El proyecto BOOMERANG registra el universo tempranero

Flotando en la estratósfera sobre la Antártica a finales de 1998, el telescopio BOOMERANG, a bordo de un globo, observó el universo a longitudes de onda milimétricas. Las estructuras granulosas que el mismo detectó se aprecian en esta imagen, que es la más detallada del universo en su infancia (quizás tan solo unos 300,000 años) que se ha obtenido hasta hoy. La imagen en color falso muestra las tenues fluctuaciones de la temperatura del plasma caliente que llenaba el universo antes de que la expansión enfriara la materia para producir las conocidas estrellas y galaxias. El tamaño de las fluctuaciones mostradas en esta imagen por el BOOMERANG ha convencido a muchos cosmólogos de que el universo contiene justo la cantidad de materia y energía para ser plano, que es una de las poderosas predicciones de la popular teoría inflacionaria, la cual describe los momentos primordiales del Big Bang. Un universo plano se expandirá para siempre y dos rayos de luz que en su inicio fueron paralelos nunca se apartarán o se intersecarán. Pero no todo está resuelto, pues los resultados del proyecto BOOMERANG no muestran claramente detalles que permitan confirmar las cantidades sospechadas de materia oscura ni la constante cosmológica.

La radiación cósmica de fondo superpuesta sobre el monte Erebus a la misma  escala.

El telescopio Boomerang revela la estructura del Universo primitivo

El proyecto BOOMERANG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics) ha obtenido un mapa detallado de la radiación cósmica de fondo (cosmic microwave background CMB) mediante un radiotelescopio de dos toneladas de peso elevado en globo sobre la base McMurdo en la Antártida.

El mapa de microondas cubre unos 1.800 grados de superficie del cielo. La Luna se ha representado a la misma escala abajo a la derecha. Muestra el Universo hace unos 14.000 millones de años, cuando se enfrió por debajo de los 2700º C y pasó de estar constituido por un plasma opaco a la luz a ser perfectamente transparente. La escala de color distingue variaciones de temperatura en el plasma primordial de tan sólo 0.0001º C. Aunque insignificantes, estas pequeñas variaciones son las que luego dieron lugar a los supercúmulos de galaxias.

Comparando el mapa obtenido (arriba) con distintos modelos cosmológicos simulados se comprueba que el que se ajusta mejor a las observaciones es el que propone que la geometría del Universo es plana (abajo, centro). Para entendernos: decir que el Universo es plano equivale a decir que la geometría elemental que aprendimos en la escuela es válida para distancias cosmológicas, es decir, que dos rayos de luz paralelos lo son indefinidamente. Las zonas calientes y frías observadas miden aproximadamente un grado de diámetro. 

Si el espacio estuviese curvado, las imágenes aparecerían distorsionadas:

• En un universo cerrado las líneas paralelas tienden a converger, y las estructuras observadas se verían ampliadas (abajo, izquierda)
• En un universo abierto las líneas paralelas tienden a diverger, y las estructuras observadas serían menores de 1 grado (abajo, derecha)

            Los datos obtenidos por Boomerang (en azul) se han superpuesto a los que ofrecen los estudios de explosiones supernova de tipo S1a (amarillo). En el gráfico se relacionan la densidad media de la materia (Omega_m, en horizontal), que tiende a frenar la expansión del Universo, y la energía oscura del vacío (Omega_, en el eje vertical), que tiende a acelerar la expansión. Si ambas observaciones son correctas, el Universo es cosmológicamente plano, empezó con una gran explosión (Big Bang) y no volverá a concentrarse.

Los 36 miembros del equipo investigador del proyecto BOOMERANG pertenecen a 16 universidades y organizaciones de Canada, Italia, el Reino Unido y los Estados Unidos, con el apoyo de:

• NSF, Department of Energy’s National Energy Research Scientific Computing Center y la NASA en Estados Unidos
• Italian Space Agency, Italian Antarctic Research Programme, Universidad de Roma La Sapienza en Italia, y
• Particle Physics and Astronomy Research Council en el Reino Unido.

BOOMERANG (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics)

Institución responsable:  University of Rome, la Sapienza / California Institute of Technology
Investigador principal:  Prof. Paolo de Bernardis / Dr. Andrew Lange

Este instrumento es el fruto de un largo esfuerzo de cooperación Italo-Norteamericana. Ha sido diseñado para tener la resolución angular y sensitividad necesarias para medir el espectro angular de anisotropia en el fondo cósmico de microondas en escalas de subgrado, una región donde puede obtenerse una gran información cosmológica.

El telescopio esta compuesto por un espejo paraboloide desfasado de 1.3 m que alimenta a otro par de espejos elipsoidales a muy baja temperatura que a su vez retransmiten el foco primario en un conjunto de “feed horns”. A su vez, estos concentran la radiación entrante en detectores bolométricos refrigerados por helio hasta 0.3 grados Kelvin.

El sistema de apuntamiento consta de un par de ruedas de vuelo que contrarrestan el giro natural del globo estabilizando el telescopio. La frecuencia de rotación se ajusta por la información suministrada por los giróscopos, un magnetómetro y otros sensores. El telescopio es plenamente apuntable en azimuth, y puede inclinarse de 35 a 55 grados de elevación. Una cámara especial de seguimiento estelar permite, por ultimo, la reconstrucción precisa del apuntamiento luego del vuelo.

Detalles del globo y su operación

Sitio de lanzamiento: Williams Field, Estación McMurdo, Antartida   Hora lanzamiento: 4:48 utc
Lanzamiento y operación del globo a cargo de: National Scientific Balloon Facility (NSBF)
Globo: Globo de Larga Duracion Raven 29X – 1.000.000 m3 – SF3-29.47-.8/.8/.8-NA
Nº de serie del globo: W29.47-2X-59
Nº de vuelo: 516N
Campaña: Sin Datos
Peso carga útil: 3650 lbs
Peso Total: 4753 lbs
El globo fue lanzado desde Williams Field, por método dinámico con asistencia de un vehiculo lanzador el 6 de enero de 2003.

A pesar de que hubo un incremento repentino de la velocidad de los vientos justo antes de liberar el balón, ni este ni la carga científica sufrieron daños durante el despegue.

Luego de una fase inicial de ascenso, el globo alcanzó la altura de flotación de 130.000 pies comenzando un derrotero en sentido antihorario, alrededor del continente antártico. El recorrido efectuado puede apreciarse en detalle haciendo click en la imagen de la izquierda.

Si bien los primeros días el vuelo se desarrollo normalmente, el 11 de enero el globo comenzó a experimentar un descenso de su altitud de vuelo, por causas desconocidas (pudo deberse a que este quedara atrapado en un sistema de aire muy frío, o que se haya producido alguna fuga) de manera que todo el lastre remanente fue eyectado para ganar altitud nuevamente. No obstante, el descenso gradual se volvería a producir por lo cual se decidió terminar el vuelo el día 17 de Enero enviando a las inmediaciones del globo un avión LC-130, pero una intempestiva operación de búsqueda y rescate para tratar de salvar la vida de la tripulación de un helicóptero caído, paralizó toda la actividad de vuelo de la base, impidiéndolo. Asimismo, otras demoras relacionadas con el mal clima hicieron que se decidiera terminar el vuelo vía satélite para evitar que el globo se internara en zonas remotas de la meseta antártica.

El fin del vuelo se concretó pues, en la noche del 21 de enero y al día siguiente la góndola fue localizada. Seis días más tarde un equipo de rescate aterrizó junto a la góndola, extrayendo el contenedor presurizado que contenía los datos científicos obtenidos.

Este fue el segundo vuelo de larga duración que se realizó en la Antártida con BOOMERANG. Importantes datos científicos fueron obtenidos de él.

Difícil rescate en la Antártica

(Publicado en Revista Creces, Marzo 2004)

Se trata de un rescate en una remota montaña ubicada cerca del polo sur, donde los vientos soplan fuerte y las temperaturas son muy bajas, sólo comparables a las del planeta Marte. Sin embargo, ello fue posible para una peligrosa misión de rescate, que se llevó a cabo un año después.

Se trataba de un valioso telescopio, denominado “Boomerang”, que fue construido para volar sobre la Antártica, colgado de un globo gigante, cuyo objetivo era medir las microondas cósmicas que llenan el espacio. Ellas representan a los ecos del Bíg Bang, que aún se detectan en el espacio, y de las cuales los cosmólogos estiman que pueden lograr valiosas informaciones acerca de la estructura del espacio-tiempo. Pero desgraciadamente el vuelo no terminó bien.

En Enero del 2003 el telescopio se elevó adherido al gran globo “Boomerang”, pero no regresó. Fue perdiendo altura, y sacado de su curso, fue a caer sobre la nieve, en una montaña de 3.000 metros de altura.

Podía ser asequible por avión, pero era muy riesgoso. Incluso en el verano, la temperatura a esa altitud alcanza a los -50ºC. Con esa temperatura, si el motor del avión se detenía, no iba a poder partir de nuevo. Es así como unos pocos días después, pudo llegar al lugar, un equipo de rescate por tierra, recuperando la información gravada en las cintas, y pensaron que el telescopio iba a tener que quedar allí para siempre. Pero en Enero del 2004, un nuevo equipo volvió al lugar y pudo rescatar el telescopio por piezas y traerlo de nuevo a su hogar. Los expertos piensan que en los próximos meses estará otra vez volando, para volver a detectar las microondas cósmicas que tantos secretos pueden revelar.