Organización: ISAS

Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1991

Aplicación: Observatorio espacial (solar)

Equipo

Soft X-ray Telescope (SXT)
Hard X-ray Telescope (HXT)
Bragg Crystal Spectrometer (BCS)

Wide Band Spectrometer (WBS)

Yohkoh (ようこう rayo de sol en japonés), también conocido como SOLAR-A, fue una misión solar del Institute of Space and Astronautical Science (ISAS) de Japón en colaboración con los Estados Unidos y el Reino Unido. Fue lanzada a una órbita terrestre casi circular el 30 de agosto de 1991 por un cohete M-3S-5 desde el Centro Espacial de Kagoshima.

Llevaba cuatro instrumentos a bordo:

• Soft X-ray Telescope (SXT)
• Hard X-ray Telescope (HXT)
• Bragg Crystal Spectrometer (BCS)
• Wide Band Spectrometer (WBS)

Durante la década de 1990, fue el único telescopio de rayos X que monitorizaba la actividad solar, y que observó el ciclo entero de las manchas solares.

La misión terminó tras entrar en modo seguro durante un eclipse anular el 14 de diciembre de 2001, ya que la sonda perdió su orientación hacia el Sol. En ese momento la sonda no podía comunicar con los controladores de Tierra, luego no pudo ser reorientada. Los paneles solares dejaron de recibir radiación directa del Sol y las baterías se agotaron.

El 12 de septiembre de 2005 a las 6:16 JST, la sonda ardió en la atmósfera sobre el sur de Asia durante su reentrada.

Instrumentos cientificos

El equipo de la misión de YOHKOH incluye los cuatro dispositivos siguientes:

1. Duro telescopio de rayos X (HXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares en rayos X duros
2. Soft telescopio de rayos X (SXT) para imágenes de alta resolución de las erupciones solares y la corona solar en rayos X blandos
3. De banda ancha de rayos X, espectrómetro de rayos gamma (PEP) para la observación precisa del espectro de la radiación térmica y no térmica asociada con las erupciones solares
4. Espectrómetro de cristal Bragg (BCS) para la observación precisa del plasma a alta temperatura que se genera en las erupciones solares

YOHKOH lleva estos cuatro instrumentos científicos, todos los cuales han funcionado bien y continuará a volver excelentes datos. Los dos centros de atención primaria son los telescopios de rayos X blandos y duros, y los dos instrumentos más pequeños para espectroscopia de más de una banda amplia de energía, incluyendo la espectroscopia de alta resolución de las líneas de emisión de rayos X blandos. El telescopio de rayos X blandos consta de un espejo pastoreo-incidencia con óptica Wolter-nariai, además de un CCD con 2,46 “píxeles. Se forma imágenes en energía fotónica 0,5-2 keV de plasmas con temperaturas en el rango de 2-20 millón K. el telescopio de rayos X duros forma imágenes en cuatro bandas de energía, 14-93 keV, con resolución de tiempo tan fina como 0,5 segundos y la resolución espacial tan pequeño como 5 segundos de arco. Este instrumento responde tanto al chorro de electrones no térmicos y de radiación térmica a partir de fuentes “súper-calientes” que se forman durante las erupciones. Los otros dos instrumentos son un conjunto de espectrómetros de cristal Bragg, con bandas espectrales que abarcan FeXXVI, FeXXV, CaXIX, y las líneas de resonancia SXV y una matriz espectrómetro de banda ancha de contadores de centelleo y contadores proporcionales. Este último se extiende rango espectral de YOHKOH en la región de rayos gamma.

Los siguientes avances en la tecnología contribuyen a darse cuenta de los cuatro instrumentos científicos anteriores.

Sistemas de bus del satélite

El satellitis tecnología de control de orientación de alta precisión se desarrolló para asegurar observaciones de imágenes de alta resolución de Yohkoh. Por otra parte, YOHKOH fue el primer satélite en Japón para incorporar cierto control del telescopio ordenador. Esta tecnología se ha utilizado en todos los satélites que siguieron YOHKOH, y el papel desempeñado por YOHKOH es grande debido a este avance.

Diseños novedosos de instrumentos científicos

Duro telescopio de rayos X de YOHKOH es un dispositivo de imagen de tipo síntesis de Fourier que emplea un colimador multi-elemento “Sudsre” (modulación), basado en una idea original. Se llevó a cabo mediante el uso de una rejilla precisa fabricado por fotograbado y un contador de centelleo de rayos X altamente estable. No hay otros medios de formación de imágenes de rayos X a energías cercanas al 100 keV, y esta tecnología para la extensión de la observación en la imagen para este rango de energía ha sido de gran prestigio.

Por otra parte, el telescopio de rayos X blandos utiliza un CCD de rayos X para el detector de plano focal de a bordo, lo que demuestra la viabilidad de dicho dispositivo.

Tecnología de la nave espacial

YOHKOH pesa 390 kg, con dimensiones físicas de 2 m (longitud) x 1 x 1 m. Su sistema de energía genera 560 W de potencia de pico, y almacena los datos en un registrador de datos de la burbuja 80 Mb, la transmisión de telemetría tanto a Kagoshima Centro Espacial de la NASA y de DSN para proporcionar una cobertura casi continua de la observación. YOHKOH tiene el control de altitud de 3 ejes con la estabilidad de segundos de arco, lo que permite tiempos de exposición largos con un telescopio de rayos X blandos.

Sol en rayos-x por Yohkoh. Fuente: Wikipedia

Tanto los telescopios de rayos X duros y blandos tienen que hace época rendimiento en términos de resolución espacial y temporal, bandas de energía cubiertos, etc., en comparación con los equipos de imagen anterior del mismo tipo. Ambos espectrómetros, que fueron instalados como equipo complementario, fueron diseñados y fabricados para hacer observaciones complementarias de un único objeto de observación, es decir, bengalas solor, y los datos de observación resultante ha hecho posible el análisis y estudio de las erupciones solares multifacética y cuantitativa. Este programa ha producido de este modo grandes resultados científicos.

Telescopio de rayos X blandos de la YOHKOH fue fabricado en cooperación entre Japón y los EE.UU.; el espectrómetro de Bragg se fabricó mediante la cooperación de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido. El principio fundamental de esta cooperación internacional fue el diseño y fabricación conjunta distribuida. Con respecto a la operación de satélites, las responsabilidades se dividen entre Japón, los EE.UU. y el Reino Unido, para aprovechar las fortalezas de cada participante. análisis de los datos de observación también está llevando a cabo mediante la cooperación internacional. Después de un cierto período de tiempo después de la adquisición (en la actualidad un año), los datos se dan a conocer en su totalidad por lo que los científicos fuera del equipo también pueden hacer uso de los datos de YOHKOH. El alcance de dicha utilización se extiende claramente más allá del marco de Japón, los EE.UU. y el Reino Unido.

Para investigar actividades solares, observaciones simultáneas en diferentes longitudes de onda de observación son de crucial importancia. YOHKOH sigue produciendo observaciones de rayos X marca época, como se describió anteriormente, y ha jugado un papel importante en la construcción de una red de observación mundial, haciendo hincapié en la cooperación en las observaciones nacionales e internacionales basadas en el espacio y basado en tierra.

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El Observatorio de Rayos Gamma Compton (en inglés: Compton Gamma Ray Observatory, CGRO) fue el segundo de los Grandes Observatorios de la NASA, después del Telescopio Espacial Hubble, siendo lanzado el 5 de abril de 1991 a bordo de la lanzadera espacial Atlantis misión STS-37. El nombre de este observatorio es un homenaje al físico estadounidense Arthur Holly Compton, ganador del premio Nobel por su trabajo en el campo de la física de los rayos gamma.

Fue la mayor carga destinada a la astrofísica que había volado en ese tiempo. Tras superar con creces el tiempo de vida que se le suponía (cuatro años) falló uno de sus giroscopios, por lo que la NASA se vio obligada a estrellarlo controladamente sobre el Océano Pacífico. El CGRO ardió en la atmósfera el 4 de junio de 2000.

El Observatorio estaba al cargo del Laboratorio de Jato-propulsión (JPL) de la NASA, situado en el estado de California, bautizado inicialmente como Gamma Ray Observatory (GRO). Compton medía 9,1 metros por 4,6 metros, pesaba cerca de 17 toneladas y fue la carga más pesada lanzada al espacio por la NASA.

 Concepción artística de Comptom en funcionamiento.

La misión del CGRO era la de estudiar las radiaciones más energéticas del espectro electromagnético entre 20 keV y 30 GeV, para lo cual disponía de los siguientes instrumentos, ordenados de menor a mayor energía cubierta en el espectro:

• Burst And Transient Source Experiment (BATSE)
• Oriented Scintillation Spectrometer Experiment (OSSE)
• Imaging Compton Telescope (COMPTEL)
• Energetic Gamma Ray Experiment Telescope (EGRET)

De todos estos cuatro instrumentos, el mayor y el más sensible de todos era el telescopio de rayos gamma EGRET. Su gran tamaño era debido a necesidad de captar un correcto número de partículas de rayos gamma, que inciden sobre el detector. Como el número de fótons de rayos gamma es muy más pequeña que el número de fótons óptico, de ahí la necesidad que el detector fuera grande para registrar un número razonable de rayos gamma, en un determinado periodo de tiempo.

Compton detectó más de 2.600 explosiones de rayos gamma, indicando que este es un fenómeno que ocurre por todo el Universo. Compton descubrió centenares de fuentes desconocidas de rayos gamma, incluyendo 30 objetos celestes exóticos. Detectó emanaciones de rayos gamma de agujeros negros, de estrellas que explotan y de nuestro propio Sol.

Uno de los grandes éxitos del CGRO fue el descubrimiento de fuentes de rayos gamma en la tierra, relacionadas con nubes de tormenta.

Organización          NASA

Estado                     Retirado

Fecha de lanzamiento          5 de abril de 1991

Reingreso                4 de junio de 2000

Vida útil                  9 años

Aplicación               Observatorio espacial

Masa                        17.000 Kg

Elementos orbitales

Tipo de órbita         Circular

Periastro                 450 km

El viernes 24 de marzo oficiales de la NASA anunciaron la decisión de dar por terminada la misión del Observatorio Espacial Compton de rayos gamma (o CGRO por Compton Gamma-ray Observatory) y empezar preparativos para destruir la nave en una entrada controlada en la atmósfera terrestre. Esto ocurrirá no antes del primero de junio del presente, poco mas de nueve años después del lanzamiento del CGRO realizado en abril de 1991. El CGRO es, junto con el telescopio espacial Hubble y el observatorio de rayos X Chandra (originalmente llamado AXAF), uno de los grandes observatorios espaciales que la NASA planeó durante los años setentas y ochentas. El cuarto -y último- de estos observatorios es el satélite infrarrojo STIRF (Space Telescope InfraRed Facility), aún en construcción.

El observatorio espacial CGRO lleva a bordo cuatro telescopios de rayos gamma diseñados con propósitos específicos. El telescopio BATSE, diseñado para monitorear todo el cielo en forma continua, detectó más de 2500 estallidos de rayos gamma (“gamma-ray bursts”), de los cuales se habían detectado 300 anteriormente. Los datos de BATSE mostraron que estos estallidos no se dan en nuestra galaxia -como se creía anteriormente- sino que se trata de objetos situados a enormes distancias, siendo los eventos mas violentos del Universo, explosiones que en un segundo liberan tanta energía como la que emite una estrella como el Sol a lo largo de miles de millones de años. El segundo de los instrumentos a bordo del CGRO, OSSE mostró que en el centro de nuestra galaxia se crea continuamente antimateria. Los datos del telescopio COMPTEL dieron lugar a mapas que muestran donde se producen en nuestra galaxia isótopos radioactivos de elementos como el aluminio o titanio. Por su carácter radioactivo, estas especies desaparecen en tiempos relativamente cortos, por lo que los mapas de COMPTEL nos dicen donde se han creado nuevos elementos en nuestra galaxia, ya sea en explosiones de supernova o en estrellas de alta masa. Finalmente, el telescopio EGRET observó todo el cielo en busca de fuentes de rayos gamma de alta energía, dejando como legado un catálogo con mas de doscienta setenta fuentes. EGRET descubrió que las galaxias activas son fuentes celestes de rayos, mostrando frecuentemente violentas ráfagas de emisión. Además confirmó que los pulsares, pequeñas estrellas en rápida rotación y con poderosos campos magnéticos, son fuentes de rayos gamma, mostrando que en algunas ocasiones esta se da sin emisión en radio (como en el caso del alguna vez enigmático objeto “Geminga”). Pero la mayor parte de las fuentes descubiertas por EGRET no han podido ser identificas, siendo su naturaleza un misterio que algunos astrónomos intentan descifrar en la actualidad.

Imagen obtenida por el instrumento EGRET

La decisión de dar por terminada la misión de CGRO se debió en buena medida a la falla de uno de sus tres giróscopos. Cuando fue puesto en órbita por el transbordador espacial, con sus 17 toneladas, el CGRO era el satélite astrofísico mas pesado. Este es uno de los factores que decidieron la suerte del CGRO. A pesar de que tres de los cuatro telescopios funcionan adecuadamente, los sistemas de propulsión del observatorio Compton no tienen suficiente combustible como para colocarlo en un órbita mas alta que la actual, a 500 kilómetros de altura. En esta órbita la débil, pero persistente, fricción que ejerce la atmósfera terminará por hacerlo entrar a la atmósfera. A diferencia de la mayor parte de los satélites, el Compton es demasiado pesado para quemarse por completo en la atmósfera y fragmentos del satélite alcanzaran el suelo. Los responsables de la NASA decidieron hacer que la entrada a la atmósfera se hiciera en forma controlada. Se dirigirá la nave hacia el pacífico Sur a unos cuatro mil kilómetros al Sureste de Hawaii. Mientras que la mayor parte del satélite se quemará, la mayor parte de los pedazos que lleguen al mar, cayendo dispersados en una zona de área un poco mayor a la del estado de Puebla, serán mas pequeños que un chicharo, excepto los de metales resistentes al calor -como el titanio- que podrían tener tamaños peligrosamente grandes. Por este motivo se decidió efectuar la maniobra de manera controlada y dirigida a una zona despoblada del Oceano Pacífico.

Así, en unos cuantos segundos las 17 toneladas del observatorio Compton se consumiran casi por completo, dando por terminada la década en que se abrió una de las últimas ventanas al Universo. No será antes del año 2005 cuando sea puesto en órbita GLAST, el próximo observatorio de rayos gamma.

La explosión del Challenger impuso una pausa obligatoria de cerca de tres años en los vuelos tripulados norteamericanos. Se había acumulado mucho trabajo pendiente y en la lista de espera.

En diciembre de 1990 despegó el Columbia en la misión STS 35-ASTRO 1. Por fin llegó el momento para una misión totalmente dedicada a las investigaciones astrofísicas. En principio el laboratorio ASTRO 1 estaba programado para volar en marzo de 1986, de hecho era la misión que iba inmediatamente a continuación del fatídico vuelo del Challenger. Ya dentro del nuevo calendario, la segunda fecha prevista fue mayo de 1990, pero las fugas de combustible ya comentadas lo evitaron de nuevo. En definitiva, una vez que el Columbia estuvo en órbita, la demora acumulada fue de cinco años.

Los instrumentos que formaron parte de este observatorio orbital se dedicaron, lógicamente, a las observaciones en bandas del espectro electromagnético inaccesibles desde tierra (tres telescopios para el ultravioleta en una montura común y otro para rayos x), como se detalla a continuación:

• Hopkins Ultraviolet Telescope (HUT): Telescopio dotado de un espectrógrafo ultravioleta para examinar objetos difusos como cuasars, núcleos de galaxias activas y galaxias estandar. En su momento fue el primer instrumento orbital para el estudio de la radiación ultravioleta extrema, por debajo de 1200 angstroms de longitud de onda. Realizó 101 observaciones de 75 objetos.
• Wisconsin Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment (WUPPE): Diseñado para medir intensidades y polarización de la radiación ultravioleta. Su banda de operaciones fue de entre 1400 a 3200 angstroms. Realizó 88 observaciones de 70 objetos.
• Ultraviolet Imaging Telescope (UIT): Una combinación de telescopio, intensificador de imagen y cámara. Al contrario de los otros dos telescopios que enviaban sus datos a la Tierra, el UIT los almacenaba en el equipo de a bordo. Realizó 89 observaciones de 64 objetos.
• Broad Band X-Ray Telescope (BBXRT): Este telescopio era independiente con respecto a los otros tres, ya que tenía su propia plataforma y sistema de guiado, siendo además controlado y apuntado no por los astronautas, sino directamente desde el Goddard Space Flight Center. Realizó 116 observaciones de 76 objetos.

Acerca de ASTRO 1, siempre se ha comentado que en cierta manera los astronautas salvaron la misión, ya que al poco tiempo en órbita, los sistemas de apuntado automático del IPS fallaron (ver el significado de IPS en Astronomía Digital 3, 1ª parte de este artículo, misión Spacelab 2). Los seguidores estelares de esta montura tampoco funcionaron correctamente, así que fue la tripulación la que tuvo que realizar todos los apuntados de manera manual… con buen pulso y mucha paciencia. Y la cosa tuvo mérito, ya que a pesar de todo, se consiguió aproximadamente un 70% de las observaciones programadas. Durante los 9 días de vuelo, los siete tripulantes se repartieron el trabajo en dos turnos, de forma que ASTRO 1 estuvo en marcha las 24 horas del día.

STS 35. Los telescopios del conjunto ASTRO 1 fotografiados sobre un fondo fácilmente reconocible: la constelación de Orión.

Antes del desastre del Challenger, esta misión fue programado para ser lanzado en marzo de 1986 STS-61-E. Jon McBride fue originalmente asignado para comandar esta misión, lo que habría sido su segundo viaje espacial. Se optó por retirarse de la NASA en mayo de 1989 y fue sustituido como comandante de la misión por Vance Brand. Además, Richard N. Richards (como piloto) y David Leestma (como especialista de misión), fueron sustituidos por Guy Gardner y Mike Salón respectivamente. 59 años de edad, Brand era el más antiguo astronauta para volar en el espacio hasta Historia Musgrave, 61 en la misión STS-80 en 1996, y el senador estadounidense John Glenn, de 77 años, cuando voló en la misión STS-95 en 1998.

La carga útil ASTRO-E desplegado en bodega de carga del Columbia

Tipo de misión: Astronomía

Operador: NASA

ID COSPAR: 1990-106A

SatCat №: 20980

Duración de la misión: 8 días, 23 horas, 5 minutos, 8 segundos

Distancia recorrida: 6,000,658 3,728,636 kilómetros (millas)

Órbitas completadas: 144

Astronave: El transbordador espacial Columbia

Masa de lanzamiento: 121,344 kg (267.518 lb)

Masa de aterrizaje: 102,462 kg (225.890 lb)

Masa de carga útil: 12.095 kilogramos (26.665 lb)

Tripulación miembros:

Vance D. Brand
Chico S. Gardner
Jeffrey A. Hoffman
John M. Salón
Robert A. Parker
Samuel T. Durrance-
Ronald A. Parise

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 2 de diciembre de 1990 06:49:00 UTC

Sitio de lanzamiento: Kennedy LC-39B

Fin de la misión

Fecha de aterrizaje: 11 de diciembre de 1990 05:54:08 UTC

Punto de aterrizaje: Edwards pista 22

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: bajo Tierra

Perigeo: 352 kilómetros (219 millas)

Apogeo: 362 kilómetros (225 millas)

Inclinación: 28.45 grados

Período: 91,7 min

 De izquierda a derecha – Primera fila: Gardner, marca, Salón; Fila de atrás: Parker, Parise, Hoffman, Durrance-

STS-35 fue el décimo vuelo del transbordador espacial Columbia, el vuelo de la lanzadera 38, y una misión dedicada a la observación astronómica con ASTRO-1, un observatorio Spacelab que consta de cuatro telescopios. La misión lanzado desde el Centro Espacial Kennedy en Florida el 2 de diciembre de 1990.

Columbia, finalmente, se dirige en alto el 2 de diciembre.

El ASTRO-1 con mucho retraso-originalmente se había manifestado a volar en lo que habría sido la próxima misión del transbordador después de STS-51L malogrado Challenger como STS-61E en marzo de 1986. La misión fue renombrada como STS-35 durante el largo disponible -abajo después del accidente con la adición del Telescopio de rayos X de banda ancha ( BBXRT -01), y el original ASTRO-1 de carga útil se sacó de almacenamiento y recertificado para el vuelo.^[2] Columbia extenderá a 39A en a finales de abril de 1990 por un fecha de lanzamiento programada del 16 de mayo. Tras la revisión de la preparación de vuelo (FRR), anuncio de una fecha de lanzamiento concreta se retrasó para cambiar una válvula proporcional de bucle de freón refrigerante defectuosa en el sistema de refrigeración de la nave. En la posterior Delta FRR, la fecha fue fijada para el 30 de mayo. Lanzamiento el 30 de mayo se restregó durante llenar el tanque debido a una fuga de hidrógeno menor en el mástil servicio de cola en la plataforma móvil del lanzador y una importante fuga en el tanque externo de montaje / orbitador de desconexión rápida. El hidrógeno también se detectó en el compartimento de popa de la nave y cree que está asociada con una fuga que requieran montar umbilical de 17 pulgadas.

Preparaciones y lanzamiento

Columbia el 39A con Discovery en 39B en la distancia.

Fuga en el cordón umbilical de 17 pulgadas fue confirmada por una prueba de mini-tanque el 6 de junio. La fuga no puede ser reparado en la plataforma, y el vehículo se vuelve a ser la construcción de Ensamblaje de Vehículos (VAB) 12 de junio de demated, y se transfiere al Fondo para el proceso de la órbita (OPF). El montaje del lado del orbitador umbilical de 17 pulgadas fue reemplazado con uno prestado del todavía-a-llegar Endeavour . A continuación, el tanque externo fue equipado con el nuevo hardware umbilical. La carga útil ASTRO-1 fue reserviced regularmente y se mantuvo en la bodega de carga de Columbia ‘s durante las reparaciones del orbitador y reprocesamiento.

Dos días antes del lanzamiento, el cuadro de aviónica en la parte BBXRT de la carga útil ASTRO-1 funciona mal y tuvo que ser cambiado y vuelto a probar. Lanzamiento fue reprogramada para el 6 de septiembre. Durante tanque, se detectaron más altas concentraciones de hidrógeno en el compartimiento de popa de la nave, obligando a un nuevo aplazamiento. Directores de la NASA llegó a la conclusión de que Colombia había experimentado fugas de hidrógeno separados desde el principio: uno de la asamblea umbilical (que ha sido sustituido) y uno o más que había resurgido en el compartimiento de popa. La sospecha se centró en el paquete de tres bombas de recirculación de hidrógeno en el compartimiento de popa. Estos fueron reemplazados y ensayarse. Una junta de la tapa de teflón dañado en el principal motor número tres de hidrógeno fue reemplazado. Lanzamiento fue reprogramado para el 18 de septiembre. La fuga de combustible en el compartimiento de popa volvió a actuar en llenar el tanque, y el lanzamiento se frotó de nuevo. La misión STS-35 fue puesto en espera hasta que el problema resuelto por un equipo especial de tigre asignado por el director del transbordador espacial.

Despegue el 2 de diciembre se retrasó por 21 minutos para permitir que el tiempo de la Fuerza Aérea para observar las nubes de bajo nivel que puedan impedir el seguimiento del ascenso del traslado. El despegue finalmente se produjo el 2 de diciembre de 1990, 01:49:01 AM EST, el lanzamiento de la noche noveno en la historia de enlace y el segundo para Columbia. Un ascenso a la órbita nominal siguió. Este fue uno de los lanzamientos más retardados del programa del transbordador espacial.

Resumen de la misión

MS Robert Parker señala manualmente instrumentos de ASTRO-1 utilizando una palanca en la cubierta de vuelo a popa.

La carga útil principal de la misión STS-35 fue ASTRO-1, el quinto vuelo del Spacelab sistema y el segundo con el iglú y configuración del tren de palets. Los objetivos primarios fueron la vuelta al reloj observaciones de la esfera celeste en el ultravioleta y de rayos X con longitudes de onda espectrales del observatorio ASTRO-1, que consta de cuatro telescopios: Hopkins telescopio ultravioleta (HUT); Experimento Wisconsin ultravioleta Photo-polarímetro (WUPPE); Ultraviolet Imaging Telescope (UIT), montado en el sistema de instrumentos señalador (IPS). El sistema de apuntamiento Instrumento consistía en un sistema de cardán de tres ejes montado sobre una estructura de soporte de cardán conectado a un pallet Spacelab en un extremo y el extremo de popa de la carga útil en el otro, una carga útil del sistema de sujeción para el apoyo del experimento montado durante el lanzamiento y aterrizaje, y un sistema de control basado en la referencia inercial de un paquete giroscopio de tres ejes y operado por un microordenador cardán montado. ^[3] la banda ancha X-Ray Telescope (BBXRT) y su sistema de orientación de dos ejes (TAPS ) redondeó el complemento instrumento en la bodega de carga de popa.

La tripulación se dividió en turnos después de alcanzar la órbita, con Gardner, Parker, y Parise que comprende el equipo rojo; el equipo azul consistía en Hoffman, Durrance-, y el salón. Comandante Vance Brand fue asignado a cualquiera de los equipos y ayudó a coordinar las actividades de la misión. Los telescopios fueron alimentados y criados desde su posición de estiba por el equipo Red 11 horas de vuelo. Las observaciones comenzaron bajo el azul del equipo 16 horas en la misión después de que los instrumentos fueron sacados.^[4] En una observación ultravioleta típica ASTRO-1, el miembro de la tripulación de vuelo en servicio maniobrar el transbordador para señalar la bodega de carga en la dirección general de la objeto astronómico que debe observarse. El especialista de la misión al mando del sistema de apuntamiento para apuntar los telescopios hacia el objetivo. También se clavaron en los de guiar estrellas para ayudar al sistema de apuntamiento se mantienen estables a pesar disparos orbitador propulsores. El especialista de carga configurado cada instrumento para la próxima observación, identificado el objetivo celeste en la televisión guía, y siempre que las correcciones de puntería necesarias para colocar el objeto con precisión en el campo de visión del telescopio. Entonces, comenzó a las secuencias de observación del instrumento y supervisa los datos que se registran. Debido a las muchas observaciones crearon una gran carga de trabajo, los especialistas de la carga útil de la misión y trabajaron juntos para llevar a cabo estas operaciones complicadas y evaluar la calidad de las observaciones. Cada observación se llevó entre 10 minutos a un poco más de una hora.^[5]

Otra vista del observatorio.

Problemas con la precisión de puntería de la IPS y los fallos de sobrecalentamiento secuenciales de ambas unidades de visualización de datos (utilizado para señalar los telescopios y experimentos de operación) durante la misión impactadas procedimientos de la tripulación, el objetivo y los equipos de tierra forzosos en el Marshall Space Flight Center (MSFC) para dirigir el telescopios con ajuste de precisión por la tripulación de vuelo. BBXRT fue dirigido desde el principio por los operadores en tierra en el Goddard Space Flight Center y no se vio afectada. El telescopio de rayos X requiere poca atención de la tripulación. Un miembro de la tripulación se convertiría en el BBXRT y los grifos en el comienzo de las operaciones y luego apagarlos cuando las operaciones concluyeron. Después de que el telescopio se activó, los investigadores de Goddard podían “hablar” con el telescopio a través del ordenador. Antes de que comenzaran las operaciones científicas, los comandos almacenados fueron cargados en el sistema informático BBXRT. Entonces, cuando los astronautas del transbordador posicionados en la dirección general de la fuente, el TAPS señaló automáticamente el BBXRT en el objeto. Dado que el traslado podría estar orientado en una sola dirección a la vez, las observaciones de rayos X tuvieron que ser cuidadosamente coordinada con observaciones ultravioletas. A pesar de los problemas de puntería, todo el conjunto de telescopios obtuvo 231 observaciones de 130 objetos celestes en un lapso combinado de 143 horas. Equipos científicos del Centro Marshall y Goddard estima que el 70% de los objetivos de la misión se ha completado.^[6] ASTRO-1 fue la primera misión de un transbordador controlada en parte de las instalaciones de operaciones de la misión Spacelab de control del Centro Marshall en Huntsville, Alabama.

Durante el vuelo, la tripulación experimentó problemas de vertido de aguas residuales debido a una línea de agua de desagüe atascado, pero se las arregló para compensar el uso de contenedores de repuesto. Los problemas también afectaron una hélice de RCC y un texto y gráficos teleprinter a bordo utilizado para recibir actualizaciones del plan de vuelo.

Cargas adicionales y experimentos

Sam Durrance y Jeffrey Hoffman durante la primera lección de clase transmitido desde el espacio. También la primera corbata gastada en el espacio.

La realización de las transmisiones de radio de onda corta entre los operadores de radio aficionados en tierra y un radioaficionado a base de transporte fue la base para el experimento de traslado de Radioaficionado (SAREX) -II. SAREX comunica con las estaciones de aficionado en la línea de visión del orbitador en uno de los cuatro modos de transmisión: de voz, televisión de barrido lento (SSTV), o datos (enlace ascendente solamente) de televisión de exploración rápida (FSTV). El modo de voz fue operado en el modo asistido, mientras SSTV, datos o FSTV podrían ser operados en los modos atendida o desatendida. Durante la misión, SAREX fue operado por el especialista de carga Ron Parise, un operador con licencia (WA4SIR), durante los períodos en que no estaba programado para otras actividades de carga útil orbitador.^[7] Un experimento basado en tierra para calibrar los sensores electro-ópticos en Air fuerza Maui sitio óptico (AMOS) en Hawai también se llevó a cabo durante la misión. El Programa Aula Espacio: Asignación: El proyecto de Estrellas se llevó a cabo para despertar el interés de los estudiantes en ciencias, matemáticas y tecnología. Especialista de la misión Hoffman llevó a cabo la primera lección de clase se enseña desde el espacio el 7 de diciembre en apoyo de este objetivo, que cubre el material en el espectro electromagnético y el observatorio ASTRO-1. Una lección de soporte se enseña desde el centro de control de ASTRO-1 en Huntsville.

Columbia aterriza.

La misión fue interrumpida por un día debido al mal tiempo inminente en el sitio de aterrizaje principal, la Base Aérea Edwards , California. Los sistema de maniobra orbital (OMS) los motores se dispararon a las 8:48 pm PST sobre el Océano Índico para que salga de órbita de la nave espacial, que aterrizó en la pista 22 en la base aérea Edwards , CA en 21:54 10 de diciembre de 1990 después de una duración de la misión de 8 días, 23 horas y 5 minutos. Esta fue la cuarta noche de aterrizaje del programa de transbordadores. Distancia lanzamiento: 10,447 pies (3.184 kilómetros (1.978 millas)). Tiempo de lanzamiento:. 58 segundos Columbia volvió a KSC el 20 de diciembre en la lanzadera de portaaviones. Aterrizaje Peso: 102,208 kilogramos (225.330 libras).

ASTRO-1 se somete a post-proceso Challenger.

ASTRO-1 a bordo del Columbia en el Fondo para el proceso de la órbita.

 

 

Columbia dirige de nuevo a la KSC.

La carga útil en su posición de estiba.

 

Sonda Ulysses.

Ulysses es una sonda espacial no tripulada diseñada para estudiar el Sol a todas las latitudes. La sonda, nombrada así por la traducción al latín de Odiseo, protagonista de la obra clásica Odisea, fue lanzada el 6 de octubre de 1990 por el transbordador espacial Discovery durante la misión STS-41. Fue una misión conjunta entre la NASA y la ESA. La sonda estaba equipada con instrumentos para caracterizar campos, partículas y polvo. Obtenía la energía de un generador termoeléctrico de radioisótopos. La misión finalizó el 30 de junio de 2009 al ordenarse desde tierra a la sonda el apagado de sus sistemas debido a que ya no podía realizar actividades científicas significativas por el agotamiento de su fuente de energía nuclear.

Las observaciones del Sol realizadas tanto desde la Tierra como con las sondas clásicas se centraban en su región ecuatorial. La Tierra, y los cohetes lanzados desde ella, orbitan en el plano de la eclíptica, que coincide con el ecuador solar. Enviar una sonda a una órbita fuera de la eclíptica implicaría muchísima energía y sería necesario un vehículo extremadamente poderoso.

En los años 1970 se comenzaron a llevar a cabo con éxito las primeras asistencias gravitatorias, haciendo posible para una nave espacial que se acercara a Júpiter el alterar su órbita hasta colocarse en una órbita tal que pasara sobre los polos del Sol. Fue entonces cuando se propuso la misión Out Of the Ecliptic (OOE).

Originalmente, el diseño constaba de dos sondas, las cuales realizarían el viaje a Júpiter, desviándose una hacia el polo norte solar y la otra al polo sur, con lo que se podrían estudiar ambos polos simultáneamente. Debido a recortes en el presupuesto se rediseñó la misión para utilizar una sola sonda, que fue bautizada como Ulysses en referencia al intrincado viaje que tendría que hacer hasta llegar a la región polar solar. La duración de la misión era de 5 años.

Tras dejar la Tierra, Ulysses llegó a Júpiter en febrero de 1992 para una maniobra de sobrevuelo. Tras ella quedó en una órbita con una inclinación orbital de 80,2 grados respecto a la eclíptica. Entre 1994 y 1995 exploró por primera vez los polos del Sol.

Misión extendida

Dado el buen estado de la nave se decidió aportar fondos para extender la misión y durante un segundo sobrevuelo (entre 2000 y 2001) volvió a explorar las regiones polares solares tanto norte como sur, realizando descubrimientos inesperados, como las características del polo sur, mucho más dinámico que el norte y sin una localización fija. En 2003–04 realizó algunas observaciones sobre Júpiter.

La misión fue extendida por tercera vez para el periodo entre 2007 y 2008.

Durante las fases de crucero Ulysses recolectaba datos únicos. Como única sonda fuera de la eclíptica con un instrumento de rayos gamma, Ulysses formó parte importante del programa de detección de estallidos de rayos gamma.

El 1 de mayo de 1996 la sonda cruzó la cola del cometa Hyakutake, revelando que esta era mayor de lo que se esperaba, hasta alcanzar casi las 3,8 unidades astronómicas.

El cuerpo de la sonda es una caja en la que va montada una antena de 1,65 m de diámetro y el generador de radioisótopos. Dentro del cuerpo hay un tanque de hidracina, utilizada para correcciones de trayectoria y para redirigir la antena a la Tierra. El peso total en el lanzamiento era de unos 370 kg.

Instrumentos

• Antenas de radio y plasma: dos antenas extendidas perpendicularmente al cuerpo y al eje de giro. Juntas, forman un dipolo de 72 m. Una tercera antena se extiende desde el cuerpo, a lo largo del eje de giro, en una antena monopolar de 7,5 m de largo.

• Instrumentos montados en el cuerpo de la sonda: en el cuerpo propiamente dicho de la sonda se encuentran detectores de electrones, iones, gas neutro, polvo y rayos cósmicos. Además la radio puede usarse para la búsqueda de ondas gravitacionales y estudiar la atmósfera del Sol durante las ocultaciones.

• Otros instrumentos: la sonda contiene también otra serie de instrumentos que por sus características deben ir en compartimentos separados del resto de la nave. Tiene un detector de rayos X para estudiar las llamaradas solares y la aurora de Júpiter, un detector de GRB y dos magnetómetros distintos.

La masa total de los instrumentos científicos es de 55 kg.

Preparada por la ESA (1990), esta sonda debía medir las propiedades del viento solar, del campo magnético interplanetario, de los rayos cósmicos galácticos y del gas interestelar neutro, así como la composición y la aceleración de partículas energéticas al variar la latitud solar. Estaba dotada con dos magnetómetros, dos instrumentos para recoger y analizar el plasma del viento solar, tres instrumentos para analizar las partículas cargadas, un sensor para el gas neutro interestelar y otro para el polvo cósmico, así como un sensor para registrar los rayos X solares relacionados con la actividad superficial y los rayos de origen cósmico. Gracias a todo este equipo aumentó nuestro conocimiento sobre la corona solar y, entre otros aspectos, realizó investigaciones sobre las ondas gravitatorias.

Aprovechando el “efecto honda” de Júpiter, entró en una órbita heliocéntrica por la que sobrevoló el polo sur (1994, 2000) y el polo norte (1995, 2001) del Sol a 2 unidades astronómicas de distancia.

El Discovery fue el transbordador encargado de lanzar el telescopio espacial Hubble. La segunda y tercera misión de servicios al Hubble también fueron realizadas por el Discovery. También puso en órbita la sonda Ulysses y tres satélites TDRS. El Discovery ha sido escogido en dos ocasiones como el orbitador para regresar al espacio, la primera en 1988 como regreso tras el accidente del transbordador Challenger en 1986 y, posteriormente, en un regreso doble en julio de 2005 y julio de 2006 tras el accidente del transbordador Columbia de 2003. El transbordador también ha transportado al astronauta John Glenn, del Proyecto Mercury, que en ese momento contaba con 77 años, convirtiéndose en la persona de mayor edad en el espacio.

Final de la misión

Inicialmente el final de la misión se calculó que ocurriría a mediados de 2008 y que la causa sería la congelación de la hidracina en los conductos de los propulsores debido a que los calentadores eléctricos de los mismos no funcionarían adecuadamente por el agotamiento de la fuente de energía nuclear. Sin el sistema propulsor de hidracina la nave no podría orientarse para comunicarse con la Tierra. Sin embargo los ingenieros desarrollaron procedimientos para mantener la hidracina líquida en los conductos expulsando una pequeña cantidad de ella cada dos horas, y la menguante energía eléctrica fue racionada a los instrumentos y diversos sistemas de la nave.

Sin embargo, frente a la inevitable pérdida de los sistemas por un cada vez menor flujo de energía y la incertibumbre en cuanto a la cantidad de hidracina restante, junto con un retorno científico cada vez más pequeño, se decidió apagar definitivamente la sonda el 30 de junio de 2009 enviando comandos a la nave en una sesión de comunicación desde una de las antenas de la Red del Espacio Profundo de la NASA a las 17:35 CEST. El sistema de comunicaciones de la sonda se puso en modo “sólo escucha” a las 22:15 CEST, cesando el resto de actividades.¹

Enlaces externos

• Ulysses en la NASA
• Ulysses en la ESA
• ESA/NASA/JPL: Detalles sobre los instrumentos y los subsistemas de la sonda
• Ulises Otras Naves Espaciales.

Fecha de lanzamiento: 11 de julio de 1990

Vehículo de lanzamiento: Soyuz

Sitio de lanzamiento: Cosmódromo de Baikonur

Vida útil: 2 años

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 7000 kg

Dimensiones: 7,7 metros de largo por 12 metros de envergadura^[5]

NSSDC ID: 1990-058A

Elementos orbitales

Inclinación: 51,6 grados

Período orbital: 92,3 minutos

Apoastro: 387 km

Periastro: 382 km

Gamma fue el nombre de un observatorio espacial construido en colaboración por la Unión Soviética y Francia y dedicado a la observación en la parte del espectro correspondiente a la radiación Gamma. Fue lanzado el 11 de julio de 1990 mediante un cohete Soyuz desde el cosmódromo de Baikonur, casi 35 años después de ser concebido.

Telescopio espacial Gamma-1 (Novosti Kosmonavtiki).

El diseño básico del observatorio fue concebido en 1965 como parte del concepto de “estación espacial en nube”: una estación espacial primaria rodeada de naves tripuladas en vuelo libre con diferentes funciones. El concepto evolucionó a principios de los años 1970 hacia el diseño de la estación espacial MKBS/MOK: una enorme estación espacial central lanzado por un cohete N-1 con naves autónomas y laboratorios especializados volando a su alrededor. Gamma fue diseñado originalmente como uno de los laboratorios de este complejo, y su estructura deriva la de las naves Soyuz, utilizando sus sistemas de propulsión, pero sustituyendo los módulos orbital y de descenso por un gran cilindro presurizado que contenía los instrumentos científicos.

El diseño de los instrumentos del observatorio comenzó en 1972, con la participación francesa llegando en 1974. Fue ese mismo año en que el cohete N-1 y la estación MKBS fueron cancelados. El programa espacial soviético fue completamente redefinido en 1976, incluyéndose la autorización necesaria para el desarrollo de Gamma como un elemento de vuelo libre de una nueva estación espacial, la estación DOS-7/DOS-8, que evolucionaría en su momento a la estación Mir. El diseño de Gamma fue completado en 1978, y su construcción fue autorizada, junto con la de la estación Mir, el 16 de febrero de 1979. El diseño de Gamma incluía ahora un puerto de acoplamiento pasivo al que podría acoplarse una cápsula tripulada Soyuz para realizar mantenimiento en el observatorio, reemplazar las cintas de datos y reparar o reemplazar instrumentos. Este esquema de mantenimiento fue desechado en 1982, tras comprobar que la masa de la nave se salía de la capacidad del cohete lanzador y que todas las cápsulas Soyuz serían necesarias para mantener y servir a la estación Mir. Los sistemas de registro de datos del observatorio con cintas fueron sustituidos con métodos puramente electrónicos.

En el momento en que el sistema de acoplamiento con naves Soyuz fue desechado, se planeaba el lanzamiento de Gamma para 1984, pero diferentes problemas técnicos impidieron el lanzamiento hasta 1990, casi 35 años después de ser concebido. Finalmente el satélite, en el que también entró a colaborar Polonia, no produjo resultados científicos notables tras sus dos años de vida útil.

Instrumentos

• Telescopio Gamma 1: era el instrumento principal del observatorio, y estaba diseñado para realizar observaciones en el rango entre 50 MeV y 6 GeV. El sistema consistía en dos centelleadores y un contador de gas de Cerenkov. El área de observación efectiva era de 2000 cm², con una resolución angular de 1,5 grados a 100 MeV. Tenía un campo de visión de ±2,5 grados. La resolución en cuanto a energía era de un 12% a 100 MeV. El telescopio incluía una máscara codificada de tungsteno que podía moverse frente al campo de visión y con la que se conseguía una resolución de 20 minutos de arco para las fuentes más débiles. Poco después del lanzamiento la cámara de chispas falló, produciendo que la resolución angular nunca fuese mejor que 10 grados. El telescopio fue construido conjuntamente por la Unión Soviética y Francia.

• Seguidor de estrellas Telezvezda: funcionaba conjuntamente con el telescopio Gamma 1. Disponía de un campo de visión de 6×6 grados, con sensibilidad para observar estrellas de hasta magnitud 5. Su resolución angular era de 2 minutos de arco, posibilitando la determinación del apuntado del telescopio Gamma 1 con la misma precisión.

• Telescopio Disk-M: fue diseñado para observar flujos de energía en el rango entre 20 keV y 5 MeV. El detector consistía en cristales centelleadores de ioduro de sodio. Su resolución angular era de 25 minutos de arco. Dejó de funcionar poco después del lanzamiento.

• Telescopio Pulsar X-2: cubría el rango de energíe entre 2 y 25 keV, con una resolución de 30 minutos de arco y un campo de visión de 10×10 grados. Fue construido en colaboración por la Unión Soviética y Francia.

Resultados científicos

Gamma realizó estudios del pulsar de Vela, las regiones del centro galáctico, las binarias de Cygnus, la fuente Heming de rayos gamma en la constelación de Taurus y la fuente Hercules X-1. También estudió las emisiones de alta energía del Sol durante el máximo de actividad solar.

A finales de los 80 se jugó con la idea de dotar al Spektr-R con una antena de 30 metros de diámetro y sistemas derivados de las sondas venusinas 4V2, pero a continuación se modificó este diseño para usar la plataforma de la nueva generación de sondas UMVL (Fobos 1 y 2) en vez de la tecnología de las 4V2. Durante cierto tiempo se sopesó lanzar este super radiotelescopio con el cohete gigante Energía y convertir esta misión en un programa internacional. El proyecto sería simplificado poco después y se decidió reducir el tamaño de la antena a 10 metros de diámetro. A estas propuestas hay que sumarles los instrumentos lanzados en 1987 a bordo del módulo Kvant (37KE) de la estación Mir, un conjunto de telescopios y espectrómetros de varios países destinados a observar en el ultravioleta y en rayos X, y el observatorio Gamma-1 (19KA30), un telescopio de altas energías basado en la nave Soyuz lanzado en 1990 que funcionó durante dos años. Gamma-1 debía haber sido el primero de dos observatorios internacionales, el segundo de los cuales, denominado Aelita, incorporaría un telescopio infrarrojo (refrigerado a 27 K con helio líquido) construido en colaboración con Francia.

ROSAT lanzamiento, 1 de junio de 1990.

ROSAT (abreviatura de Röntgensatellit) era un telescopio de rayos X dirigido por el Centro Aeroespacial Alemán, con instrumentos construidos en Alemania, el Reino Unido y los EE.UU.. Fue lanzado el 1 de junio de 1990 en un cohete Delta II desde Cabo Cañaveral, diseñado inicialmente como una misión de 18 meses, con posibilidades de hasta cinco años de operación. ROSAT opero durante más de ocho años, siendo apagado el 12 de febrero de 1999.

En febrero de 2011, se informó de que era poco probable que se quemara por completo al volver a entrar en la atmósfera de la Tierra debido a la gran cantidad de materiales cerámicos y de vidrio utilizados en la construcción del satélite. Se creyó que piezas tan pesadascomo 400 kilogramos (882 libras) podrían impactar la superficie terrestre sin estar incineradas. [1] ROSAT, finalmente, volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra el 23 de octubre de 2011.

ROSAT, el Roentgen satélite, fue un observatorio de rayos X desarrollado a través de un programa de cooperación entre la Alemania, Estados Unidos y el Reino Unido. El satélite fue diseñado y operado por Alemania, y fue lanzada por los Estados Unidos el 1 de junio de 1990. La misión ROSAT se inició con una encuesta PSPC de seis meses, todo el cielo, después de lo cual el satélite comenzó una serie de observaciones en punta.

La misión ROSAT se dividió en dos fases: (1) Después de un periodo de calibración y verificación de dos meses en órbita, un estudio de todo el cielo se llevó a cabo durante seis meses utilizando el PSPC en el foco de XRT, y en dos bandas XUV usando el CFM. La encuesta se llevó a cabo en el modo de exploración. (2) La segunda fase consiste en el resto de la misión y se dedicó a agudas observaciones de fuentes astrofísicas seleccionados. En la fase punta de ROSAT, tiempo de observación se asignó a los huéspedes Los investigadores de los tres países participantes a través de la revisión por pares de las propuestas presentadas. ROSAT tenía una vida útil de 18 meses, pero se espera que opere más allá de su vida útil nominal.

El 11 de septiembre de 1994, después de cuatro años de operación exitosa, la PSPC fue cerrada para conservar el gas restante del detector. Se pensaba que este gas restante que se han utilizado durante 1997, en una serie de señalamientos para completar la cobertura de todo el cielo, pero varias otras observaciones PSPC se llevaron a cabo en 1998 y principios de 1999.

Aspectos destacados de la ciencia

Después de casi nueve años de observaciones científicas, ROSAT dejó un legado científico significativo en más de 8500 publicaciones. ROSAT descubrió que casi todos los objetos astronómicos emiten radiación de rayos X, incluyendo algunos de los objetos en los que no se había esperado. Los objetos observados incluyen la luna, cometas, estrellas, estrellas binarias de rayos X, estrellas de neutrones, las supernovas y los remanentes de supernova, el medio interestelar, las galaxias, los núcleos activos de galaxias, agujeros negros, nebulosas y el fondo cósmico de rayos X.. Algunos otros resultados incluyen:

• la primera encuesta de todo el cielo cada vez con una imagen del telescopio de rayos X que produce un catálogo que contiene más de 100.000 fuentes de rayos X
• el sorprendente descubrimiento de que los cometas emiten radiación de rayos X
• la detección de estrellas de neutrones aisladas

20:06 17.10.2011 (actualizada a las 20:31 10.12.2014)

El telescopio espacial alemán ROSAT de 2,4 toneladas de peso caerá a la Tierra el 22 ó 23 de octubre, pudiendo llegar a la superficie terrestre una treintena de fragmentos de 1,6 toneladas de peso total, comunicó hoy la Agencia Espacial Alemana (DLR).

Los especialistas de la DLR consideran como muy alta la probabilidad de caída del telescopio este fin de semana. El posible territorio de “aterrizaje” se extiende desde Berlín y la parte europea de Rusia en el norte hasta el archipiélago de Tierra del Fuego en el sur, indica el comunicado.

El ROSAT es un telescopio de rayos X creado por DLR y lanzado en 1990 por la NASA. Al principio, debía funcionar durante 18 meses, pero los ingenieros consiguieron alargar su “longevidad” y el aparato fue desconectado sólo en febrero de 1999. El telescopio no lleva motores para corregir la trayectoria de su caída ni tiene comunicación con el centro de control de vuelos.

Según los cálculos, la probabilidad de que una persona pueda ser alcanzada por algún fragmento del ROSAT es aproximadamente una entre 2.000. Si estos fragmentos llegan realmente a la Tierra, la zona de su caída representará una franja a lo largo de la trayectoria de vuelo de unos 80 kilómetros de ancho.

El telescopio espacial alemán Rosat cayó en la Bahía de Bengala

mie, 26 oct 2011 15:24 UTC

Lo confirmó la agencia espacial alemana. Se desconoce en cuántos fragmentos se desintegró.

Las populosas ciudades asiáticas se salvaron de la caída de un satélite alemán obsoleto que cayó en el mar, en algún sitio de la Bahía de Bengala, entre India y Mianmar.

El satélite Rosat penetró la atmósfera a la 0150 GMT del domingo, sobre la Bahía de Bengala, pero no se sabía cuántos fragmentos hicieron impacto en el mar, dijo el martes el Centro Aeroespacial Alemán.

Se anticipó que la mayor parte del satélite de 21 años se desintegraría al entrar en la atmósfera, pero también se supone que hasta 30 fragmentos por un total de hasta 1,7 toneladas métricas pueden haber caído al mar.

Los científicos ya no podían comunicarse con el satélite y mucho menos controlarlo.

Dos ciudades chinas con millones de residentes, Chongqing y Chengdu, estaban cerca del trayecto proyectado del satélite en picada, dijo Jonathan McDowell, del Centro Harvard-Smithsoniano de Astrofísica en Cambridge, Massachusetts.

El satélite científico Rosat de 2,69 toneladas fue lanzado desde Cabo Cañaveral, en la Florida, en 1990 y retirado en 1999 después de haber sido usado para investigar agujeros negros y estrellas de neutrón.

El telescopio espacial Hubble (HST por sus siglas en inglés), es un telescopio que orbita en el exterior de la atmósfera, en órbita circular alrededor de la Tierra a 593 km sobre el nivel del mar, con un período orbital entre 96 y 97 min. Denominado de esa forma en honor del astrónomo Edwin Hubble, fue puesto en órbita el 24 de abril de 1990 en la misión STS-31 y como un proyecto conjunto de la NASA y de la Agencia Espacial Europea inaugurando el programa de Grandes Observatorios. El telescopio puede obtener imágenes con una resolución óptica mayor de 0,1 segundos de arco.

La ventaja de disponer de un telescopio más allá de la distorsión que produce la atmósfera terrestre es esencialmente que de esta manera se pueden eliminar los efectos de la turbulencia atmosférica. Además, la atmósfera absorbe fuertemente la radiación electromagnética en ciertas longitudes de onda, especialmente en el infrarrojo, disminuyendo la calidad de las imágenes e imposibilitando la adquisición de espectros en ciertas bandas caracterizadas por la absorción de la atmósfera terrestre. Los telescopios terrestres se ven también afectados por factores meteorológicos (presencia de nubes) y la contaminación lumínica ocasionada por los grandes asentamientos urbanos, lo que reduce las posibilidades de ubicación de telescopios terrestres.⁷

Una de las características del HST era la posibilidad de ser visitado por astronautas en las llamadas misiones de servicio (SM, por sus siglas en inglés). Durante las misiones de servicio se podía arreglar elementos estropeados, instalar nuevos instrumentos y elevar la órbita del telescopio. Se realizaron 5 misiones de servicio (SM1, SM2, SM3A, SM3B y SM4). La última tuvo lugar en mayo de 2009 y en ella se produjo la mejora más drástica de la capacidad instrumental del HST, al instalarse dos nuevos instrumentos (WFC3 y COS), repararse otros dos (ACS y STIS) y mejorar otro más (FGS).⁴

Descripción técnica

El telescopio tiene una masa en torno a 11 toneladas, de forma cilíndrica con una longitud de 13,2 m y un diámetro máximo de 4,2 m. El coste del HST ascendió (en 1990) a 2000 millones de dólares estadounidenses. Inicialmente un fallo en el pulido del espejo primario del telescopio fabricado por Perkin Elmer produjo imágenes ligeramente desenfocadas debido a aberraciones esféricas. Aunque este fallo fue considerado en su día como una importante negligencia por parte del proyecto, la primera misión de servicio al telescopio espacial pudo instalar un sistema de corrección óptica capaz de corregir el defecto del espejo primario (COSTAR, iniciales en inglés de Óptica correctora como reemplazo axial del telescopio espacial) alcanzándose las especificaciones de resolución inicialmente previstas.

El HST es un telescopio de tipo reflector y su espejo primario tiene un diámetro de 2,4 m. Para la exploración del cielo incorpora en la actualidad cuatro instrumentos con capacidad de obtener imágenes y espectros, un espectrógrafo y tres sensores de guiado fino que pueden actuar como interferómetros. Para la generación de electricidad se emplean dos paneles solares que alimentan las cámaras, los cuatro motores empleados para orientar y estabilizar el telescopio, los equipos de refrigeración de los instrumentos y la electrónica del telescopio. Así mismo, el HST dispone de baterías recargables a partir de los paneles solares que le permiten utilizar la electricidad almacenada cuando la Tierra eclipsa el Sol o cuando la orientación de los paneles solares no es la apropiada.

Las misiones de servicio

Ya desde su diseño, el HST se concibió como un telescopio espacial que podría ser visitado por el transbordador espacial. Las razones para esa capacidad son:

• Poder reparar elementos estropeados. El espacio es un entorno agresivo para un satélite debido al efecto sobre los elementos electrónicos de las partículas elementales cargadas que se desplazan a gran velocidad y a la posibilidad de impactos con micropartículas. Por ese motivo, estaba claro desde el principio que algunas partes del HST fallarían en un plazo no muy largo.
• Instalar nuevos instrumentos, ya sean instrumentos científicos u otras partes del telescopio. Dada la rápida evolución de la tecnología, los detectores u ordenadores (por poner dos ejemplos) disponibles durante la larga vida del telescopio son superiores a los que originalmente se instalaron antes de su lanzamiento. Las visitas del transbordador permite actualizar esos elementos y así mejorar la capacidad del HST.
• Mantener la órbita del telescopio. Debido al rozamiento con la atmósfera (muy tenue pero no inexistente a esa altura), el telescopio se frena muy lentamente y, como consecuencia de la atracción gravitatoria terrestre, pierde altura. Cada vez que el transbordador espacial lo visita, lo empuja a una órbita ligeramente más alta.

La primera misión de servicio (SM1)

La primera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Endeavour (STS-61) en diciembre de 1993 y tuvo una duración de diez días. El plan de la SM1 estuvo fuertemente condicionado por la aberración esférica detectada tres años antes en el espejo primario. Las dos reparaciones más importantes fueron la sustitución del Fotómetro de Alta Velocidad (HSP, por sus iniciales en inglés) por la óptica correctora COSTAR y la instalación de la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2 (WFPC2) en el lugar de la cámara original (WFPC). El propósito de COSTAR era el conseguir el enfoque correcto de los otros tres instrumentos axiles originales del telescopio (la Cámara de Objetos Débiles o FOC, el Espectrógrafo de Objetos Débiles o FOS y el Espectrógrafo Goddard de Alta Resolución o GHRS). La WFPC2 ya incorporaba su propia corrección del efecto de la aberración esférica del espejo primario. Además, se instalaron dos nuevos paneles solares, cuatro giroscopios, dos unidades eléctricas de control, dos magnetómetros y un nuevo ordenador de a bordo. Por último, la órbita del HST fue elevada por primera vez desde su lanzamiento.

La SM1 estuvo rodeada de gran expectación. Por ejemplo, la revista New Scientist declaraba antes de su ejecución que constituía “la reparación más ambiciosa de la historia de la aeronáutica”. El éxito de la misión fue total hasta el punto que el jefe científico del proyecto, Edward J. Weiler, declaró que “el Hubble ha quedado reparado a un grado que nunca hubiéramos soñado”.

La segunda misión de servicio (SM2)

La segunda misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-82) en febrero de 1997. En ella se reemplazaron dos instrumentos preexistentes (el GHRS y el FOS) por otros dos nuevos, el Espectrógrafo de Imágenes del Telescopio Espacial (STIS) y la Cámara y Espectrómetro Multi-Objeto del Infrarrojo Cercano (NICMOS), se sustituyó un sistema de almacenamiento de datos en cinta por uno de estado sólido, se reparó el aislamiento térmico y se elevó la órbita del telescopio. El sistema de refrigeración de NICMOS no funcionó de la manera especificada y eso hizo que su vida útil se redujera de 4,5 a 2 años.

La tercera misión de servicio (SM3A)

La tercera misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Discovery (STS-103) en diciembre de 1999.

La cuarta misión de servicio (SM3B)

La cuarta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Columbia (STS-109) en marzo de 2002.

La quinta misión de servicio (SM4)

La quinta misión de servicio se llevó a cabo con el transbordador Atlantis (STS-125) en mayo de 2009. Ésta fue la última misión de servicio y duró 11 días, participaron en ella 7 tripulantes con el objetivo de reparar y añadir nuevos instrumentos al telescopio.⁴

La quinta misión de mantenimiento, prevista para 2006, se canceló inicialmente pero posteriormente se reinstauró. Con ella, está previsto que el Hubble alcanzará el final de su vida útil hasta mediados de la década de 2010. La fecha exacta del fin del Hubble es incierta, ya que depende de la vida de los giróscopos, baterías y el frenado atmosférico (corregible). La NASA prevé lanzar hacia el año 2018⁸ un telescopio de nueva generación (el Telescopio espacial James Webb) para observar en el infrarrojo cercano y medio. El James Webb no es un sustituto del Hubble sino un complemento, ya que observa en un rango distinto del espectro electromagnético.

El 14 de junio de 2006 la cámara avanzada para sondeos (siglas en inglés, ACS), uno de los instrumentos considerados fundamentales en el telescopio, dejó de funcionar. La causa fue un excesivo voltaje en el circuito de alimentación principal que fue subsanada con la activación del sistema de respaldo. El 30 de junio la ACS volvió a funcionar correctamente. El 31 de octubre de 2006, el Administrador de la NASA anunció la aprobación para una misión de mantenimiento. Esta misión de 11 días de duración tendrá lugar tentativamente en el otoño de 2008 y entraña la instalación de nuevas baterías, de la tercera cámara de gran angular (WFC3) y de un nuevo espectrógrafo (COS), así como la reparación de los giróscopos y posiblemente de STIS.

El 27 de enero de 2007, la ACS dejó de funcionar de nuevo debido a un cortocircuito en la misma. En principio, se pensó que el daño era irreversible para todos sus detectores. No obstante, más tarde se consiguió revivir uno de ellos (la SBC) y en la actualidad se está analizando si es posible reparar o no los otros dos (el WFC y el HRC) en la próxima misión de reparación. En la decisión final influirán los nuevos instrumentos que se instalarán en dicha misión (la WFC3 y el COS) y si es preferible reparar la ACS o STIS (existe un tiempo máximo que los astronautas pueden pasar fuera de la nave y la reparación de un instrumento lleva varias horas como mínimo). Mientras tanto, el Hubble utilizará los demás instrumentos que están disponibles para investigaciones. ⁹

Datos recogidos sobre el origen del universo

El Hubble está logrando que los teóricos se replanteen algunas de sus ideas respecto a la edad del universo. De hecho, la idea actual se encuentra ante una paradoja. Los datos más recientes que ha proporcionado el Hubble, según Wilford, escritor de asuntos científicos del periódico The New York Times, «indican de manera convincente que el universo puede ser mucho más joven de lo que calculaban los científicos. Tal vez no tenga más de ocho mil millones de años», en vez de los cálculos anteriores, que le asignaban catorce mil millones aproximadamente. El problema radica en que «se da por seguro que algunas estrellas tienen unos doce mil millones de años».

Imágenes enviadas

No tardó en demostrarse que había valido la pena corregir el sistema óptico. En junio de 1994, la revista Time publicó que el Hubble había descubierto claros indicios en apoyo de la existencia de los agujeros negros. La NASA anunció que este había descubierto una nube de gases en forma de disco que gira a una vertiginosa velocidad. Se halla a unos 50 millones de años luz, en el centro de la galaxia M 87. Se dice que tiene una masa estimada de entre 2000 y 3000 millones de estrellas del tamaño del Sol, pero comprimidas en un espacio del tamaño del sistema solar. Los científicos calculan que el disco de gases tiene una temperatura de 10 000 grados Celsius. La única explicación que puede darse en la actualidad para este fenómeno es la existencia de una enorme fuerza gravitatoria ejercida por un mastodóntico agujero negro, en torno al cual da vueltas el disco.

El Hubble también envió imágenes extraordinarias del cometa Shoemaker-Levy 9 cuando este se dirigía en una trayectoria autodestructiva a Júpiter, donde se desintegró en julio de 1994. Las imágenes de las galaxias que envía el Hubble son de tal nitidez que un científico calificó así el trabajo: “Un ligero cambio en el espejo, un paso gigante en astronomía”. Según la revista Investigación y Ciencia, en la actualidad “la resolución del Hubble duplica la del mejor instrumento instalado en Tierra, y gracias a ello puede observar con claridad un volumen de espacio mil veces mayor que otros telescopios”.

Cifras

• En el momento de ser lanzado era del tamaño de un vagón cisterna o de un edificio de cuatro pisos, de 13 metros de longitud y 4 de diámetro, y un peso superior a las 12 toneladas.
• La cámara más sofisticada del telescopio espacial Hubble ha creado una imagen mosaico de un gran pedazo del cielo, que incluye al menos 10 000 galaxias.
• El Hubble se encuentra a 593 km sobre nivel del mar.
• Con el telescopio Espacial Hubble se han observado aproximadamente un millón de objetos. En comparación, el ojo humano tan sólo puede ver unas 6000 estrellas a simple vista.
• Las observaciones del HST, unas 500 000 fotografías, ocupan 1420 discos ópticos de 6,66 GB.
• El Hubble orbita la Tierra a unos 28 000 km/h,¹⁰ dando una vuelta a nuestro planeta aproximadamente cada 97 minutos.
• A pesar de la gran velocidad a la que orbita la Tierra, el telescopio es capaz de apuntar a un astro con enorme precisión (la desviación es inferior al grosor de un cabello humano visto a una distancia de un kilómetro y medio).
• El Hubble tiene un índice con la posición detallada de 15 millones de estrellas (catálogo H.G.S.C. o Hubble Guide Star Catalogue) que le permite apuntar con gran precisión a sus objetivos.
• La distancia total que ha recorrido alrededor de la Tierra es de unos 3000 millones de kilómetros, superior a la que supondría hacer un viaje de ida a Neptuno.
• Astrónomos de más de 45 países han publicado los descubrimientos hechos con el Hubble en 4800 artículos científicos.

La Nebulosa Cabeza de Caballo

En su exploración de los planetas del Sistema Solar, el Hubble nos dejó imágenes tan nítidas como esta del planeta más exótico y sus magníficos anillos: Saturno. Tomada en 2004, en muchas de ellas pueden apreciarse incluso los más pequeños detalles de cómo están formados sus anillos concéntricos. Foto: NASA, ESA y E. Karkoschka (University of Arizona).

STScI-2010-13

La Galaxia del Sombrero

Esta es otra de las fotos consideradas más bellas de entre todas las tomadas por el Hubble, simplemente por lo espectacular de su aspecto y colorido. Se corresponde con V838 Monocerotis, una estrella variable situada a 20.000 años luz del Sol. Foto: NASA, ESA, y el Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Los pilares de la Creación

Granat (observatorio espacial)

Organización: Programa espacial de la URSS

Fecha de lanzamiento: 1 de diciembre de 1989

Vida útil: 9 años

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: 4400 Kg

Dimensiones: Altura: 6,5 m; Envergadura: 8,5 m

Equipo: Siete instrumentos científicos.

Tipo de órbita: Elíptica

Inclinación: 87 Grados

Período orbital: 5899,9 minutos

Periastro: 53.697 Km

Granat (en ruso, Гранат) fue un observatorio espacial soviético desarrollado en colaboración con Francia, Dinamarca y Bulgaria. Estaba diseñado para observar en rayos X y rayos gamma, en energías en el rango entre 3 y 200 keV. Fue lanzado el 1 de diciembre de 1989 por un cohete Proton a una órbita de 53697 km x 149862 km, con una inclinación orbital de 87 grados. La misión finalizó el 27 de noviembre de 1998.

Granat era un observatorio estabilizado en los tres ejes y la última de las naves de clase Venera construidas por NPO Lavochkin. Similar al observatorio Astron lanzado en 1983, fue denominado inicialmente Astron 2, para más tarde cambiársele el nombre.

Pesaba 4,4 toneladas, con casi 2,3 toneladas de instrumentación científica. Medía 6,5 metros de alto, con una envergadura de 8,5 metros. Los paneles solares le proporcionaban una potencia de unos 400 vatios.

Instrumentos

SIGMA

Telescopio de rayos X duros y rayos gamma de baja energía, construido por instituciones francesas. Cubría el rango de energías de 35 a 1300 keV, un área efectiva de 800 cm² y un campo de visión de 5ºx5º. Su resolución angular máxima era de 15 minutos de arco.

ART-P

Telescopio de rayos X de construcción soviética. Cubría el rango de 4 a 60 keV para la obtención de imágenes y de 4 a 100 keV para espectroscopia.

ART-S

Espectrómetro de rayos X, de construcción soviética, para el rango de energías entre 3 y 100 keV, con un campo de visión de 2ºx2º.

PHEBUS

Construido por el CERS francés, era un detector diseñado para registrar eventos transitorios en el rango entre 100 keV y 100 MeV.

WATCH

Construidos por Dinamarca, se trataba de cuatro instrumentos idénticos para el rango entre 6 y 180 keV.

KONUS-B

De construcción soviética, disponía de siete detectores distribuidos alrededor del observatorio para registrar fotones con energías de 10 keV a 8 MeV.

TOURNESOL

Instrumento francés compuesto por cuatro contadores y dos detectores ópticos. Los contadores registraban fotones con energías entre 2 keV y 20 MeV en un campo de visión de 6ºx6º.

Resultados científicos

• Observación intensa (más de 5 millones de segundos de observación acumulados) del centro galáctico.
• Descubrimiento de líneas de aniquilación positrón-electrón en el microquasar 1E1740-294 y la nova de rayos X GRS 1124-683.

 Granat (1989-1999)

Uno de los satélites astronómicos soviéticos (y luego rusos) más famosos fue el observatorio orbital Granat (“granada”), un proyecto desarrollado en colaboración con Francia, Dinamarca y Bulgaria. Fue lanzado al espacio el 1 de diciembre de 1989 y funcionó durante más de nueve años (hasta el 29 de mayo de 1999). Su período de rotación alrededor de la Tierra era de cuatro días. Pesaba 4,4 toneladas, de las que 2,3 eran carga útil. Fue colocado en una órbita de un apogeo alto: de 200 000 kilómetros, mientras que el punto más cercano de su órbita a la Tierra era 100 veces menor, de 2000 kilómetros.

Durante los primeros cuatro años de su funcionamiento, Granat descubrió numerosos agujeros negros y estrellas de neutrones (es decir, remanentes estelares dejados por estrellas supergigantes que agotaron el combustible nuclear y explotaron), candidatos a agujeros negros y estrellas de neutrones, entre ellos el primer microquasar hallado, GRS 1915+105. Descubrió también una radiofuente compacta y extremadamente brillante alrededor del centro de la galaxia, Sagitario A*, el supuesto agujero negro supermasivo. En la literatura científica contemporánea existen más de 5000 trabajos que albergan referencias a los resultados de explotación de Granat.

Dos años después de su lanzamiento, el observatorio empezó a sufrir problemas de financiación. Tras el colapso de la URSS en 1991, la estación terrestre principal del control de Granat, ubicada en Crimea, pasó a estar bajo jurisdicción de Ucrania, cuyo Gobierno recortó significativamente el presupuesto del observatorio. El proyecto sufrió también falta de financiación por parte de los otros tres países participantes, lo que impedía que se pudiesen realizar observaciones dirigidas. Durante los últimos años de su funcionamiento, todos los gastos relacionados con el control del observatorio los asumió Francia. Entre los años 1997 y 1998 Granat llevó a cabo la última serie de observaciones.

Imágenes tomadas en 2008 por el telescopio Hubble, y que han permanecido desde entonces en el archivo público de la NASA, han servido a científicos de la Universidad de Jaén (UJI) para encontrar la contrapartida infrarroja del microcuásar GRS 1758-258, una fuente astronómica de energía electromagnética, tanto en radiofrecuencias como en luz visible. El trabajo lo publica la revista Astrophysical Journal Letters.

Miembros del grupo Fuentes de Alta Energía en la Galaxia de la UJI, al que pertenecen los investigadores Pedro Luis Luque Escamilla, Josep Martí Ribas y Ávaro José Muñoz, estudian las fuentes celestes de rayos-X y gamma de origen estelar. Uno de estos objetos es GRS 1758-258, descubierto originalmente en 1990 por el telescopio de rayos-X duros SIGMA a bordo del satélite ruso GRANAT.

Poco después de su descubrimiento, GRS 1758-258 se interpretó como un sistema estelar doble, formado por una estrella poco luminosa orbitando alrededor de un agujero negro. Cuando en 1992 se observaron con precisión las ondas de radio provenientes del sistema, se descubrieron dos chorros emanando del agujero negro central, lo que permitió catalogar a este objeto como un nuevo miembro del recién creado grupo de los llamados microcuásares.

Durante más de 20 años no había sido posible detectar la estrella que orbita alrededor del agujero negro dentro de GRS 1758-258

No obstante, según apuntan los investigadores, durante más de 20 años no ha sido posible detectar sin ambigüedades la estrella que orbita alrededor del agujero negro dentro de GRS 1758-258, lo que ha impedido aplicar las poderosas técnicas observacionales de la astronomía óptica e infrarroja que permiten descomponer su luz y estudiar las propiedades físicas del sistema.

Sin embargo, gracias a los datos tomados en 2008 con la cámara infrarroja NICMOS a bordo del telescopio espacial Hubble, los investigadores de la UJI han podido medir no sólo una coincidencia precisa del objeto candidato con GRS 1758-258, sino también un apreciable cambio de su brillo en escalas de tiempo de semanas.

“Esta variabilidad temporal, típica de los objetos compactos como agujeros negros y estrellas de neutro

COBE – Cosmic Background Explorer

Organización: NASA

Centros: Goddard Space Flight Center

Tipo de misión: Cosmología

Satélite en órbita: terrestre

Lanzamiento: 18 de noviembre de 1989

(Originalmente para lanzamiento en el transbordador en 1988)

Duración misión: ~4 años

Masa: 2.270 kg

NSSDC ID: 1989-089A

Web: http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/cobe/

Órbita

Semieje mayor: 900,2 km

Excentricidad: 0,0006 – 0,0012

Inclinación: 99,3°

Periodo orbital: 103 minutos

Instrumentos

DIRBE: bolómetro infrarrojo

FIRAS: bolómetro infrarrojo

DMR: radiómetro

El Explorador del Fondo Cósmico COBE (Cosmic Background Explorer), conocido también como Explorer 66, fue el primer satélite construido especialmente para estudios de cosmología. Su objetivo fue investigar la radiación de fondo de microondas (o CMB por sus siglas en inglés Cosmic Microwave Background) y obtener medidas de la misma que ayudaran a ampliar nuestra comprensión del cosmos. Su misión, planificada para un período de alrededor de 4 años, comenzó el 18 de noviembre de 1989.

Los resultados obtenidos por sus instrumentos, confirman en gran parte los postulados de la Teoría del Big Bang. De acuerdo con el Comité del Premio Nobel, “el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión”.¹ Dos de los principales investigadores del COBE, George F. Smoot y John C. Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006. El satélite WMAP de la NASA es el sucesor actual de la misión COBE.

Historia

En 1974, la NASA lanzó un Anuncio de Oportunidad para misiones astronómicas que utilizaría un explorador espacial de tamaño pequeño o medio. Además de las 121 propuestas recibidas, tres tratan con el estudio de la radiación de fondo cosmológica. Aunque últimamente estas propuestas perdieron ante el Infrared Astronomical Satellite (IRAS), la fuerza de las tres propuestas enviadas mandó un claro mensaje a la NASA de que era una cuestión para considerar. En 1976, la NASA había seleccionado a miembros de cada una de los tres equipos ponentes de 1974 para realizar una propuesta conjunta para un satélite conceptual. Un año después, este equipo apareció con la propuesta de un satélite polar orbitante que podría ser lanzado por un cohete Delta o el Shuttle, llamado COBE. Contendría los siguientes instrumentos:²

• Radiómetro Diferencial de Microondas (DMR) – un instrumento de microondas que mapearía variaciones (o anisotropías) en la radiación de fondo de microondas (Investigador Principal: George F. Smoot)
• Espectrofotómetro Absoluto del Infrarrojo Lejano (FIRAS) – un espectrofotómetro utilizado para medir el espectro de la radiación de fondo de microondas (Investigador Principal: John C. Mather)
• Experimento Difuso para el Fondo de Infrarrojos (DIRBE) – un detector de infrarrojo de múltiple longitud de onda utilizado para mapear emisiones de polvo (Investigador Principal: Mike Hauser)

La NASA aceptó la propuesta proporcionada de que los costes pueden mantenerse por debajo de los 30 millones de dólares, excluyendo los análisis de lanzamiento y datos. Debido a que el coste sobrepasaba el programa debido al IRAS, el trabajo de construcción del satélite en el Centro de Vuelo Espacial Goddard (GSFC) no empezó hasta 1981. Para ahorrar costes, el COBE utilizó detectores de infrarrojo similares y un termo de helio líquido como los utilizados en el IRAS.

El COBE fue originalmente planeado para ser lanzado en un Transbordador espacial en 1988, pero la explosión del Challenger retrasó este plan cuando los transbordadores fueron retirados del servicio. La NASA mantuvo a los ingenieros del COBE para que no se fueran a otras agencias espaciales para lanzar el COBE, pero finalmente, un COBE rediseñado fue puesto en órbita el 18 de noviembre de 1989 a bordo de un cohete Delta. Un equipo de científicos estadounidenses anunció el 23 de abril de 1992, que habían encontrado las semillas primigenias (anisotropías del CMB) en datos del COBE. El anuncio fue realizado al mundo entero como un descubrimiento científico fundamental y fue portada del New York Times.

El Premio Nobel de Física de 2006 fue conjuntamente para John C. Mather, del Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA, Greenbelt, MD, USA, y George F. Smoot, Universidad de California, Berkeley, CA, USA “por su descubrimiento de la forma de cuerpo negro y las anisotropías del fondo cósmico de microondas.”

La nave espacial

El COBE fue un satélite de tipo Explorador, con tecnología prestada enormemente del IRAS, pero con algunas características únicas.

La necesidad de controlar y medir todas las fuentes de errores sistemáticos requirió un riguroso e integrado diseño. El COBE tendría que operar durante un mínimo de 6 meses y la restricción de la cantidad de interferencias de radio desde el suelo, el COBE y otros satélites así como la interferencia radiactiva desde la Tierra, el Sol y la Luna.³ Los instrumentos requerían estabilidad de temperatura y para mantener la ganancia y un alto nivel de limpieza para reducir la entrada de luz desviada y la emisión térmica de partículas.

La necesidad de controlar el error sistemático en la medida de las anisotropías del CMB y las diferentes ángulos de elongación son necesarias para modelizar la rotación del satélite de 0.8 rpm.³ Los ejes de rotación también son inclinados hacia atrás desde el vector de velocidad orbital como una precaución contra posibles depósitos de gases residuales atmosféricos en la óptica así como contra el brillo infrarrojo del que resultarían los impactos de partículas rápidas neutras en su superficie.

Para cumplir las demandas de la rotación lenta y la altitud de los tres ejes controla un sofisticado par de ruedas de momento para el viraje angular que fueron empleadas con sus ejes orientados a lo largo de sus ejes de rotación.³ Estas ruedas fueron utilizadas para tener un momento angular opuesto al de la nave entera para crear una sistema en red de momento angular cero.

La órbita se comprobaría para ser determinada basándose en los objetivos específicos de la misión espacial. Las consideraciones primordiales fueron necesarias para cubrir todo el cielo, la necesidad de eliminar radiación desviada desde los instrumentos y la necesidad de mantener la estabilidad térmica de los bidones y los instrumentos.³ Una órbita circular síncrona con el Sol satisfacía todos estos requisitos. Una órbita a 900 km de altitud con una inclinación de 99° fue elegida al adaptarse dentro de las capacidades de un transbordador (con una propulsión auxiliar en el COBE) o un Cohete Delta. Esta altitud fue un buen compromiso entre la radiación de la Tierra y la carga de partículas en los cinturones de radiación la Tierra a altas alturas. Un nodo ascendente a las 6 p.m. fue elegido para permitir al COBE seguir la frontera entre la luz del Sol y la oscuridad de la Tierra durante el año.

La órbita combinada con el eje de rotación hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente por debajo del plano de la coraza, permitiendo un completo barrido del cielo cada seis meses.

Las últimas dos partes importantes pertenecientes al COBE fueron los bidones y la coraza Sol-Tierra. Los bidones tenían 650 litros de helio superfluido criostático diseñados para mantener los instrumentos FIRAS y DIRBE fríos durante la duración de la misión. Estaba basado en el mismo diseño que utilizado en el IRAS y pudo ventilar helio a lo largo del eje de rotación cerca de las matrices de comunicación. La coraza cónica Sol-Tierra protegía los instrumentos de la luz solar directa y la radiación terrestre así como las radio-interferencias desde la Tierra y la antena de transmisión del COBE. Sus mantas de aislamiento multicapas proporcionaron aislamiento térmico para los bidones.³

Hallazgos científicos

EL “famoso” mapa de las anisotropías del CMB formado de los datos tomados por la nave COBE, bautizado por algunos cómo El rostro de Dios.

La misión científica fue conducida por los tres instrumentos detallados previamente: DIRBE, FIRAS y el DMR. Los instrumentos se solapaban en longitud de onda, proporcionando consistencia a la hora de comprobar las medidas en las regiones de solape espectral y asistencia en discriminar señales de nuestra galaxia, sistema solar y el CMB.³

Los instrumentos del COBE satisfarían cada uno de sus objetivos así como la realización de observaciones que tendrían implicaciones fuera del objetivo inicial del COBE.

Curva de cuerpo negro del CMB

Datos del COBE mostraron una coincidencia perfecta entre la curva de cuerpo negro predicha por la Teoría del Big Bang y la observada en el fondo de microondas.

Durante la larga gestación del COBE, se produjeron dos resultados astronómicos significativos. En primer lugar, en 1981, dos equipos de astrónomos, uno liderado por David Wilkinson de Princeton y el otro por Francesco Melchiorri de la Universidad de Florencia, anunciaron simultáneamente haber detectado la distribución en forma de cuadripolo del CMB utilizando instrumentos basados en globos sonda. Este hallazgo habría sido la detección de la distribución de cuerpo negro del CMB que debía medir el instrumento FIRAS del COBE. Sin embargo, otros experimentos intentaron duplicar sus resultados y no pudieron hacerlo.²

En segundo lugar, en 1987 un equipo japonés–estadounidense conducido por Andrew Lange y Paul Richardson de la UC Berkeley y del Toshio Matsumoto de la Universidad de Nagoya University hizo el anuncio de que el CMB no era un cuerpo negro real.

En un experimento con cohete sonda, detectaron un exceso de brillo a longitudes de onda de 0.5 y 0.7 mm. Estos resultados hacían dudar de la validez de la Teoría del Big Bang en general y ayudaron a sostener la Teoría del Estado Estacionario.²

Con estos desarrollos que sirven de telón de fondo a la misión COBE, los científicos esperaban con impaciencia los resultados del FIRAS. Estos resultados fueron sorprendentes puesto que demostraron un ajuste perfecto del CMB y la curva teórica de un cuerpo negro a una temperatura de 2.7 K, y mostrando así como erróneos los resultados de Berkeley-Nagoya.

Las medidas del FIRAS se realizaron midiendo la diferencia espectral entre una zona de cielo de 7° contra un cuerpo negro interno. El interferómetro del FIRAS cubría entre 2 y 95 cm^-1 en dos bandas separadas a 20 cm^-1. Hay dos longitudes de barrido (corta y larga) y dos velocidades de barrido (rápida y lenta) para un total de cuatro modos diferentes de barrido. Los datos fueron recolectados durante un periodo de más de diez meses.⁴

Anisotropía intrínseca del CMB

El DMR podía tardar cuatro años en mapear la anisotropía de la radiación de fondo ya que era el único instrumento no dependiente del suministro de los bidones de helio para mantenerse frío. Esta operación podía crear mapas completos del CMB substrayendo emisiones galácticas y dipolos en varias frecuencias. Las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas son extremadamente débiles, sólo una parte entre 100.000 comparada con la temperatura media de 2.73 kelvin del campo de radiación. La radiación de fondo de microondas es un residuo del Big Bang y las fluctuaciones son la impronta del contraste de la densidad en el Universo primigenio. Las ondas de densidad se cree que han producido la formación de estructuras tal como se observan en el Universo hoy en día: cúmulos de galaxias y vastas regiones desprovistas de galaxias (NASA).

Detección de galaxias tempranas

El DIRBE también detectó 10 nuevas galaxias que emitían en el infrarrojo lejano en la región no inspeccionada por el IRAS así como nueve otros candidatos en el débil infrarrojo lejano que pueden ser galaxias espiral.

Las galaxias que fueron detectadas en 140 y 240 µm también podían proporcionar información sobre el polvo muy frío (VCD). A estas longitudes de onda, la masa y la temperatura del VCD puede ser obtenida.

Cuando estos datos fueron reunidos para 60 y 100 µm con el IRAS, se encontró que la luminosidad del infrarrojo lejano aparece del polvo frío (~17-22 K) asociado con las nubes cirrosas difusas, 15-30% del polvo frío (~19 K) asociado con el gas molecular y menos del 10% del polvo cálido (~29 K) en las regiones de baja densidad.⁵

Otras contribuciones del COBE

Además de los hallazgos del DIRBE sobre galaxias, también realizó otras dos contribuciones significativas a la ciencia.⁵

El DIRBE pudo conducir estudios sobre polvo interestelar y determinar que su origen provenía de asteroides o partículas de cometas. Los datos del DIRBE recolectados en 12, 25, 50 y 100 µm pudieron concluir que los granos de origen asteroidal poblaron las bandas IPD y la nube lisa de polvo interestalar.⁶

La segunda contribución que el DIRBE hizo fue un modelo del borde del disco galáctico visto desde nuestra posición. De acuerdo al modelo, si nuestro Sol está a 8.6 kpc del centro galáctico, entonces el sol está a 15.6 pc por encima del plano medio del disco, que tiene una escala radial y vertical de 2.64 y 0.333 kpc, respectivamente y combado de forma consistente con la capa HI. Tampoco hay ningún indicio de un disco fino.⁷

Para crear este modelo, el polvo interestelar tiene que ser substraído de los datos del DIRBE. Se encontró que esta nube, como vista desde la Tierra es Luz zodiacal, no estaba centrada en el Sol, como se pensaba previamente, sino en un lugar del espacio a unos cuantos millones de kilómetros. Esto es debido a la influencia gravitacional de Saturno y Júpiter.²

Implicaciones cosmológicas

Además de los resultados científicos detallados en la última sección, hay numerosas preguntas cosmológicas sin respuesta en los resultados del COBE. Una medida directa de la luz de fondo extragaláctica también puede proporcionar importantes restricciones en la historia cosmológica integrada de la formación de las estrellas, la producción de metal y polvo y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas del polvo.⁸

Observando los resultados del DIRBE y del FIRAS desde 140 a 5000 µm podemos detectar que la intensidad del fondo de luz es de ~16 nW/(m²·sr). Esto es consistente con la energía liberada durante la nucleosíntesis y constituye entre el 20%-50% de la energía total liberada en la formación de Helio y metales a lo largo de la historia del Universo. Atribuida sólo a fuentes nucleares, esta intensidad implica que más del 5-15% de la densidad de masa bariónica implicada en los análisis de la nucleosíntesis del Big Bang ha sido procesada en las estrellas para formar Helio y elementos más pesados.⁸

También hubo implicaciones significativas sobre la formación de estrellas. Las observaciones del COBE proporcionan importantes restricciones sobre la tasa de formación de estrellas y nos ayuda a calcular el espectro del fondo de luz para varias formaciones de estrellas. La observación realizada por el COBE necesita que la tasa de formación de estrellas con corrimientos al rojo de z ˜ 1.5 sea mayor que la inferida a partir de observaciones con óptica ultravioleta por un factor de 2. Este exceso de energía estelar tiene que ser generado principalmente por estrellas masivas en galaxias cubiertas de polvo no detectadas todavía o regiones de formación de estrellas extremadamente polvorientas en galaxias observadas.⁸ La historia de la formación de estrellas exacta no puede ser resuelta sin ambigüedad por el COBE y se tendrá que resolver en observaciones posteriores futuras.

El 30 de junio de 2001, la NASA lanzó una misión de seguimiento del COBE conducida por Charles L. Bennett. El WMAP ha clarificado y expandido los logros del COBE.

El observatorio COBE

El COBE (Cosmic Background Explorer) empezó su misión espacial el 18 de noviembre de 1989 y fue el primer satélite construido especialmente para estudios de precisión que pudieran confirmar los postulados de la teoría del Big Bang.

Su objetivo ha sido investigar la radiación cósmica del universo y ampliar nuestra comprensión del cosmos. Los resultados obtenidos por sus instrumentos, mostraron una coincidencia perfecta entre la curva de cuerpo negro predicha por la teoría del Big Bang y la observada en el fondo de microondas.

Dos de los investigadores del COBE, George Smoot y John  Mather, recibieron el Premio Nobel de Física en 2006. Según el Comité del Premio Nobel, “el proyecto COBE se puede considerar como el punto de partida para la cosmología como una ciencia de precisión”.

Dos elementos adicionales, pero muy importantes del COBE son los bidones con helio líquido y la coraza de protección Sol-Tierra.

Los bidones están provistos de aislamiento multicapa y contienen 650 litros de helio superfluido criostático diseñados para mantener a temperatura adecuada los instrumentos de medición. Permiten ventilar helio a lo largo del eje de rotación cerca de las matrices de comunicación. La coraza cónica Sol-Tierra protege los instrumentos de la luz solar directa y de la radiación terrestre así como de la radio-interferencia desde la Tierra y la antena de transmisión del COBE.

El COBE también detectó 10 nuevas galaxias que emitían en el infrarrojo lejano, así como nueve otros candidatos en el débil infrarrojo lejano que pueden ser galaxias espirales.

Además algunos de los datos obtenidos pudieron conducir a estudios acerca del polvo interestelar y determinar que provenía de asteroides o partículas de cometas.

Otra importante contribución del COBE ha sido un modelo del borde del disco galáctico visto desde nuestra posición

Además, hay numerosas preguntas cosmológicas sin respuesta en los resultados del COBE:
Una medida directa de la luz de fondo extragaláctica puede proporcionar importantes restricciones en la historia cosmológica integrada de la formación de las estrellas, la producción de metal y polvo y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas del polvo.

También hay implicaciones significativas sobre la formación de estrellas. Las observaciones del COBE proporcionan importantes restricciones sobre la tasa de formación de estrellas.

Los dispositivos científicos que alberga el COBE son:

– El Radiómetro Diferencial de Microondas (DMR),  un instrumento que mapea las variaciones (o anisotropías) en la radiación de fondo de microondas.

– El Espectrofotómetro Absoluto del Infrarrojo Lejano (FIRAS), utilizado para medir el espectro de la radiación de fondo de microondas.

– El Experimento Difuso para el Fondo de Infrarrojos (DIRBE), un detector de infrarrojo de múltiple longitud de onda utilizado para mapear emisiones de polvo cósmico.

Nebulosa Andrómeda

Vía Láctea

El COBE fue lanzado a una órbita circular alrededor de la Tierra ubicada a 900 km de altitud y con una inclinación de 99º que satisfacía todos los requisitos establecidos durante el estudio del proyecto. Esta altitud fue calculada para evitar la radiación de la Tierra y la carga de partículas en los cinturones de radiación de la Tierra a altas alturas.

La órbita combinada con el eje de rotación hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente por debajo del plano de la coraza, permitiendo un completo barrido del cielo cada seis meses.

Los magníficos resultados proporcionados por el COBE han quedado sustancialmente superados con las informaciones enviadas por el telescopio espacial Planck, de nueva generación. Es interesante comprobar las calidades de imágenes en los tres telescopios: COBE, WMAP y Planck, como se ve a continuación.

Noticia del 21 de marzo de 2013. El telescopio espacial Planck de la Agencia Espacial Europea ha elaborado el mapa más detallado hasta la fecha del fondo cósmico de microondas, la radiación fosilizada del Big Bang. Este nuevo mapa ha sido presentado esta mañana, y presenta características que desafían los cimientos de los modelos cosmológicos actuales. Esta primera imagen está basada en los datos recogidos durante los primeros 15 meses y medio de observaciones de Planck, y es su primer mapa a cielo completo de la luz más antigua del Universo, grabada en el firmamento cuando éste apenas tenía 380.000 años.

Imagen publicada en la web de Observatorio, el 25 de marzo de 2013

Abajo puede ver cómo fue la imagen similar que envió el telescopio espacial COBE en febrero de 1998

Imagen publicada en la web de Observatorio, el 7 de febrero de 1998

Entre medio de estas dos hazañas de estos telescopios, están las imágenes similares enviadas por el telescopio espacial WMAP, en el año 2001.

Imagen publicada en la web Observatorio el 11 de julio de 2004

Mirando la primera de estas tres imágenes, la enviada por el telescopio espacial Plank, se observa cómo han mejorado notablemente las que teníamos del WMAP (julio 2004) y anteriormente del famoso COBE (noviembre de 1989). Las diferencias de calidad en estas sucesivas imágenes son similares, en cierta forma, a las que podríamos observar en las fotografías familiares obtenidas con cámara compradas en 1989, 2001 y 2009. No digamos ya las fotografías familiares de hace 50 años.

Hay una web que deja explorar nuestra la Vía Láctea y el Universo lejano en un intervalo de longitudes de onda desde los rayos-X hasta las larguísimas ondas de radio. Se puede cambiar de longitud de onda utilizando la barra en la parte superior derecha de la pantalla y explorar el espacio utilizando el ratón. Es una página simplemente maravillosa.

 

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 5 de febrero de 1987

Reingreso: 1 de noviembre de 1991

Equipo:

Large Area Proportional Counter (LAC 1,7 – 37 keV)
All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV)

Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV)

Inclinación: 31 Grados

Período orbital: 96 minutos

Periastro: 510 Km

ASTRO-C, rebautizado como Ginga (galaxia en japonés) tras su lanzamiento fue el tercer satélite lanzado para estudiar el cielo en rayos X desde Japón. Fue lanzado el 5 de febrero de 1987 desde el Kagoshima Space Center a una órbita con unos 510 km de perigeo y 670 km de apogeo, con una inclinación de 31º y un periodo de unos 96 minutos. El satélite operó hasta el 1 de noviembre de 1991, fecha en la que se incineró en la atmósfera. El programa de observación estaba abierto a científicos de Japón, Estados Unidos, Reino Unido y algunos países europeos. Los instrumentos que llevaba a bordo este satélite eran los siguientes:

• Large Area Proportional Counter (LAC 1,7-37 keV, desarrollado en colaboración con el Reino Unido) 1,5 a 37 keV Ef. = área de 4000 ^cm2, FOV = 0.8 ° x 1.7
• All-Sky Monitor (ASM 1-20 keV) Ef. = área de 70 cm ^2, FOV = 1 ° x 180 °
• Gamma-ray Burst Detector (GBD 1,5-500 keV, desarrollado en colaboración con los Estados Unidos) Ef. = área de 60 ^cm2 (SC) y 63 cm ² (PC), FOV = All-cielo

Logros destacados:

• Descubrimiento de transitorios candidatos Negro Hole y estudio de su evolución espectral.
• El descubrimiento de los transitorios débiles en la cresta galáctica.
• La detección de las características del ciclotrón en 3 púlsares de rayos X: 4U1538-522, V0332 + 53, y la X Reunión del CPA-4.
• La evidencia de emisión y absorción característica Fe en Seyfert sondeo reprocesamiento por la materia fría.
• Descubrimiento de un intenso 6-7 keV hierro línea de emisión de la región del centro galáctico.

Archivo: datos de curvas de luz, Spectra y materias primas del experimento de ALC.

Misión Visión general:

El tercer satélite japonés astronomía de rayos X, Ginga, fue lanzado en un cohete Mu-3SII-3 desde el Centro Espacial de Kagoshima, el 5 de Feburary 1987. La carga útil consistió en tres instrumentos: una gran área proporcional Contador (ALC 1,5 a 37 keV), desarrollado en colaboración con el Reino Unido, un monitor de todo el cielo (ASM 1-20 keV), y un estallido de rayos gamma del detector (GBD 1,5 a 500 keV), desarrollado en colaboración con los EE.UU. El satélite fue colocado en una órbita con el perigeo 510 km y apogeo de 670 km y una inclinación de 31 °. Su periodo orbital era ~ 96 minutos. Ginga fue de aproximadamente 1000 x 1000 x 1550 mm de tamaño. Pesaba alrededor de 420 kg. La configuración Ginga se muestra en la siguiente figura. La nave espacial era de tres ejes estabilizado por un volante de inercia y un sistema de referencia inercial de cuatro giroscopio, calibrado por dos sensores estelares CCD. Las maniobras de naves espaciales que señala se llevaron a cabo con torquers magnéticos de tres ejes.

El tiempo requerido para mover el eje Z era lento y longitudes de observación de menos de un día no fuera práctica. Manoevers que gira alrededor del eje Z se hicieron más rápido, pero esto requiere una alineación adecuada de las fuentes realizadas con torquers de tres ejes. La precisión de la puntería era mejor que seis minutos de arco, mientras que la reconstrucción actitud tenía una precisión de aproximadamente un minuto de arco. Los paneles solares tenían que tendrá lugar dentro de los 45 grados de la dirección del sol con el fin de satisfacer las limitaciones de potencia. Esta restricción limita la porción del cielo observable por el ALC en un momento dado del año, dentro de una banda de +/- 45 grados de ancho a lo largo de un círculo máximo perpendicular al vector de sol. Los datos se transmiten a tres velocidades diferentes bits: 16384 bps (alta tasa), 2048 bps (velocidad media) y 512 bps (baja tasa). Un registrador de datos de burbuja, la memoria de a bordo con una capacidad de 41,9 Mbits podría almacenar datos durante 42,7 minutos a la alta velocidad de datos, 5,68 horas, al tipo medio, y 22.73 horas en la baja velocidad de datos. La fecha almacenada se reproducirá durante un contacto a tierra en cualquiera de 65.536 bps o 131.072 bps.

El satélite operado hasta noviembre de 1991. El programa de observación Ginga fue abierta a científicos de Japón, el Reino Unido, EE.UU., y una serie de países europeos. Durante la vida de la misión Ginga observó cerca de 350 objetivos, incluyendo todas las clases de fuentes de rayos-X.

Instrumentación

La gran área proporcional Contador (ALC) fue el principal instrumento científico a bordo de Ginga. Fue diseñado y construido bajo una colaboración entre Japón y Reino Unido (ISAS, U. Tokio, Nagoya U., U. Leicester, Rutherford Appleton Lab). Consistía en ocho contadores proporcionales multicelulares para un área total efectiva de 4000 ^cm2.

El campo de visión de la LAC fue de 0,8 x 1,7 grados anchura total a la mitad del máximo (FWHM), con el lado más largo paralelo al eje Z, y se definió por colimadores de nido de abeja hechos de láminas de acero inoxidable delgados. Los contadores se llenaron con una mezcla de gas de 70 por ciento de argón, 25 por ciento de xenón, y 5 por ciento de dióxido de carbono a una presión total de 2 atmósferas a 20 grados Celsius. El rango de energía eficaz durante el cual la eficiencia de detección fue más de 10 por ciento fue de aproximadamente 1,5 a 30 keV. La resolución de la energía era mejor que el 20 por ciento FWHM en el 5,9 keV. Los eventos de rayos X fueron aceptadas de altura de impulsos analizada en un máximo de 48 canales de altura de pulso. Había cuatro modos de observación, que se enumeran en la tabla siguiente. El tiempo de resolución era dependiente del modo. El tiempo de resolución más alta disponible fue de 0,98 milisegundos, que se logra a expensas de la información espectral. El límite de detección para el ALC fue de aproximadamente 0,1 milliCrab, o 2 x 10 ^-12 erg / ^cm2 sec en el rango de 2-10 keV.

El Monitor de All-Sky (ASM) constaba de 2 contadores proporcionales de gases idénticos, y fue sensible a 1-20 keV. Cada contador estaba equipada con un colimador que tenía 3 campos de vista diferentes (1 ° x 45 ° FWHM). El objetivo de la ASM era crear una encuesta en todo el cielo cada 1-2 días para buscar eventos transitorios (para alertar al ALC) y para recoger un registro a largo plazo de las fuentes de rayos-X.

El propósito del detector Explosiones de Rayos Gamma (GBD) fue detectar explosiones de rayos gamma en el rango de energía keV 1-500 con una resolución temporal de 31,3 ms y una resolución de alta energía. Se compone de dos sensores: un contador proporcional (PC) y un espectrómetro de centelleo (SC). El GBD también podría funcionar como un monitor de cinturón de radiación de fondos elevados de partículas que podrían dañar a los otros 2 experimentos.