Astronáutica
COS-B
Tipo: Observatorio espacial
Organización: ESA
Fecha de lanzamiento: 9 de agosto de 1975[1][2][3]
Cohete portador: Delta 2913[2][4][5][6]
Sitio de lanzamiento: Base Vandenberg das Forzas Aéreas[2]
Regreso: 18 de enero de 1986[1]
NSSDC ID: 1975-072A
Dimensiones: 140 cm de diámetro x 121 cm de altura[2][4]
COS-B (acrónimo de Celestial Observation Satellite[4]) fué un observatorio espacial de la Agencia Espacial Europea lanzado el 9 de agosto de 1975 mediante un cohete Delta 2913 desde la Base Vandenberg de la Fuerza Aérea.[2][4][5][6] Inicialmente pretendía lanzar el satélite mediante un cohete Europa 2, pero se descartó tras los diversos fallos técnicos del mismo.[4]
Características
La misión de COS-B consistía en la observación de la radiación gamma celeste en el rango de energías entre 25 MeV e 1 GeV con el objetivo de estudiar los púlsares de rayos gamma, cartografiar la Galaxia en rayos gamma y hacer un estudio en detalle del púlsar Geminga.[8]
El satélite fue inyectado en una órbita altamente elíptica con apogeo de 100.000 km y un perigeo de 350 km y una inclinación orbital de casi 90 graos.[2]
El satélite tiene forma cilíndrica, con diámetro de 140 centímetros y una altura de 121 centímetros. Teniendo en cuenta las cuatro antenas que sobresalían de la parte inferior del cilindro, la altura total era de 172,2 cm.[2]
COS-B obtiene información sobre a su orientación a partir de un sensor solar y de un sensor de albedo terrestre. La altitud se controlaba mediante un sistema de control que usa un gas frío (nitrógeno) como propulsor. El mismo sistema servía para ajustar la rotación del satélite a una velocidad dee de 10 revoluciones por minuto, encendiendo un par de toberas de precisión para ajustar el momento angular.[2]
El sistema de telemetría usaba un transmisor en tiempo real de 6,5 vatios de potencia y con una tasa de transmisión de datos de 160 por 320 bps, seleccionable. La energía eléctrica era proporcionada por 9480 células solares montadas en 12 paneles no cilíndricos del satélite.[2]
La misión se dio por finalizada en abril de 1982[4] tras funcionar casi el triple de lo inicialmente estimado (6 años y 8 meses frente a dos años previstos)[8]. El satélite reentro en la atmosfera el 18 de enero de 1986.[1]
Instrumentación
Como único instrumento, COS-B llevaba a bordo un telescopio de rayos gamma, que funcionó sin problemas durante toda la misión salvo problemas puntuales con la cámara de chipas y la perdida normal de rendimiento con el paso del tiempo.[4]
El objetivo principal fue estudiar el espectro y distribución de rayos gamma de l
a Vía Láctea y el flujo de rayos gamma extragaláctico, estudiando las fuentes conocidas de esta radiación y buscando fuentes aún no conocidas.
Como resultado de la misión se creó el catálogo de fuentes de rayos gamma (catálogo 2GC) y el primer mapa completo del disco de nuestra galaxia.1
Según Brian Taylor, científico del proyecto COS-B, “Su misión era mapear el firmamento, en particular la Vía Láctea, en longitudes de onda de rayos gamma con energías superiores a 50 MeV. Estos rayos gamma pueden ser creados rayos cósmicos (protones y electrones relativistas), interactuando con el medio interestelar y en campos magnéticos. El objetivo fue buscar sitios en el firmamento donde estas partículas eran aceleradas a velocidades relativistas. Al estar cargadas, las direcciones con las que llegan a la Tierra no guardan relación con su punto de origen, dado que sus trayectorias con alteradas por los campos magnéticos interestelares, a diferencia de los rayos gamma que vienen directos hacia nosotros. COS-B únicamente tenía un instrumento, concebido a mediados de los años 60 y aprobado para su lanzamiento por la ESRO en 1969. En ese momento, los satélites de la ESRO solían portar típicamente siete instrumentos separados, por lo que COS-B fue realmente un caso diferente. No sólo eso, encontrar rayos gamma entre un cantidad 10.000 ve
ces superior de partículas cargadas de rayos cósmicos era todo un reto”.
La principal parte del desarrollo del satélite comenzó en febrero de 1972, siendo el principal contr
atista MBB Ottobrunn (Alemania) y con subcontratistas en Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Italia, Holanda y Reino Unido. El instrumento de rayos gamma fue diseñado y construido por un consorcio formado por cinco institutos de Alemania, Holanda, Francia e Italia.
COS-B fue lanzado el 9 de agosto de 1975 por la ESA en un vehículo de lanzamiento Thor Delta 2913 desde Western Test Range (California). Su diseño era para una vida operativa de un año con margen para otro posible año de operaciones. De hecho, COS-B funcionó correctamente durante 6 años y 8 meses, cuatro años más de lo planeado. Fue finalmente desactivado el 25 de abril de 1982.
El análisis de los datos científicos y la creación del archivo científico de la misión fueron completados en 1985, 10 años después del lanzamiento. Durante su vid
a, COS-B incremento la cantidad de datos existentes de rayos gamma en un factor 25. Los resultados científicos incluyeron el 2CG Catalogue, que lista cerca de 25 fuentes de rayos gamma, y el primer mapeo completo en rayos gamma de la Vía Láctea. El satélite también observó la fuente binaria de rayos-X Cygnus X-3 y el primer núcleo galáctico activo en rayos gamma, 3C273.
[Fuente de la noticia: ESA]
El fabricante principal de COS-B fue MBB Ottobrunn, en Alemania, aunque hubo partes subcontratadas en Bélgica, Dinamarca, España, Francia, Italia, los Países Bajos, y el Reino Unido.
ANS
Astronomische Nederlandse Satelliet
ANS
Información general
Fecha de lanzamiento: 30 de agosto de 1974
Aplicación: Observatorio espacial
Configuración: Cilíndrica
Tipo de órbita: Elíptica
Inclinación: 98 Grados
Período orbital: 99,1 minutos
Astronomische Nederlandse Satelliet o ANS (también conocido como Astronomical Netherlands Satellite) fue un observatorio espacial en rayos X y ultravioleta de los Países Bajos construido en colaboración con la NASA.
Fue lanzado el 30 de agosto de 1974 en un cohete Scout desde la base aérea de Vandenberg, en Estados Unidos, hacia una órbita heliosincrónica. La misión duró 20 meses, hasta junio de 1976.
ANS podía medir fotones en el rango energético de 2 a 30 keV con un detector de 60 cm2. Tenía un telescopio Cassegrain de 22 cm para observar en el ultravioleta.
Características
ANS se dedicó a estudiar y observar el cielo en rayos X y ultravioleta de una órbita sincronizada con el sol de 266 km x 1.176 kilometros y una inclinación orbital de 98 °. Se observó que la gama de energías de rayos X entre 2 y 15 keV y se observa en el rango ultravioleta de longitudes de onda desde 1.500 a 18.000 Angstroms.[2][4]
La actitud del satélite controlado por bobinas magnéticas que interactúan con el campo magnético por terrestre y volantes de inercia, y la determinación de la posición se lleva a cabo por los sensores solar y el horizonte estelar, así como un magnetómetro.[2][4]
ANS volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra el 14 de junio de 1976.[1]
El primer significativa contribución espacio de los Países Bajos en los años setenta del siglo XX, se dio cuenta el diseño, construcción y puesta en marcha de los holandeses satélite astronómico, ANS Esto contribuyó a. UV – y la astronomía de rayos X.
Los astrónomos en las universidades de Groningen y Utrecht querían utilizar durante algún tiempo la posibilidad de estrellas para observar partes del espectro en la tierra por el efecto de filtrado de la atmósfera, no eran visibles. Se hicieron propuestas para un satélite con telescopios de la radiación ultravioleta y la región de rayos X.
Diseño y construcción
Tras el 18 de de diciembre de 1969 Estado obtuvo el satélite fue diseñado y construido por Philips y la antigua División Espacial Fokker y el NLR. En conjunto, estos tres partidos formaron el Industrial Consorcio ANS (ICANS). Para el sector aeroespacial inexpertos ANS era un programa ambicioso. Los instrumentos de observación tenido con gran exactitud (un minuto de arco) pueden ser dirigidos a ciertas estrellas. Esto requiere un satélite estabilizado en tres ejes con una amplia y precisa de control de posición. Con la ayuda de bobinas magnéticas y ruedas de reacción se podría cambiar la posición del satélite, en el que la posición relativa al sol y la tierra se determinó con los sensores solares y un sensor de horizonte. Este sistema fue en ese momento muy ambicioso, y muchos expertos dudaban de que alguna vez fuera a trabajar en el relativamente pequeño satélite que sería ANS. No obstante conseguido los ingenieros en su diseño, y el sistema tuvo tanto éxito que, finalmente, la exactitud de 30 segundos de arco demostraron ser. Debido a que ANS se pondrá en marcha en una época en que la fiabilidad global de misiles que desear izquierda había dos copias del satélite construido. El primer ejemplar fue equipado con instrumentos científicos, la segunda copia se mantiene en reserva. Tras el éxito de la misión ANS ANS repuesto se exhibió durante años en Philips y finalmente en 2004 se prestó para el espacio de exposición de la MRN en Aviodrome al aeropuerto de Lelystad. En el Museo de la Universidad en Groningen es un modelo de prueba totalmente equipada.
Instrumentos
Los astronómicos instrumentos de a bordo:
- UVX – Un telescopio de espejo con un diámetro de 22 cm para hacer observaciones en el ultravioleta porción del espectro electromagnético. Este telescopio fue a las especificaciones SRON construido por la empresa de balones Hermanos de Estados Unidos (ahora Ball Aerospace).
- SXX – Un telescopio de espejo para la suave región de rayos X. A continuación, se hizo uso de un alargado espejo parabólico porque los rayos X son sólo para ser desviada sobre ángulos pequeños. El telescopio fue construido por el Laboratorio de Investigación Espacial en Utrecht.
- HXX – Un telescopio del colimador tipo para los rayos X duros construidas por los EE.UU. MIT.
Sólo en una etapa posterior del diseño se añadió a la Instrumentación HXX. Esta fue una sala de instrumentos a bordo de América ANS recibido a cambio de un lanzamiento libre por un estadounidense cohete explorador. El cohete podría lanzar un peso de hasta 135 kilogramos en el trabajo correcto. Esto requiere una construcción ligera y compacta del satélite.
Trabajo
ANS tuvo que operar desde una órbita polar a una altitud de 500 km. La órbita polar (unos polos norte y sur así) para asegurar que el satélite, con una cara es siempre en el sol orientado, todo ello en medio año firmamento puede observar. Para llevar a cabo observaciones fueron controlados por el ordenador de a bordo se cargó cada doce horas desde el suelo con las instrucciones para el próximo medio día de observaciones.
ANS podían medir de rayos X fotones en el rango de energía de 2 a 30 keV , con un detector de 60 cm 2, y se utilizó para encontrar las posiciones de galáctico y fuentes de rayos X extragalácticos. También midió su espectro , y miró a sus variaciones en el tiempo. [1] Se descubrió estallidos de rayos X, y también detecta los rayos X de Capella. [5]
ANS observó también en el ultravioleta parte del espectro, con unos 22 cm (260 cm 2) Cassegrain telescopio. Las longitudes de onda de los fotones observados fueron entre 150 y 330 nm , con el detector dividido en cinco canales con longitudes de onda centrales de 155, 180, 220, 250 y 330 nm. [4] En estas frecuencias se tomó más de 18.000 mediciones de alrededor de 400 objetos. [1]
Lanzamiento, las operaciones y el retorno
ANS fue el 30 de de agosto de 1974 el lanzamiento. Debido a un defecto en la etapa final del cohete ANS no era la órbita circular destinada a 500 km de altitud arriba pero en órbita elíptica cuyo punto más bajo fue sólo 266 kilometros de altitud. Gracias al hecho de que ANS fue el primer satélite con un reprogramable ordenador de a bordo tiene la forma incorrecta de que el trabajo tuvo poco impacto en el programa de vigilancia de la ANS. Los programas de observación se adaptaron a los nuevos datos del trabajo y en la planta enviada al ordenador de a bordo. En última instancia, ANS, por tanto, se puede llevar a cabo más del 95 por ciento de las observaciones pre-planificado. El satélite trabajó durante más de nueve meses más de lo previsto y las observaciones estaban en 27 de april 1976 se detuvo debido a que el gobierno holandés se detuvo el flujo de dinero, a pesar de que ANS en ese momento todavía estaba funcionando bien. Casi tres años después del lanzamiento ANS pagado el 14 de de junio de 1977 de nuevo en la atmósfera y por lo tanto fue completamente destruida.
Resultados
En 20 meses de tiempo ANS pasó gran parte del mapa del cielo en la parte ultravioleta y de rayos X del espectro. Los principales resultados de la misión fueron:
- Descubrimiento y primeras observaciones de destellos de rayos-X.
- Descubrimiento de los rayos X procedentes de la corona de estrellas, detectado por primera vez en la estrella Capella.
- Descubrimiento de muy diversas emisión de rayos X en el sistema Ceti UV y la estrella YZ CMI.
- El éxito de la ANS fue el comienzo de un segundo satélite astronómico holandesa, las cuentas IRA.
- Para el satélite es el asteroide (9996) ANS desde el cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter llamado.
OAO-3 (Copérnico)
OAO-3 fue lanzado el 21 de agosto de 1972 y se convirtió en la más exitosa de las misiones OAO. Fue un esfuerzo de colaboración entre la NASA y el SERC británico y llevaba a bordo un detector de rayos X construido y un telescopio ultravioleta de 80 cm. Tras el lanzamiento fue renombrado como Copérnico como conmemoración del 500 aniversario del nacimiento de Nicolás Copérnico. El experimento principal a bordo era el telescopio Universidad de Princeton UV, sino que también lleva a un experimento de astronomía de rayos X desarrollado por el University College de Londres / Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard. El experimento de rayos X University College de Londres (UCLXE) constaba de 4 detectores de rayos X co-alineado.
Copérnico estuvo operativo hasta febrero de 1981, retornando espectros de alta resolución de cientos de estrellas junto con concienzudas observaciones en rayos X. Entre los hallazgos de Copérnico destaca el descubrimiento de púlsares con periodos de rotación de varios minutos en vez del valor típico de un segundo o menos.
Características de la misión
Curso de la vida 21 agosto 1972-febrero 1981 
Rango de energía: 0,5 – 10 keV (experimento de rayos X)
Carga útil:
3 Wolter tipo 0 de pastoreo telescopios de incidencia con 2 contadores proporcionales (3-9 A y 6-18 a) y un fotomultiplicador canal en los focos.(FOV variable de 1 a 12 minutos de arco)
- 1 contador proporcional (1-3 Å) con un simple tubo de colimación. (2,5 ° X 3,5 ° FOV)
Logros destacados:
- Descubrimiento de varios púlsares período de registro (por ejemplo, X Per).
- Descubrimiento de salsas absorpton en Cyg X-1.
- El seguimiento a largo plazo de los púlsares y otros sistemas binarios de rayos X brillantes.
- La variabilidad observada intensidad rápida de Cen A.
Misión Visión general
El satélite Copérnico fue lanzado en una órbita casi circular de 7.123 kilometros de radio, inclinado a 35 grados, el 21 de agosto de 1972. El experimento principal era un telescopio ultravioleta. Sin embargo, también contenía un experimento cósmico de rayos X. proporcionada por la University College London / MSSL. El cuerpo principal de Copérnico mide 3 x 2 metros. Los paneles solares se fijaron en un ángulo de 34 grados con respecto al eje de observación, y se mantuvieron dentro de los 30 grados de la dom Esta restricción dio lugar a ciertas partes del cielo siendo visible sólo en ciertas épocas del año. Los instrumentos astronómicos fueron co-alineados, con el telescopio UV que reside en el cilindro central del satélite y el experimento de rayos X en
una de las bahías que lo rodean. Mientras que el telescopio UV estaba observando, los detectores de rayos X tomaron principalmente mediciones de fondo. De vez en cuando, el detector de rayos X observó una fuente de rayos X en el campo de visión del objetivo UV. Se operó hasta febrero 1981.
El experimento de rayos X
Hubo 4 detectores de rayos X en el experimento UCL / MSSL. El detector principal era un contador proporcional sensible a la keV rango de energía 2,5-10,0 (1-3 Å). Tenía un simple tubo de colimación con un campo FWHM 2,5 x 3,5 grados de visión. El área efectiva fue 17,
8 cm 2 con una sensibilidad de aproximadamente 3 mCrab. Los otros dos contadores proporcionales y un channeltron, en los focos de los telescopios de incidencia rasante. El channeltron sufría de fondo de alta UV y no era científicamente productiva. Los contadores proporcionales cubren el rango de energía de 0,7-1,5 keV y 1.4 a 4.2 keV (6-18 Å y 3-9 Å). Por el uso inteligente de las paradas en los focos, los campos de visión y las áreas efectivas podrían establecerse a 10′ (12,3 cm 2), 3 ‘(11,3 cm 2), o 1′(7,6 cm2) y 10′ (3,7 cm2), 6 ‘(2,4 cm 2), o 2′ (1,0 cm 2) para los sistemas de alta y baja energía, respectivamente. Estos 2 sistemas se convirtieron en inoperable en julio de 1973 debido a un fallo de un obturador de fondo.
El tiempo básico de acumulación fue de 62,5 segundos, seguido de 24 segundos de tiempo muerto. Por lo tanto, efectivamente, hubo un segundo intervalo de muestreo de 86.509. Había una manera de forzar a una mejor resolución de tiempo (a múltiplos de 1,62 s, J20 este modo fue nombrado), que fue utilizado en ocasiones para la observación de las fuentes luminosas, en busca de ráfagas, etc. Sin embargo este modo fue utilizado en algunas ocasiones y fue no científicamente útil. Un pulso analizador de altura de seis canales se podría conectar a uno cualquiera de los 3 contadores proporcionales y se utiliza para recoger información espectral.
Pioneer 10
Pioneer 10 es una sonda espacial estadounidense lanzada el 2 de marzo de 1972, siendo la primera sonda que atravesó con éxito el cinturón de asteroides y que llegó hasta el planeta Júpiter, el objetivo principal de su misión. En junio del año 1983 se convirtió en el primer objeto fabricado por el ser humano que atravesó la órbita de Neptuno, en aquel momento el planeta más distante del Sol dada la excentricidad de la órbita de Plutón, que hasta 2006 no dejó de considerarse planeta.
El paso por Júpiter el 3 de diciembre de 1973 proporcionó las mejores imágenes hasta la fecha de la atmósfera del planeta, permitiendo obtener información de la temperatura de la atmósfera y de la altura en la que se encuentran las nubes superiores de Júpiter. También estudió los cinturones de radiación del planeta y su fuerte campo magnético, de intensidad muy superior a la que se esperaba.
La nave Pioneer 10 es también famosa por el hecho de que contiene una placa inscrita con un mensaje simbólico que le informa a la civilización extraterrestre que pudiese interceptar la sonda acerca del ser humano y su lugar de procedencia, la Tierra, una especie de “mensaje en una botella” interestelar. Esta placa fue fabricada en aluminio anodizado en oro, debido a que este elemento tiene ciertas propiedades que hacen que se degrade mínimamente.
En la placa aparece:
- a la derecha, la imagen de la sonda con el único fin de dar proporción a las dos figuras humanas dibujadas delante, una femenina y otra masculina.
- a la izquierda, un haz de líneas que parten radialmente de un mismo punto; ese punto es el planeta Tierra; las líneas indican la dirección de los púlsares más significativos cercanos a nuestro sistema solar y en cada uno, en sistema de numeración binario, la secuencia de pulsos de cada uno; este apartado constituye nuestro “domicilio” en el universo; una civilización técnicamente avanzada, con conocimiento de los púlsares, podría interpretar la placa;
- en la parte inferior se representa un esquema del sistema solar, con los planetas ordenados según su distancia respecto al Sol y con una indicación de la ruta inicial de la Pioneer 10;
- arriba del conjunto, a la izquierda, se muestra, también con indicaciones en sistema binario, el spin de una molécula de hidrógeno, el elemento más común en el universo.
La placa fue diseñada y popularizada por el astrónomo y divulgador científico estadounidense Carl Sagan y por el también astrónomo estadounidense Frank Drake. Fueron dibujadas por Linda Salzman Sagan.
La sonda fue construida de aluminio y pesaba 258 kg en el despegue, con 28 kg de propelente. La parte central era un anillo hexagonal de 71 cm de ancho y 25,5 cm de altura que albergaba el sistema de radio, la computadora, baterías, la grabadora, los cables y otros elementos. Pioneer 10 lleva una antena parabólica de 2,74 m para las comunicaciones con la Tierra, además de unas antenas de media y baja ganancia. La principal transmitía a 2 kbps, con una ganancia de 38 dB. La energía era suministrada por 4 generadores termoeléctricos de radioisótopos (abreviadamente, RTG) de 15 kg de masa cada uno y 58,36 cm, y utilizaba dióxido de plutonio como fuente de energía. La Pioneer 10 requería 106 vatios de potencia y 26 vatios para los experimentos. El sistema de propulsión era alimentado por un tanque de hidracina de 26 kg, y constaba de 12 propulsores para correcciones y actitud. La orientación se realizaba mediante 3 sensores solares y un sensor estelar apuntando a Canopus. El control de la sonda lo realizaba una computadora central, constando de un procesador de comandos y memoria. La información era almacenada en una grabadora de datos con 49 kb de memoria, 50 kb para los experimentos y 222 comandos.
Entre los experimentos que la Pioneer 10 llevaba a bordo se encontraban detectores de meteoritos, una cámara, un radiómetro, un fotómetro, un detector de rayos cósmicos, un sensor plasma y un magnetómetro
Después de 1997, la débil señal de la Pioneer 10 continuó siendo rastreada por la Red del Espacio Profundo, como parte de un nuevo concepto en el estudio de la tecnología de comunicaciones basado en extraer mensajes coherentes usando la teoría del caos de una señal saturada de ruido. La sonda fue usada en el entrenamiento de controladores de vuelo en cómo adquirir señales de radio del espacio.1
La última recepción exitosa de telemetría fue el 27 de abril de 2002. Las señales subsecuentes apenas fueron detectables. La pérdida de contacto fue probablemente debido a la combinación del incremento de la distancia y a un lento debilitamiento de la fuente de energía de la sonda.
La última débil señal del Pioneer 10 fue recibida el 23 de enero de 2003, cuando estaba a doce mil millones de kilómetros de la Tierra. El intento por contactarla el 7 de febrero de 2003 no fue exitoso. Un último intento fue realizado la mañana del 4 de marzo de 2006, la última vez que la antena estaría correctamente alineada con la Tierra, sin embargo no se recibió respuesta alguna del Pioneer 10. En la actualidad la nave se dirige hacia la estrella Aldebarán, en la constelación de Tauro, adonde llegará dentro de 1 690 000 años.
La última señal de la nave fue recibida el 22 de enero de 2003, por la Red de Estaciones de Seguimiento en el Espacio Profundo (Deep Space Network o DSN) de la NASA. Había sido emitida desde una distancia de doce mil doscientos millones de kilómetros (1,22 · 1010 km), por lo que necesitó once horas y veinte minutos -viajando a la velocidad de la luz, trescientos mil kilómetros por segundo (3·105 km/s)- para llegar hasta nosotros.
El posterior intento que el 7 de febrero hizo la NASA para comunicarse con ella no tuvo éxito, por lo que no prevén realizar nuevos intentos. De hecho, las tres anteriores señales que envió la nave fueron muy tenues. La última, captada en la madrileña estación espacial de Robledo de Chavela, era tan débil que no se pudo extraer de ella ninguna información científica. La recibida el 27 de abril de 2002, fue la última con información telemétrica.
Todo hace indicar que la sonda no tiene ya capacidad para enviar señal útil, pues su fuente de energía, un generador de plutonio, se ha debilitado hasta tal punto que la información adicional que porta la señal es indescifrable. Se sabe donde está, pero no se puede comunicar con ella. Ha enmudecido, después de más de treinta años de funcionamiento.
Concebida para una misión de tan sólo 21 meses de duración, sorprendió al mundo científico la clara señal con información que envió en abril de 2001. Todos la habían dado ya por perdida. De hecho, su cada vez más débil señal era rastreada por la NASA, desde 1997, únicamente como parte de un estudio de nuevas tecnologías de comunicación para futuras misiones. Es muy probable que la Pioneer 10 haya realizado la misión de más trascendencia social y de más rentabilidad científica en toda la historia de la Astronáutica. Bien podemos decir, que es una máquina de trabajo que excedió largamente su período de garantía. Que el gasto mereció la pena. Los más de 30 años en funcionamiento le hacen ser, no ya la más veterana sino, la más exitosa de las sondas espaciales.
Construida por TRW de Redondo Beach, en California (EEUU), y lanzada el 2 de marzo de 1972 en un cohete Atlas‑Centaur de tres fases, esta pequeña nave (250 kg sin combustible) fue, en su momento, el objeto más rápido fabricado por el ser humano y enviado al espacio. No en vano, la última de las tres fases le proporcionó una velocidad de 52.142 km/h, a la vez que la hacía girar sobre sí misma a 60 rpm. A esta velocidad, en apenas once horas dejó atrás la Luna y, tres meses después de su lanzamiento, había cruzado ya la órbita de Marte (a unos 80 millones de kilómetros de la Tierra) en dirección hacia el planeta Júpiter.
La sonda Pioneer 10 entró en la historia de la humanidad el 15 de julio de 1972, al ser la primera en atravesar el cinturón de asteroides que orbita el Sol. Una región donde hay objetos que se mueven a 20 km/s y cuyos diámetros oscilan, desde unos cuantos centímetros hasta mil kilómetros (como España). Como no se tenían datos de su densidad másica ni de su cinemática interna, se preveía la posibilidad de que se estrellase con alguno de estos objetos rocosos.
Fue el primer artefacto humano en llegar a la órbita de Júpiter y en su aproximación -donde llegó a alcanzar los 131.966 km/h, debido a su gran atracción gravitatoria- pudo, el 3 de diciembre de 1973, obtener las imágenes más cercanas que se hayan tomado del planeta gigante, así como de sus anillos. Además de tomar fotografías de Júpiter, catalogó sus cinturones de radiación, localizó su campo magnético y estableció que el gigante gaseoso era en gran medida, un planeta líquido.
Pero, además, también fue la primera que transmitió a la Tierra fotografías de Saturno, e información que los astrónomos consideran todo un tesoro. Desde datos sobre los rayos cósmicos que atravesaban la porción de la Vía Láctea en la que se halla el Sistema Solar, hasta otros que tienen que ver con la mecánica gravitacional, los campos magnéticos planetarios, el estudio de partículas energéticas procedentes del Sol (viento solar) y la velocidad de las partículas de polvo espacial.
Diez años después, en 1983, se cumple por tanto el 20 aniversario, la Pioneer 10 se convertía en el primer objeto fabricado por el hombre en atravesar la órbita de Plutón y pasar por su cara oculta. A continuación salió del Sistema Solar internándose en el espacio abierto interestelar.
La Pioneer 10, como también las sondas Pioneer 11, Voyager I y Voyager II, lleva una placa de aluminio y oro anodizado, sujeta en un lugar del soporte de la antena de la nave, donde estará protegida de la erosión del polvo interestelar. Diseñada por Carl Sagan y Frank Drake y dibujada por la entonces esposa de Sagan, Linda Salzman, mide unos 15 x 23 cm y 1,2 mm. de espesor y en ella se encierra un mensaje que intenta resumir tres informaciones básicas: quién la construyó, dónde y cuándo.
Placa de la sonda Pioneer 10
La clave para traducir el significado de la placa se encuentra en el elemento más común del Universo, el hidrógeno. En la parte superior izquierda del diseño (ver dibujo superior), dos circunferencias representan un átomo de hidrógeno en sus dos estados fundamentales: a la izquierda, excitado; a la derecha, sin excitar. Con ellos se sugiere que el segmento horizontal trazado entre ambos representa una distancia igual a la longitud de onda de la radiación emitida en el proceso, 21 cm. Es la radiación que se origina en todas las grandes aglomeraciones de hidrógeno interestelar, por lo que se trata del establecimiento de un factor de escala longitudinal. Debajo, un breve trazo vertical representa al dígito binario 1 para corroborar aún más su carácter de unidad básica.
En la zona central-derecha se advierte una silueta estilizada de la sonda, con su gran antena parabólica, y, delante de ella, superpuestas, las figuras desnudas de una mujer junto a la de un hombre. Así se intenta representar el tamaño relativo aproximado de las criaturas que la enviaron. Las marcas a la derecha de la figura femenina que delimitan su altura junto con el numero 8 en binario y en vertical (8 decimal = 1.000 binario), tratan de representar que la mujer tiene 8 unidades de altura. Tomando así, como unidad, la longitud base antes definida (21 cm), estamos señalando que la mujer tiene una altura media de 168 cm (8 x 21 = 168 cm).
Además se representa al hombre con el brazo levantado en señal de buenas intenciones. Ambas representaciones humanas se basaron en un análisis por ordenador del promedio físico en nuestra civilización.
En la zona central-izquierda se advierte una especie de estrella, que no es otra cosa sino un plano a escala que establece la posición exacta de la Tierra en el Universo. Atravesándola de izquierda a derecha se encuentra la representación de la posición del Sol con respecto al centro de nuestra galaxia (la barra horizontal) y la de 14 púlsares (las barras radiales).
Cada uno de los 14 rayos indica la dirección en que se ven desde la Tierra los 14 púlsares (radiofuentes cósmicas que emiten señales extraordinariamente potentes a intervalos muy cortos y regulares) más importantes. Han sido trazados de manera que su longitud sea proporcional a la distancia a la que se encuentra dicho púlsar de nosotros.
En cada uno hay indicado, ad
emás, un numero en código binario, que corresponde al período de pulsación con que emite sus señales el púlsar correspondiente, medido en múltiplos del período de la radiación de 21 cm, cuyo val
or es exactamente de 0,704024115 milmillonésimas de segundo.
Como el período de las referidas radiofuentes varía lentamente, aunque con enorme regularidad, al ritmo de unos diez nanosegundos por día, si en un futuro más o menos lejano alguien encuentra la sonda, conociendo además la existencia de los púlsares, su período en ese momento y su ritmo de variación, podrá establecer correctamente cuándo esos mismos púlsares tenían el período indicado en la placa.
Por ultimo, en la parte inferior de la placa se encuentra la representación de la posición de la Tierra, con respecto a nuestro Sistema Solar. A la izquierda se encuentra el Sol y a continuación los nueve planetas, junto con la distancia al astro rey expresada en binario. Para señalar a la Tierra se dibujó la trayectoria del Pioneer saliendo del tercer planeta del Sistema Solar, nuestro hogar.
La nave Pioneer 10 en los laboratorios antes de ser lanzada
Todo lo que siempre has querido saber sobre la anomalía de las sondas Pioneer
Publicado en 22 enero 2010
Lo siento, yo no te lo voy a contar, no voy a traducir 163 páginas de documentación sobre lo que de verdad se sabe sobre la anomalía de las sondas Pioneer. Todas tus preguntas (salvo la más importante, por qué se produce) sobre la anomalía de las sondas Pioneer te las contestará el artículo de revisión de 163 pág
inas de Slava G. Turyshev, Viktor T. Toth, “The Pioneer Anomaly,” ArXiv, 20 Jan 2010. ¡Ah, que todavía no lo sabes! La anomalía de las sondas Pioneer se refiere a la aparente aceleración que las sondas Pioneer 10 y 11 han mostrado cuando se encontraban a distancias del Sol entre 20 y 70 UA (unidades astronómicas). Esta aceleración aP = (8,74 ± 1.33) × 10-10 m/s2 viola aparentemente la ley de gravitación universal de Newton (la ley de la inversa del cuadrado) y actualmente no tiene ninguna explicación definitiva, aunque se han propuesto muchísimas explicaciones posibles (más o menos convincentes). El artículo de Turyshev y Toth menciona alguna de estas especulaciones, pero no se recrea en ellas, ni pretende presentar de forma sistemática todas las que hay.
Hoy en día, la existencia de la anomalía no puede ser puesta en duda. Sin embargo, los nuevos análisis de los datos radiométricos de las Pioneer indican que la aceleración anómala no es constante sino que va decreciendo ligeramente conforme pasa el tiempo (como muestra la figura de la izquierda). Además, la dirección a la que apunta la aceleración anómala tampoco está clara (tiene un error de unos 3º). Podría apuntar al Sol (1 en la figura de la derecha), hacia la Tierra (2 en la figura), en la dirección opuesta a la velocidad de la sonsa (3 en la figura) o en la dirección del eje central de la sonda (4 en la figura). La anomalía se ha observado en la Pioneer 10 hasta una distancia de 70 UA, y en la Pioneer 11 desde una distancia de 20 UA, sin embargo, no se sabe si la anomalía estaba presenta a distancias más pequeñas. La anomalía presenta un error sistemático oscilatorio con variaciones diarias y anuales claramente visibles, pero no se sabe si tienen algo que ver con la explicación de la anomalía. Las Pioneer también presentan una anomalía de espín, pero no se sabe si está relacionada con la aceleración anomalía. Finalmente, la explicación menos esotérica, que la anomalía es debida a una radiación de calor de los motores anisótropa no se puede descartar, ya que se cree que ha sido subestimada en estudios anteriores.
Los autores de este artículo de revisión han emprendido un proyecto de investigación exhaustivo que reanalizará todos los datos telemétricos de las sondas Pioneer 10 y 11 mediante un nuevo software de análisis de datos y esperan que en menos de una década el problema de la anomalía de las sondas Pioneer sea resuelto. Esperemos que así sea.
La NASA publica un nuevo análisis de la anomalía de las Pioneer
Posted on 29 julio, 2011 por Felipe Campos
La misteriosa fuerza que actúa sobra las sondas Pioneer parece estar bajando exponencialmente. Esta es una gran pista de que el calor de a bordo es el culpable, dice la NASA.
Ilustración artística de una de las sondas Pioneer. Crédito: NASA.
A principios de la década de 1970, la NASA envió dos naves espaciales en una montaña rusa hacia el Sistema Solar exterior. Las Pioneer 10 y 11 viajaron más allá de Júpiter (y Saturno en el caso de Pioneer 11) y ahora se dirigen hacia el espacio interestelar.
Pero en 2002, los físicos del Laboratorio de Propulsión a Chorro de la NASA en Pasadena, notaron un desconcertante fenómeno. La sonda estaba frenando. Nadie sabía por qué, pero la NASA analizó 11 años de datos de seguimiento de Pioneer 10 y 3 años de Pioneer 11 para demostrarlo.
Esta desaceleración, la anomalía de las Pioneer, se ha convertido en uno de los mayores problemas de la astrofísica. Una idea es que la gravedad es diferente en esas distancias (Pioneer 10 y 11 están ahora a 30 y 70 UA). Ésta sería la conclusión más emocionante.
Pero antes de que los astrofísicos acepten esto, deben descartarse otras explicaciones más mundanas. De ellas, la principal es la posibilidad de que la desaceleración esté provocada por el calor procedente de las baterías radiactivas de la nave, que pueden irradiar más calor en una dirección que en otra.
El pasado marzo, físicos europeos afirmaron que un nuevo modelo por ordenador de la emisión de calor procedente de la nave había finalmente dado con el problema. Dijeron que habían demostrado que el calor era el culpable.
La NASA, que tenía su propio equipo revisando este tema, se ha mantenido en silencio sobre este resultado y hoy podemos ver por qué. Slava Turyshev del JPL y algunos colegas dicen que han filtrando los registros del JPL en busca de más datos. Y los han encontrado.
Estos chicos dicen que han sido capaces de duplicar los conjuntos de datos para ambas naves. Esto incrementa los datos de seguimiento de Pioneer 10 a 23 años y de Pioneer 11 a 11 años. Esto es un salto de 20.055 a 41.054 puntos de datos para Pioneer 10 y de 10.616 a 81.537 para Pioneer 11.
Entonces, ¿qué demuestra esto? En primer lugar, los nuevos datos confirman que existe la desaceleración anómala.
Pero también arroja algo interesante. Turyshev y compañía dicen que parece haber una disminución exponencial con el paso del tiempo en este frenado anómalo. No es fácil de ver en los datos con seguridad, pero sin duda hay signos de que está ahí.
Ésta es una pista importante. Pioneer 10 y 11 están alimentadas por el decaimiento radiactivo del plutonio-238, el cual, por supuesto, decae exponencialmente.
La NASA está actualmente realizando su propia simulación por ordenador de la forma en que se emite el calor desde la nave para ver si puede explicar el nuevo conjunto de datos.
Todas las pistas señalan a la idea de que el calor puede explicar la anomalía de las Pioneer. Como lo expresan Turyshev y sus colegas: “La causa más probable de la anomalía de las Pioneer es la emisión anisotrópica del calor de a bordo”.
Por lo que parece que NASA está de acuerdo con la conclusión europea y que los astrónomos pronto podrán dejar descansar este misterio de una vez por todas.
Orión-1
En todo caso, el honor de ser el segundo telescopio en el espacio le corresponde al Orión-1, lanzado por la URSS el 19 de abril de 1971 
a bordo de la primera estación espacial de la historia, la Salyut 1. El Orión-1 era un pequeño reflector de 28 cm de diámetro y 140 cm de focal de tipo Mersenne, paradójicamente muy parecido a los telescopios de aficionado Schmidt-Cassegrain que podemos encontrar en la actualidad. Al igual que el OAO-2, el Orión-1 estaba diseñado para estudiar el ultravioleta y de este modo sacar partido a su privilegiada situación.
Una nave Soyuz (izquierda) acoplándose a la Salyut 1.
La característica que hizo único al Orión-1 es que se trató del primer telescopio en ser controlado por un humano en el espacio. La tripulación de la Soyuz 10 debía haber sido la primera en trabajar con este telescopio, pero no logró acoplarse completamente con la estación y hubo de regresar a la Tierra con las manos vacías. Poco después, los cosmonautas de la Soyuz 11 Georgi Dobrovolsky, Víktor Patsáyev y Vladislav Vólkov lograron acoplarse a la Salyut y se convirtieron así en los primeros habitantes de una estación espacial. Sería Patsáyev el primero en manejar el Orión-1 dentro de la estación, por lo q
ue fue el primer “astrónomo espacial”.
Telescopio espacial Orión.
Pese a que batió el récord de permanencia en el espacio, la tripulación de la Soyuz 11 murió durante su regreso a la Tierra debido a una despresurización causada por un fallo en una de las válvulas de la cápsula. En los años siguientes se siguieron lanzando telescopios espaciales para observar distintas regiones del espectro, aunque no sería hasta 1990 cuando, tras múltiples retrasos, haría su aparición el Telescopio Espacial Hubble. El Hubble no fue, como hemos visto, el primer telescopio en órbita, pero su espejo primario de 2,4 metros lo convirtió en el primer gran observatorio espacial. Además del Hubble, varios telescopios espaciales nos han mostrado cómo son esos otros cielos en distintas longitudes de onda. Gracias a ellos, la astronomía ya no volverá a ser la misma.
Uhuru
Representación artística del Uhuru
Organización: NASA
ID COSPAR: 1970-107A
SatCat №: 4797
Fecha de lanzamiento: 12 de diciembre de 1970
Cohete: Scout B S175C
Sitio de lanzamiento: San Marcos
Vida útil: 3 años
Aplicación: Observatorio espacial (rayos X)
Equipo: Dos contadores de rayos X para el rango entre 2 y 20 keV
Peso: 141,5 kilogramos (312 lb)
Tipo de órbita: Elíptica casi ecuatorial
Excentricidad: 0.002956
Apogeo_ 560,0 kilómetros (348,0 millas)
Instrumentos: All-Sky-Ray X Encuesta
Uhuru, lanzado por la NASA fue el primer satélite lanzado específicamente para el estudio de la astronomía de rayos-X. También es conocido como Small Astronomical Satellite 1 (SAS-1)
Este observatorio espacial fue lanzado el 12 de diciembre de 1970 a una órbita de unos 560 km de apogeo, 520 km de perigeo, 3 grados de inclinación, con un periodo de 96 minutos. La misión terminó en marzo de 1973. Llevó a cabo la primera búsqueda en todo el cielo de fuentes de rayos X en el rango de 2 a 20 keV. El satélite disponía de dos contadores de rayos X, que detectaban los fotones que llegaban con ese intervalo de energías. Se encontraron 339 fuentes que pudieron ser identificadas y analizadas.
Uhuru era una misión de exploración, con un período de rotación de ~ 12 minutos. Se realizó el primer estudio exhaustivo de todo el cielo de rayos-X de fuentes, con una sensibilidad de alrededor de 0.001 veces la intensidad de la nebulosa de cangrejo.
El nombre del satélite, Uhuru, significa «libertad» en suajili. Fue nombrado así en reconocimiento por la hospitalidad de Kenia desde donde fue lanzado a su órbita, y en conmemoración del séptimo aniversario de la declaración de independencia de ese país.
Los principales objetivos de la misión fueron: [1]
- Para examinar el cielo de fuentes de rayos X cósmicos en el rango de 2-20 keV a una sensibilidad límite de 1.5 × 10 -18 J / (cm2 sec), 5 × 10 -4 el flujo de la nebulosa de cangrejo
- Para determinar las ubicaciones de origen discretas con una precisión de unos pocos minutos de arco cuadrados para las fuentes fuertes y unas pocas décimas de un grado cuadrado en el límite de sensibilidad
- Para estudiar la estructura de las fuentes extendidas o regiones complejas con una resolución de alrededor de 30 minutos de arco
- Para determinar las características espectrales brutos y la variabilidad de las fuentes de rayos X
- Para llevar a cabo, siempre que sea posible, coordinada y / o observaciones simultáneas de objetos de rayos X con otros observadores.
Instrumentación
La carga útil consistió en dos conjuntos de contadores proporcionales, cada una con
~ 0,084 m2 área efectiva. Los contadores fueron sensibles con eficiencia más de 10% a de rayos X fotones en el ~ 2-20 keV gamma. El límite inferior de energía se determinó por la atenuación de las ventanas de berilio del medidor, más una cubierta térmica delgada que se necesitaba para mantener la estabilidad de la temperatura de la nave espacial. El límite de energía superior se determina por las propiedades de transmisión del contador de gas de llenado. Discriminación de pulso-forma y anticoincidence técnicas fueron utilizadas para filtrar las emisiones de partículas y fotones de alta energía indeseables en el fondo. Se utilizó el análisis de altura de impulsos en ocho canales de energía para obtener información sobre la energía del espectro de los fotones incidentes. Los dos conjuntos de contadores se colocaron de nuevo a la espalda y se colimados a 0,52 ° X 0,52 ° y 5,2 ° x 5.2 ° (anchura a media altura), respectivamente. Mientras que el detector 0.52 ° dio resolución más fina angular, el detector de 5,2 ° tenía una sensibilidad más alta para las fuentes de aislados.[1]
Resultados
Uhuru logró varios avances científicos pendientes, incluyendo el descubrimiento y el estudio detallado de las acreción de propulsión pulsantes fuentes de rayos X binarios tales como Cen X-3, Vela X-1, y su X-1, la identificación de Cygnus X-1, el primer candidato fuerte para un astrofísico agujero negro, y muchos importantes fuentes extragalácticas. El Catálogo de Uhuru, publicado en cuatro versiones sucesivas, el último de ellos el catálogo 4U, fue el primer catálogo exhaustivo de rayos X, contiene 339 objetos y cubre todo el cielo en la banda de 2-6 keV.[2] La versión final de la catálogo de fuente se conoce como el catálogo de 4U;[3] versiones anteriores fueron los catálogos 2U y 3U. Las fuentes están referenciadas como, por ejemplo, “4U 1700-37“.
- En primer lugar completo y uniforme en todo el estudio del cielo con una sensibilidad de 10 -3 la intensidad del cangrejo.
- Los 339 fuentes de rayos X detectados son binarios, restos de supernovas, galaxias Seyfert y cúmulo de galaxias
- El descubrimiento de la emisión de rayos X difusa de los cúmulos de galaxias
Instrumentación
La carga útil consistió en dos conjuntos de contadores proporcionales cada uno con ~ 0.084 SQ-m área efectiva. Los contadores fueron sensibles con más del 10 por ciento de eficiencia a los fotones de rayos X en el rango de 2-20 keV ~, límite de la menor sensibilidad se determinó por la atenuación de las ventanas de berilio del medidor, más una cubierta térmica delgada que se necesitaba para mantener la estabilidad de la temperatura de la nave espacial. El límite superior se determina por las propiedades de transmisión del gas de llenado, discriminación Pulse-forma y técnicas anticoincidence se utilizaron para reducir el fondo debido a las partículas y fotones de alta energía. Se utilizó el análisis de altura de impulsos en ocho canales para obtener información sobre la distribución de la energía de los fotones incidentes. Los dos conjuntos de contadores se colocaron de nuevo a la espalda y se colimados a 0,52 ° X 0,52 ° y 5,2 ° x 5.2 ° (anchura a media altura), respectivamente. Mientras que el detector de 0,5 ° dio una resolución más fina angular, el detector 5 ° tenía una sensibilidad más alta para las fuentes aisladas.
Giacconi, Riccardo (1931).
Físico italoamericano, galardonado con el Premio Nobel de Física en 2002 “por sus pioneras contribuciones a la astrofísica que le llevaron al descubrimiento de las fuentes de Rayos X de origen cósmico”.
Nacido en Génova (Italia) en 1931, se doctoró en 1954 en la Universidad de Milán y después continuó sus estudios en las Universidades de Milán, Indiana y Princeton, donde ejerció como docente. Ya en 1959 se incorporó a la American Science and Engineering Corporation (ASE), una pequeña compañía con 28 empleados dedicada a proyectos de investigación espacial financiados con fondos gubernamentales. Su trabajo estaba centrado en el diseño de instrumentos para los programas espaciales impulsados por el departamento estadounidense de Defensa y por la NASA.
En el ámbito de la astrofísica, Giacconi es conocido como el padre de la astronomía de Rayos X, ya que en 1962 se convirtió en el primer investigador que lograba detectar fuentes de Rayos X extrasolares. Los Rayos X solares habían sido detectados por primera vez por T. Robert Burnright, mediante un detector montado en un cohete y, posteriormente, por Herbert Friedman que después intentó detectar Rayos X provenientes de otras estrellas pero fracasó. El grupo liderado por Giacconi desarrolló un sensor 1.000 veces más sensible que los hasta entonces existentes y, tras dos intentos fallidos, en junio de 1962 consiguió detectar una fuente de Rayos X situada en la constelación de escorpio que ha venido en llamarse Sco X-1.
En 1970 puso en marcha el proyecto UHURU; primer satélite lanzado con el objetivo exclusivo de explorar los Rayos X extrasolares. Los instrumentos del UHURU detectaron cientos de fuentes externas al sistema solar, algunas de ellas sin correspondencia con objetos visualmente reconocibles. El equipo dirigido por Giacconi llegó a la conclusión de que las emisiones de Rayos X detectadas procedían de objetos muy compactos y no visibles que se mantenían en órbita alrededor de algunas estrellas. Estas emisiones sólo podían deberse a estrellas de neutrones o agujeros negros como partes integrantes de un sistema binario de estrellas. Los agujeros negros habían sido formulados hipotéticamente con anterioridad pero nunca habían sido detectados. También se encontraron fuentes similares a escala mucho mayor en el centro de galaxias. Giacconi probó además que en el Universo existe una radiación de fondo de Rayos X procedente del instante primigenio del Universo, pareja a la demostrada en el espectro de microondas.
OAO-2
El OAO-2 fue lanzado el 7 de diciembre de 1968, llevando 11 telescopios ultravioletas. Realizó observaciones con éxito hasta enero de 1973 y realizó bastantes descubrimientos científicos, entre los que cabe destacar que los cometas están rodeados por enormes halos de hidrógeno de varios miles de kilómetros, así como interesantes observaciones de novas en luz ultravioleta.
Básicamente era un satélite de dos toneladas que fue bautizado como con el nombre de “Stargazer” una vez en el espacio.
Estrictamente hablando, el OAO contaba con varios telescopios distintos, aunque el instrumento estrella estaba formado por cuatro telescopios de 30,48 centímetros de diámetro, cada uno de ellos conectados a una cámara de televisión especial para poder estudiar el espectro ultravioleta, una de las regiones prohibidas para la astronomía terrestre.
Para entonces, la NASA decidió lanzar primero el OAO-A2, en vez del OAO-B, dado que llevaba un instrumental que en parte se asemejaba al de su desgraciado antecesor. El llamado en órbita OAO-2 despegó el 7 de diciembre de 1968, esta vez a bordo de un cohete Atlas SLV3C Centaur-D, y obtuvo un éxito resonante. Pesó 1.995,8 Kg al despegue (el satélite no tripulado más pesado de la NASA hasta ese momento) y quedó situado en una órbita circular de unos 750 Km, donde recibió el nombre de Stargazer. Dedicado plenamente a la astronomía ultravioleta y equipado con 11 telescopios, funcionó con normalidad durante 16 meses, período durante el cual obtuvo más de 8.500 imágenes del cielo, aproximadamente una décima parte de la bóveda celeste. Los astrónomos pudieron hacer mediciones de unas 5.000 estrellas, así como de cometas (Bennett, Tago-Sato-Kosaka) y de la luz zodiacal. También se empleó para mirar hacia algunos planetas, como Marte y Júpiter, lo que permitió medir la composición de la atmósfera marciana y su presión, así como la de Júpiter. Especialmente interesante fue la observación como primicia de la nebulosa del Cangrejo, en el ultravioleta, 
de estrellas variables, novas, etc. El OAO-2 fue apagado el 13 de febrero de 1973, cuando falló el sistema de energía de los instrumentos.
Por primera vez la Humanidad conseguía levantar el velo de la atmósfera y ante nosotros se nos presentaba un Universo como nunca antes nadie, literalmente, lo había visto. Desgraciadamente, la resolución del OAO no permitía obtener imágenes espectaculares, pero sí nos enseñ
ó que el cielo en ultravioleta era muy diferente del que se podía ver desde la Tierra.
En los años siguientes se siguieron lanzando telescopios espaciales para observar distintas regiones del espectro hasta llegar finalmente en 1990 al telescopio espacial Hubble. El Hubble no fue, como hemos visto, el primer telescopio en órbita, pero su gran espejo primario de 2,4 metros lo convirtió en el primer gran observatorio espacial. Después del mismo aparecieron otros grandes observatorios que cambiaron para siempre a la astronomía.
Pioneer 9
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 8 de noviembre de 1968
Vehículo de lanzamiento: Delta
Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral
Aplicación: Estudio del viento solar, el campo magnético interplanetario y los rayos cósmicos
Configuración: Cilíndrica
Masa: 147 kg
Dimensiones: 0,94 m de diámetro x 0,81 m de alto, con mástiles de hasta 1,8 m de longitud
Potencia: 79 vatios
Instrumentos principales
6 instrumentos diferentes, incluyendo un analizador de plasma y un detector de rayos cósmicos
Tasa de datos: 512, 256, 64, 16 o 8 bps
Pioneer 9, también denominada Pioneer D, fue una sonda espacial de la NASA lanzada el 8 de noviembre de 1968 mediante un cohete Delta desde Cabo Cañaveral.
Pioneer 9 fue la cuarta sonda de una serie de sondas (formada por Pioneer 6, Pioneer 7, Pioneer 8 y Pioneer E, con las que trabajó conjuntamente) con la misión de realizar el primer estudio detallado del viento solar, el campo magnético interplanetario y los rayos cósmicos, proporcionando datos prácticos sobre las tormentas solares.
La sonda estaba estabilizada por rotación, con un giro de 60 rpm y con el eje de giro perpendicular al plano de la eclíptica. Tenía forma de cilindro recubierto de células solares del cual sobresalen antenas y mástiles. Disponía de una antena direccional de alta ganancia, pudiendo transmitir a 512, 256, 64, 16 o 8 bps. El formato del envío de datos era seleccionable entre cuatro posibles modalidades, con tres de esas cuatro aptas para el envío de datos científicos (32 palabras de 7 bits por trama). La otra modalidad era utilizada para enviar telemetría sobre el estado de la sonda. A su vez, se disponía de cuatro modos de operación:
- Tiempo real: los datos eran obtenidos y transmitidos directamente, sin ser almacenados, según la velocidad de envío y la modalidad seleccionada.
- Almacenamiento de telemetría: los datos eran guardados y enviados simultáneamente, según la velocidad de envío y la modalidad seleccionada.
- Almacenamiento del ciclo de trabajo: se recogía y guardaba una única trama de datos científicos a la mayor velocidad posible, 512 bps; el intervalo entre la recogida y almacenamiento de sucesivas tramas era seleccionable a entre 2 y 17 minutos, con una capacidad total para almacenar datos hasta durante 19 horas.
- Lectura de memoria: se enviaban los datos leyéndolos de la memoria de la sonda, enviándolos a la velocidad adecuada según la distancia de la nave a la Tierra.
La Pioneer 9 quedó fuera de servicio en 1983.
Wednesday, 20 July 2016
NASA Ciencia espacio datos coordinados archivo HeaderPioneer 9NSSDCA/COSPAR ID: 1968-100ADescription Pioneer 9 era el cuarto de una serie de solares orbitando, hacer girar-estabilizado, y células solares y baterías satélites diseñados para obtener mediciones de fenómenos interplanetarios de ampliamente separaron puntos en el espacio de manera continua. La nave espacial lleva a experimentos para estudiar los iones positivos y electrones en el viento solar, la densidad del electrón interplanetaria (experimento de propagación de radio), los rayos cósmicos galácticos y solares, el campo magnético interplanetario, polvo cósmico y campos eléctricos. Además, se implementó un nuevo proceso de codificación para Pioneer 9.
Su antena principal era una direccional de alta ganancia. La nave espacial era hacer girar-estabilizado en cerca de 60 rpm, y el eje de giro es perpendicular al plano de la eclíptica y apuntando hacia el polo sur de la eclíptica. Por orden de la tierra, una de las tasas de cinco bits, uno de los cuatro datos formatos y uno de cuatro modos de funcionamiento podría ser seleccionado. Las tasas de bit cinco fueron 512, 256, 64, 16 y 8 bps. Tres de los cuatro formatos contienen principalmente datos científicos y consistió en 32 palabras de siete bits por fotograma. Un formato de datos científicos se utilizó en las dos más altas velocidades de bits, otro fue utilizado en las tres tasas de bits más baja y la tercera contiene los datos de sólo el experimento de propagación de radio.El cuarto formato de datos contiene datos de ingeniería principalmente. Los cuatro modos de funcionamiento fueron en tiempo real, telemetría-tienda, tienda de ciclo de trabajo y lectura de memoria. En el modo en tiempo real, los datos muestreados y transmitidos directamente (sin almacenamiento) como se indica por el tipo de formato y bits de datos seleccionado. En el modo tienda de telemetría, los datos almacenados y transmitidos simultáneamente en el formato y en la tasa de bits seleccionado. En el modo de tienda de ciclo de trabajo, un único fotograma de datos científicos fue recogido y almacenado a una velocidad de 512 bps. El período de tiempo entre la recolección y almacenamiento de fotogramas sucesivos podría variarse por comando de tierra entre 2 y 17 min para proporcionar cobertura de datos parciales por periodos de hasta 19 h, como limitado por la capacidad de almacenamiento de bits. En el modo de lectura de memoria, datos fueron leídos hacia fuera en cualquier tasa de bits era apropiado a la distancia del satélite de la tierra.
El contacto con Pioneer 9 por los controladores se mantuvo hasta mayo de 1983. Controladores de la misión hizo una tentativa fracasada en 1987 en contacto con la nave espacial. La misión fue declarada inactiva en ese momento.
Cosmos 215
Cosmos 215 (en cirílico, Космос 215) fue un satélite artificial científico soviético perteneciente a la clase de satélites DS (el primero y único de tipo DS-U1-A)1 y lanzado el 22 de junio de 19682 3 4 5 6 7 8 mediante un cohete Cosmos-2I desde el cosmódromo de Kapustin Yar.1
Objetivos
Cosmos 215 es considerado como el primer observatorio espacial.9 10 Llevaba ocho telescopios a bordo para observar cuerpos celestes en el rango entre el visible y los rayos ultravioleta y realizar observaciones de la atmósfera terrestre y un telescopio adicional para observar en rayos X. La misión duró seis semanas hasta que reentró en la atmósfera.
Características
El observatorio tenía una masa de 400 kg3 (aunque otras fuentes indican 385 kg1 ) y fue inyectado inicialmente en una órbita con un perigeo de 261 km y un apogeo de 426 km, con una inclinación orbital de 48,5 grados y un periodo de 91,1 minutos.1 2 4 5
Llevaba ocho telescopios a bordo, cada uno con un diámetro de aproximadamente 7 cm8 y con los que realizaba observaciones en longitudes de onda entre el rango visible y los rayos ultravioleta, y un telescopio adicio
nal para realizar observaciones en rayos X. También portaba un par de fotómetros para estudiar la dispersión de la luz solar en la atmósfera de la Tierra.8 9 10
Cosmos 215 reentró en la atmósfera el 30 de junio de 1972.11
Resultados científicos
Las diferentes medidas realizadas por Cosmos 215 dieron lugar a diferentes estudios, como el que explica los resultados de la fotometría ultravioleta realizada por el observatorio a 36 estrellas diferentes de tipo A y V.12
Pioneer 8
Pioneer 8, también denominada Pioneer C, fue una sonda espacial de la NASA lanzada el 13 de diciembre de 1967 mediante un cohete Delta desde Cabo Cañaveral.
Pioneer 8 fue la tercera sonda de una serie de sondas (formada por Pioneer 6, Pioneer 7, Pioneer 9 y Pioneer E, con las que trabajó conjuntamente) con la misión de realizar el primer estudio detallado del viento solar, el campo magnético interplanetario y los rayos cósmicos, proporcionando datos prácticos sobre las tormentas solares.
La sonda estaba estabilizada por rotación, con un giro de 60 rpm y con el eje de giro perpendicular al plano de la eclíptica. Tenía forma de cilindro recubierto de células solares del cual sobresalen antenas y mástiles. Disponía de una antena direccional de alta ganancia, pudiendo transmitir a 512, 256, 64, 16 o 8 bps. El formato del envío de datos era seleccionable entre cuatro posibles modalidades, con tres de esas cuatro aptas para el envío de datos científicos (32 palabras de 7 bits por trama). La otra modalidad era utilizada para enviar telemetría sobre el estado de la sonda. A su vez, se disponía de cuatro modos de operación:
- Tiempo real: los datos eran obtenidos y transmitidos directamente, sin ser almacenados, según la velocidad de envío y la modalidad seleccionada.
- Almacenamiento de telemetría: los datos eran guardados y enviados simultáneamente, según la velocidad de envío y la modalidad seleccionada.
- Almacenamiento del ciclo de trabajo: se recogía y guardaba una única trama de datos científicos a la mayor velocidad posible, 512 bps; el intervalo entre la recogida y almacenamiento de sucesivas tramas era seleccionable a entre 2 y 17 minutos, con una capacidad total para almacenar datos hasta durante 19 horas.
- Lectura de memoria: se enviaban los datos leyéndolos de la memoria de la sonda, enviándolos a la velocidad adecuada según la distancia de la nave a la Tierra.
El último contacto con Pioneer 8 tuvo lugar el 22 de agosto de 1996, ordenándosele pasar al transmisor de respaldo. Uno de los instrumentos científicos todavía funcionaba.
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 13 de diciembre de 1967
Vehículo de lanzamiento: Delta
Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral
Aplicación: Estudio del viento solar, el campo magnético interplanetario y los rayos cósmicos
Configuración: Cilíndrica
Masa: 146 kg
Dimensiones: 0,94 m de diámetro x 0,81 m de alto, con mástiles de hasta 1,8 m de longitud
Potencia: 79 vatios
Instrumentos principales: 6 instrumentos diferentes, incluyendo un analizador de plasma y un detector de rayos cósmicos
Tasa de datos: 512, 256, 64, 16 o 8 bps
Tres de los cuatro formatos se utiliza principalmente para datos científicos y consistió en 32 palabras de siete bits por fotograma. Se utilizó un formato de datos científicos en las dos mayores tasas de bit. Otro fue utilizado en las tres tasas de bits más baja.
El tercero fue utilizado para los datos de sólo el experimento de propagación de radio. El cuarto formato de datos fue utilizado principalmente para datos de ingeniería. Los cuatro modos de funcionamiento fueron (1) en tiempo real, telemetría (2) tienda, consigna para bicicletas (3) servicio y lectura de memoria (4). En el modo en tiempo real, los datos muestreados y transmitidos directamente (sin almacenamiento) como se indica por el tipo de formato y bits de datos seleccionado. En el modo de tienda de telemetría, los datos almacenados y transmitidos simultáneamente en el formato y en la tasa de bits seleccionado. En el modo de tienda del ciclo de deber, un único fotograma de datos científicos fue recogido y almacenado a una velocidad de 512 bps.
El intervalo de tiempo entre la recolección y el almacenamiento de fotogramas sucesivos podría variarse por comando de tierra entre 2 y 17 min para cubrir datos parciales por períodos de hasta 19 h, como limitado por la capacidad de almacenamiento de bits. En el modo de lectura de memoria, datos fueron leídos hacia fuera en cualquier tasa de bits era apropiado a la distancia del satélite de la tierra.
Pionero 8 fue lanzado el 13 de diciembre de 1967 en una órbita heliocéntrica con un radio promedio de 1.1 AU. La nave espacial última fue seguida con éxito el 22 de agosto de 1996, después de ser mandado al tubo transmisor backup (TWT). No hay más planes para rastrear o tratar de comunicaciones con Pioneer 8.
La tercera sonda de la serie Pioneer Block-II, también denominada Pioneer-C, fue preparada inmediatamente para intentar refinar los conceptos que hasta entonces definían la forma y estructura de la “cola” de la magnetosfera terrestre, y también para continuar controlando la actividad solar. Ésta había estado evolucionando constantemente durante los últimos años. En 1969 se alcanzaba el llamado “máximo solar”, momento de intensos acontecimientos que debían ser estudiados con detalle. No olvidemos que el clímax de ese ciclo, que se repite cada 11 años, coincidiría con el probable desembarco tripulado lunar. Era pues de capital importancia el controlar constantemente los sucesos acaecidos en el Sol para evitar que llegasen a afectar irreversiblemente a los astronautas del Proyecto Apolo. Tanto la Pioneer-8 como sus dos anteriores compañeras serían utilizadas profusamente en esta tarea de continua vigilancia. Amplias mejoras en la red de seguimiento terrestre permitirían recibir la información procedente del trío espacial sin demasiadas dificultades, un hecho que pocos años antes hubiera parecido casi milagroso. La longevidad de las tres sondas las había permitido alcanzar puntos muy alejados de su órbita con respecto a la Tierra, convirtiéndolas en los nuevos meteorólogos solares y en puntales básicos sobre los que descansaría uno de los aspectos de la seguridad en el famoso proyecto Apolo.
Precisamente, ésta sería la primera ocasión que un pequeño satélite acompañaría a las Pioneer, oportunidad que se repetiría durante los siguientes dos lanzamientos. Dichos satélites, bautizados con diferentes nombres pero usualmente llamados “Test and Training Satellites”, serían utilizados para que los controladores en la Tierra practicaran hasta la saciedad los procedimientos que significaban el contacto constante entre las estaciones de seguimiento y los próximos vuelos del Apolo.
El Pioneer-8 debería ser colocado en una situación muy precisa. Su órbita alrededor del Sol estaría sólo ligeramente más alejada de nuestra estrella que la propia de la Tierra, de tal manera que pudiese estudiar más fácilmente la magnetosfera de ésta última. La trayectoria adoptada permitía un margen propulsivo que sería aprovechado adecuadamente a través de la presencia a bordo del satélite TTS-1.
El instrumental instalado en el Pioneer-8 difería un poco del de la Pioneer-7. Había sido mejorado apreciablemente y se habían añadido dos experimentos más. Así, la nave quedó equipada con un telescopio de rayos cósmicos, un experimento de análisis de la propagación de radioondas, un detector del gradiente de los rayos cósmicos, un detector de campos eléctricos y otro de polvo cósmico, un magnetómetro de eje simple, un analizador de plasma y el implícito experimento de mecánica celeste. En total, la sonda alcanzó una masa al despegue de 65,36 Kg. Otros dos 20 Kg pertenecían al satélite-objetivo TTS-1 (o TETR-1).
La pareja fue lanzada en un Delta-E1 el 13 de diciembre de 1967. Tras un vuelo normal, y después de haber situado al TTS-1 en su propia e independiente trayectoria (estaba unido a la segunda etapa del cohete, la cual no alcanzaría la velocidad de escape), la Pioneer-8 fue inyectada en su órbita solar definitiva. El afelio de ésta quedó situado a 1,087 Unidades Astronómicas y el perihelio a 0,990 U.A., rozando la órbita de la Tierra. La órbita conseguida no fue del todo correcta, sus parámetros no coincidieron totalmente con los esperados, pero la desviación resultó ser prácticamente insignificante.
El trabajo de la Pioneer-8 se inició inmediatamente. Era mucho lo que sus compañeras habían descubierto ya. Entre otras cosas, que el viento solar no avanzaba de forma rectilínea, que la temperatura de los electrones interplanetarios variaba constantemente, en un rango entre 10.000 y 90.000 ºF, que la densidad del viento solar era de unos 5,5 electrones por centímetro cúbico, etcétera. La Pioneer-8 intentaría precisar y refinar aún más si era posible estas conclusiones.
Con la sonda lanzada en la misma dirección que la seguida por la Tierra, pero desplazándose en una órbita superior, nuestro planeta la sobrepasó muy pronto, apenas 37 días después del despegue. Así pues, quedó en disposición de medir el campo magnético terrestre desde una región adecuada. Lo hizo repetidamente a semejanza de sus antecesoras y progresó a lo largo de su misión acumulando millones de datos que serían después analizados por los especialistas.
Diez años después, la Pioneer-8 continuaba suministrando información, ofreciéndonos una clara imagen de la actividad solar a lo largo de un ciclo completo. Esta información, cotejada con la de las Pioneer-6 y 7, permitió establecer una relación entre dicha actividad y las manifestaciones detectadas en la magnetosfera de la Tierra.
La edad de los instrumentos empezó entonces a hacer mella en la sonda. El sensor solar falló, operando bajo mínimos sólo en las proximidades del perihelio, y el parco suministro eléctrico de las degradadas células solares imposibilitó de pronto el uso de la mayoría de instrumentos. En agosto de 1996 se ordenó la conexión de su amplificador de comunicaciones de reserva. La sonda aún funcionaba, pero sólo se encontraba operativo el detector de campos eléctricos.
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