Sociedad
ROSAT
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.
Telescopio espacial Hubble
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.
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
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
Sintashta
Subcategoría: Ciudad Edad de Bronce.
Sintashta (ruso: Синташта) es un sitio arqueológico en la región de Cheliábinsk, Rusia. Se trata de los restos de un asentamiento fortificado que data de la Edad del Bronce, c. 2800-1600 aC, [1] y es el tipo de sitio de la cultura Sintashta. El sitio se ha caracterizado como “fortificado centro industrial metalúrgica”. [2]
Sintashta se encuentra en la estepa, al este de los montes Urales. El sitio se llama así por el río Sintashta adyacente, un afluente del Tobol. El curso cambiante del río a través del tiempo ha destruido la mitad de la ciudad, dejando tras de treinta y una de las casas de aproximadamente cincuenta o sesenta en el asentamiento.[3]
El acuerdo consistía en casas rectangulares dispuestas en un círculo de 140 m de diámetro y rodeado por un muro de tierra de madera reforzado con torres en las puertas y una profunda zanja en su exterior. Las fortificaciones de Sintashta y asentamientos similares, como Arkaim eran de escala sin precedentes para la región de la estepa. Hay evidencia de cobre y bronce de la metalurgia que tienen lugar en cada casa excavada en Sintashta, de nuevo una intensidad sin precedentes de la producción metalúrgica de la estepa.[3] A principios de la cultura de abáshevo, con estilos de cerámica influenciados fuertemente cerámica Sintashta.[4] Debido a la asimilación de las tribus en la región de los Urales, como el Pit-tumba, Catacumba, Poltavka, y el norte de Abashevo en el horizonte Novokumak, parecería incorrecto para proporcionar Sintashta con una puramente atribución aria. [5] en el origen de Sintashta, el Abashevo cultura jugaría un papel importante.[4]
Cinco cementerios se han encontrado asociado con el sitio, el mayor de ellas (conocido como Sintashta mogila o SM) consistió en cuarenta tumbas. Algunos de éstos eran los enterramientos de los carros, produciendo los más antiguos conocidos carros en el mundo. Otros incluyen sacrificios de caballo -hasta ocho en una sola tumba- armas diferentes de piedra, cobre y bronce, plata y oro y adornos. El cementerio SM está cubierto por una gran kurgán de una fecha un poco más tarde. Se ha observado que el tipo de sacrificios funerarios evidente en Sintashta tiene fuertes similitudes con los rituales funerarios descritos en el Rig Veda, un antiguo texto religioso de la India a menudo asociados con los proto-indo-iraníes.[3]
Las fechas de radiocarbono del asentamiento y cementerios abarcan más de un milenio, lo que sugiere una ocupación anterior perteneciente a la cultura Poltavka. La mayoría de las fechas, sin embargo, son alrededor de 2100-1800 aC, lo que apunta a un periodo principal de la ocupación del sitio consistente con otros asentamientos y cementerios de la cultura Sintashta.[3]
Este asentamiento fortificado en los Urales del sur es de fecha a alrededor de 2000-1600 aC. Fue excavada entre 1968 y 1986 y dio su nombre a la cultura Sintashta-Petrovka. El sitio está ubicado cerca de Chelyabinsk Oblast en Rusia.
El asentamiento se asemeja mucho al cercano sitio de Arkaim en forma y tamaño, aunque no tan bien conservado ISS. Esto implica una pared redonda fortificación de tierra suportada por marcos de madera y reforzado por ladrillos de barro y rodeado por un foso. Había torres en las 4 puertas principales. Las casas estaban en circulos concéntricos alrededor de la plaza central. También se encontraron hornos metalúrgicos. El sitio también es notable en que los enterramientos de caballos y el carro más antiguo conocido se encuentran aquí.
Hace varios años los arqueólogos consideran todos los sitios de la segunda mitad del 2do milenio A.C. pertenecientes a la cultura de Andronovo. En la última década, dos culturas adicionales y aún más antiguas fueron descubiertas en Eurasia que tienen varias características en común. Éstos fueron nombrados “Petrovka” y “Sintashta.” Situado en la región sur de los Urales, fecharon c. 2000-1600 A.C. (Gening, Zdanovich 1993, Zdanovich 1995, 1997) los primeros ocuparon la región oriental (Tobol-Ishim) y el último la zona sur. Anteriormente, habían sido excavados Sintashta asentamientos pero no habían sido comprendidos debido a su diferencia de la clásica cultura de Andronovo. Por otra parte, porque los complejos contienen algunas de las características pertenecientes a la cultura de Abáshevo, los investigadores originales habían inicialmente incluido en la esfera de Abáshevo.
Granat
Granat (observatorio espacial)
Organización: Programa espacial de la URSS
Fecha de lanzamiento: 1 de diciembre de 1989
Vida útil: 9 años
Aplicación: Observatorio espacial
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
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.
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
Presidente del Banco Mundial
Presidente del Banco Mundial
El Banco Mundial, abreviado como BM en inglés: WB (World Bank), es uno de los organismos especializados del sistema de las Naciones Unidas, que se define como una fuente de asistencia financiera y técnica para los llamados países en desarrollo.1 Su propósito declarado es reducir la pobreza mediante préstamos de bajo interés, créditos sin intereses a nivel bancario y apoyos económicos a las naciones en desarrollo. Está integrado por 189 países miembros.2 Fue creado en 1944 como parte del Acuerdo de Bretton Woods3 . Tiene su sede en la ciudad de Washington D.C., Estados Unidos.
En 1945, en el marco de las negociaciones previas al término de la Segunda Guerra Mundial, nace lo que a la fecha se conocería como el sistema financiero de Bretton Woods (llamado así por el nombre del complejo hotelero de la ciudad, New Hampshire, donde fue concebido) integrado por dos instituciones fundamentales para entender las políticas de desarrollo que tuvieron lugar a partir de la segunda mitad del siglo XX: el Banco Internacional de Reconstrucción y Fomento (BIRF) y el Fondo Monetario Internacional (FMI).
Concebido el primero, en un principio, con el fin de ayudar a las naciones europeas en la reconstrucción de las ciudades durante la posguerra, poco a poco fue ampliando sus funciones, creándose más organismos que funcionarían paralelamente a este, integrando lo que hoy conocemos como el Grupo del Banco Mundial (GBM). Entre 1946 y 2012, el Banco Mundial ha evolucionado hasta convertirse en cinco instituciones, que conforman el Grupo del Banco Mundial, y ha tenido 11 presidentes.
Estructura del Banco Mundial
El Banco Mundial tiene oficinas en 109 países y más de 10.000 empleados y aproximadamente otros 5 000 que sirven de manera temporal o como consultores. El monto de la asistencia del Banco Mundial a los países en desarrollo para el año 2002 fue de 8.100 millones de dólares estadounidenses y 11.500 millones adicionales en créditos otorgados para un período de 35 a 40 años, con 10 años adicionales de gracia.
El Grupo del Banco Mundial está integrado por:
- El Banco Internacional de Reconstrucción y Fomento (BIRF, 189 países miembros). Creado en 1945.
- La Asociación Internacional de Fomento (AIF, 172 países miembros). Creada en 1960.
- La Corporación Financiera Internacional (CFI, 184 países miembros). Creada en 1956.
- El Organismo Multilateral de Garantía de Inversiones (OMGI, 180 países miembros). Creado en 1988.
- El Centro Internacional de Arreglo de Diferencias Relativas a Inversiones (CIADI, 158 países miembros). Creado en 1966.
La CFI y el OMGI, cuentan a su vez con la Oficina del Ombudsman y Asesor (CAO *) que tiene funciones de asesoría independiente y de atención de las reclamaciones formuladas por comunidades afectadas.
Presidente
El presidente del BM es elegido por sus miembros y preside al Directorio Ejecutivo, pero sin derecho a voto. Dentro de sus funciones se encuentra conducir los negocios, organizar, nombrar y destituir a los funcionarios y empleados del Banco, jugando un papel de jefe de personal.6
El BM es primo hermano del Fondo Monetario Internacional (FMI) y ambas instituciones fueron creadas en 1944 en Bretton Woods, en Estados Unidos, con el fin de estabilizar el sistema financiero internacional y evitar una nueva crisis como la de 1929. En virtud de una regla no escrita vigente desde que fueron creados los organismos, los países europeos designan al director gerente del FMI, habitualmente un europeo, y Estados Unidos al presidente del Banco Mundial, casi siempre un norteamericano.
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Normanton down Barrows
Subcategoría: Complejo funerario.
Normanton Down es un cementerio carretilla Neolítico y la Edad del Bronce ubicado al sur de Stonehenge, en Wiltshire, Inglaterra. Los enterramientos datan de entre 2600 y 1600 aC y consta de un Neolítico carretilla largo y unas 40 o más redonda túmulos de la edad de bronce, situado a lo largo de la cresta de una loma.[1]
Los túmulos de Normanton de Down, la expansión en el horizonte del sur de Stonehenge, han sido parte del paisaje de la llanura de Salisbury desde el año 2000 antes de Cristo. Barrow excavación era un pasatiempo popular en los siglos 18 y 19 entre los arqueólogos aficionados. Se hicieron conocidos como los “buscadores de carretilla.”[2] En 1808, William Cunnington y Sir Richard Colt Hoare excavaron varios de los túmulos, incluyendo el más famoso e importante carretilla, la carretilla Bush. Casi todos estos túmulos se cree que son de la Edad del Bronce, pero varias características, incluyendo una carretilla de largo, son anteriores, que data del neolítico veces. Cunnington y Hoare observaron cuatro grupos de “curiosamente apiñados” restos humanos en el extremo este de Long Barrow.[3] A diferencia de muchas de las primeras excavaciones, Hoare publicó un informe detallado de sus hallazgos en 1812.[4] Al sur de la carretilla larga se encuentra una caja mortuoria. Este movimiento de tierras neolítica rectangular, ahora arado a cabo, fue descubierto por la fotografía aérea y excavado en 1959.[5]
La protección jurídica de muchos de los túmulos se introdujo en 1925 cuando fueron designados un monumento programada.[6] El área fue declarada Patrimonio de la Humanidad en 1987, fecha desde la cual la excavación de cualquier buscado ha sido aún más estrictamente controlada.[7] recientes por lo tanto, el estudio se ha centrado en volver a evaluar los hallazgos existentes y el trabajo de campo no intrusivo. En 2007, investigadores de la Universidad de Birmingham, financiado por la Fundación Leverhulme, comenzaron estudios intensivos de los artefactos encontrados en todos los enterramientos británicos de la Edad del Bronce, entre ellos los de Bush Barrow, y en 2010 un extenso estudio de las condiciones y el contexto de los túmulos se hizo por Patrimonio Inglés, como parte de su patrimonio de la humanidad Stonehenge proyecto del paisaje.[8]
El sitio de Normanton de Down revela el desarrollo de todo un cementerio de la Edad de Bronce. 24 túmulos están cubiertos por 6 diferentes denominaciones Monumento planificado, y se identificaron un total de al menos 35 machos castrados supervivientes y numerados por LV Grinsell en 1957.[9] Apareció poco a poco a lo largo de la Edad del Bronce.[10] Varias tumbas todos cubiertos por una sola carretilla son característicos de la zona.[ cita requerida ]
La primera parte de la Edad del Bronce se caracterizó por los enterramientos campaniformes, característico de las personas del cubilete. Las tumbas del cubilete contenían diversos bienes funerarios y por lo general estaban cubiertas por túmulos circulares; Sin embargo, la mayoría de estos túmulos no sobrevivieron, por lo que las tumbas difícil de localizar. Se supone que estos enterramientos campaniformes se encuentran principalmente en el oeste, en las zonas marcadas por túmulos u ovaladas mayores. Además, los montículos se erigieron más tarde sobre algunas de las tumbas del cubilete preexistentes, lo que permite primeras excavadoras para localizarlos.[10]
Más tarde, el diseño del cementerio cambió drásticamente. El cementerio Normanton “lineal” surgió a lo largo de la cresta principal, con tres focos que marca el paisaje en una línea relativamente recta. A pesar de que es muy probable que cada enfoque fue anteriormente un grave Cubilete, existe una clara tendencia hacia la construcción de montículos de tamaño considerable. Clustering grave parece estar presente en cierta medida, especialmente en uno de los enterramientos vaso de precipitados y en el Barrow Bush.[10]
Aunque la mayoría de los machos castrados fueron construidos a finales de la Edad del Bronce, un cambio significativo aparece en la mitad de la edad de bronce. Enterramientos que implican Deverel-Rimbury urnas de fabricación Edad del Bronce Medio están presentes en grupos de pequeños montículos. En el mismo período de tiempo, los entierros parecen declinar en Normanton hacia abajo, posiblemente desplazando hacia el oeste hasta las proximidades de una característica notable conocido como el eje Wilsford, que está a 30 metros (98 pies) del eje de profundidad, dentro de una mitad de la edad de bronce Pond Barrow.[11]
Bush Barrow
Pastilla de oro de Bush Barrow
Artículo principal: Bush Barrow
El más famoso túmulo en Normanton de Down se llama Bush Barrow y es 40 metros de ancho y 3 m de altura. El nombre “Bush Barrow” se le dio a este sitio arqueológico en la década de 1720 por William Stukeley debido a los árboles plantados en la parte superior. Anteriormente se la conoce como “la carretilla verde” por la misma razón. Fue excavado en 1808 por William Cunnington y Sir Richard Colt-Hoare, quien encontró varios artefactos en el interior del montículo.[10] Cunnington escribió un relato detallado del descubrimiento de un cuerpo y los objetos que lo rodean en el túmulo. Describió que la cabecera de la tumba se encontraba en el sur y el cuerpo fue colocado en el suelo en lugar de en un pozo, que fue considerado inusual. En el relato, Cunnington describe piezas de metal y de madera que ahora se cree que son los restos de un raro tipo de daga o cuchillo. Uno de los objetos más destacados que se encuentran en Bush Barrow fue una “pastilla” pieza de oro. Estos elementos, junto con una punta de lanza y el conjunto de remaches de bronce sugieren que el individuo enterrado en Barrow Bush puede haber sido un hombre rico, influyente, tal vez un jefe. Los hallazgos han sido llamados “primeras joyas de la corona de Gran Bretaña” que pertenecen al “rey de Stonehenge”.[12] Reconstrucciones modernas han llevado a la conclusión de que los artefactos fueron dispuestos cerca alrededor del cuerpo.[10]
Los hallazgos de Bush Barrow se muestran ahora en el Museo de Wiltshire, en Devizes, que conserva las notas manuscritas realizadas por Cunnington y los dibujos realizados por Philip Crocker.[14]
El Barrow Bush excavado por Sir Richard Colt Hoare y William Cunnington.
El grupo Normanton Down es una gran colección de túmulos 1 km al sur de Stonehenge y se cree que es uno de los más importantes del Neolítico y la Edad del Bronce cementerios de la carretilla en el país. Se compone de tres carretillas largas , un compartimiento del depósito de cadáveres y casi cuarenta túmulos circulares , que son una mezcla de veinticinco túmulos cuenco, cinco machos castrados campana (una carretilla un doble), siete túmulos de disco y sola carretilla platillo. Los primeros monumentos en el sitio habrían sido el recinto mortuorio al sudoeste del grupo y los tres túmulos neolíticos. El uno hacia el suroeste al lado de la moderna pista está orientado de este a oeste, otra al sur de la carretera A303 está orientada al sureste-noroeste, mientras que la tercera carretilla de pie hacia el centro del grupo tiene una orientación de noreste-suroeste. Estos túmulos habrían precedido a las primeras fases de la construcción de Stonehenge. Más tarde, durante la Edad de Bronce tardía neolítica / principios y contemporáneo con las principales fases de construcción de piedra en Stonehenge muchos túmulos circulares se comenzaron a construir a lo largo del canto leve de tierra en Normanton abajo que da el cementerio de su naturaleza lineal. El más famoso de ellos es un recipiente carretilla al oeste del grupo que mide 15 metros de diámetro y cerca de 2,5 metros de altura conocido como el ‘Bush Barrow’. Excavado en 1808 por Sir Richard Colt Hoare y William Cunnington, que contenía algunos de la tumba más rica encuentra en Inglaterra. Se señala en el informe:
“Al llegar al piso de la carretilla, hemos descubierto el esqueleto de un hombre alto y corpulento mentira de sur a norte: la extrema longitud de su hueso del muslo fue de 20 pulgadas. Cerca de 18 pulgadas al sur de la cabecera encontramos varios latón (es decir, de bronce) remaches entremezclan con madera y algunos trozos finos de bronce casi descompuestos. Estos artículos cubren un espacio de 12 pulgadas o más; Por lo tanto, es probable que eran los restos de un escudo mouldered. Cerca del brazo derecho fue una gran daga de bronce y una punta de lanza del mismo material, completo 13 pulgadas de largo, y el más grande que hemos encontrado nunca.
Inmediatamente sobre el pecho del esqueleto era un gran plato de oro, en forma de una pastilla y la medición de 7 pulgadas por 6 pulgadas. La superficie plana de esta noble ornamento se alivia con líneas sangradas, cheques y zigzags, formando la forma del contorno, y la formación de pastillas dentro de rombo, disminuyendo gradualmente hacia el centro. A continuación descubrimos, en el lado derecho del esqueleto, una muy curiosa piedra perforada, algunos artículos forjado de hueso, muchos pequeños anillos del mismo material y otra pastilla de oro. Como esta piedra tiene ninguna marca de desgaste o agotamiento, apenas puedo considere que ha sido utilizado como un utensilio doméstico, y de las circunstancias de que se componen de una masa de gusanos de mar o pequeñas serpientes, creo que no puede ser demasiado extravagante teniendo en cuenta que en un artículo de la consecuencia ‘.
Ampliación de la carretilla de campana en el noroeste del grupo (al norte de Normanton Gorse)
Las dos pastillas de oro se recuperaron aparecen arriba junto con un elemento de oro cuadrada interpretado como un cierre de cinturón. El ‘artículo de la consecuencia’ era una cabeza de maza tallada a partir de fósiles marinos que se pueden ver en esta fotografía de Wiltshire Heritage Museum.
Muchos de los otros machos castrados en este grupo también contenía objetos funerarios que incluyen ámbar perlas, colgantes de ámbar, perlas de oro, vasos, cuchillos, alfileres de bronce de bronce, un hueso de cisne perforada que podría haber sido una flauta, anillos de lignito y los granos de esquisto.
COBE
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
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.
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.
Nemrut Dag
Subcategoría: Complejo funerario.
Nemrut o Nemrud (en turco Nemrut Dağ o Nemrut Dağı, en armenio Նեմրութ լեռ) es una montaña de 2.150 m de altitud del sureste de Turquía, conocida por las estatuas pertenecientes a una tumba del siglo I a. C. que se encuentra en la cima.
La montaña se encuentra a 40 km al norte de Kahta, cerca de Adıyaman. En el año 62 a. C., el rey Antíoco I Theos de Comagene mandó construir un túmulo funerario en la cima de la montaña flanqueado por enormes estatuas (8-9 metros de altura) de sí mismo, dos leones, dos águilas y diferentes dioses armenios, griegos y persas, como Hércules, Zeus-Oromasdes (asociado al dios persa Ahura Mazda), Tique y Apolo–Mitra. Estas estatuas se encontraban sentadas y con los nombres de cada dios inscritos en ellas. Ahora, las cabezas de las estatuas están esparcidas por el suelo; los daños en las cabezas (especialmente las narices) sugieren que se produjeron de forma deliberada por parte de iconoclastas. También se conservan losas de piedra con figuras en bajorrelieve que se piensa formaron parte de un gran friso. En ellas aparecen los antepasados de Antíoco, que incluyen macedonios y persas.
También se pueden encontrar las mismas estatuas y antepasados en el túmulo, que cuenta con unas dimensiones de 49 metros de altura y 152 metros de diámetro. Las estatuas presentan cierto parecido a los rasgos faciales griegos, además de vestimentas y peinados persas. El terraplén de la parte oeste cuenta con una gran losa con un león la cual es conocida como “El horóscopo del rey” y donde se muestra la conjunción de los planetas Júpiter, Mercurio y Marte que tuvo lugar el 7 de julio del año 62 a. C sobre la constelación de Leo (horóscopo del rey). Sobre el pecho del león aparece también la Luna, objeto celeste que formó parte de aquel espectáculo nocturno y encima la estrella alfa de la constelación, la cual representaría Antíoco I. Algunos expertos especulan que esta fue la posible fecha del inicio de la construcción del monumento, otros que representa el día que fue investido rey por los romanos. La zona oriental se encuentra muy bien conservada. Se compone de varias capas de roca y se aprecian evidencias de un camino amurallado entre las pendientes este y oeste, desde un sendero al pie del monte Nemrut. Entre los posibles usos de este emplazamiento, se incluyen las ceremonias religiosas, debido a la naturaleza astronómica y religiosa del monumento.
Sobre el lomo del león se encuentran tres estrellas, Faetón de Zeus, Pyroeis de Heracles y Stilbon de Apolo, o lo que es lo mismo, los actuales Júpiter, Marte y Mercurio. Además, también se observa la Luna en cuarto creciente dentro del cuerpo del animal representado.
A las antiguas hipótesis del horóscopo, se suman otras más actuales y probablemente acertadas, que dicen que la imagen del león puede ser una conjunción de planetas sobre el cielo de Mesopotamia en el año 49 a. e. c., a los que también habría que sumar a Venus. Por ello, fueron representados junto a la Luna creciente y la estrella de Régulo, que fue considerada como el avatar del rey Antíoco I.
La disposición de las estatuas se conoce con el término hierotesion. Se han descubierto emplazamientos similares en Arsameia, Nymphaios, con el hierotesion del padre de Antíoco, Mitrídates I de Comagene.
Karl Sester, ingeniero alemán, excavó este lugar en 1881. Las excavaciones posteriores aún no han logrado encontrar la tumba de Antíoco. Sin embargo, todavía se cree que se trata del lugar de sepultura del rey. En 1987, la Unesco catalogó el monte Nemrut como Patrimonio de la Humanidad.1 En general, los turistas visitan Nemrut de junio a agosto. La cercana ciudad de Adıyaman es un lugar habitual para viajar en coche o autobús al emplazamiento, siendo también posible acceder en helicóptero. Actualmente, las estatuas no se encuentran en su posición original, a pesar de que no sería difícil hacerlo.
El monte Nemrut forma parte de una zona geográfica conocida como Altiplano Armenio.2 3
En el año 62 a.C., el rey Antíoco ordenó decapitar la montaña, cercenar su cumbre y crear una inmensa terraza para forjar su santuario y túmulo funerario. Allá en lo alto, cerca de los dioses y tan alejado del mundo terrenal como le era posible. Sus delirios de grandeza y/o su genialidad política le hicieron auto proclamarse un dios entre los vivos, creando un nuevo culto religioso e impulsándole a erigir estos gigantes de piedra que simbolizaban a él mismo entre los propios dioses.
Justo en el centro del complejo se emplazaría a posteriori su propia tumba, que habría de ser recubierta por piedras del tamaño de un puño, millones de rocas que conforman a día de hoy un túmulo de forma cónica con 50 metros de altura y 150 de diámetro, coronando la montaña y ocultando supuestamente el mausoleo en su interior. A simple vista, desde lejos, podría parecer la cima de una montaña más, hasta que al acercarte compruebas su forma demasiado perfecta, diseñada y levantada por la mano del hombre. De muchos hombres.
Los “Tronos de los Dioses”, como el propio rey Antíoco los denominó, estarían basados en unos cimientos que jamás serían derribados, según también sus propias palabras. Las estatuas se repartían en dos terrazas diferenciadas, una al lado este y otra al oeste del propio túmulo funerario. En ambas localizaciones se hallaban los dioses Apolo, Heracles, Tyche, y Zeus, entremezclados con la figura del propio rey, que se asimilaba en dimensiones y grandiosidad a los propios dioses. Originariamente, sentadas en sus tronos, alcanzaban los ocho o nueve metros de altura; pero ahora, muchos terremotos después, la naturaleza terminó por arrojar las cabezas de los dioses al suelo. Allí esparcidas son observadas más fácilmente, de tú a tú, aunque sin perder por un instante la magnificencia y el poder sobrecogedor, casi intimidatorio, de aquellas cabezas de piedra de entre dos y tres metros de altura.
ASTRO-C
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 5 de febrero de 1987
Reingreso: 1 de noviembre de 1991
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
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.
Hipparcos
Hipparcos (The High Precision Parallax Collecting Satellite) fue un satélite astrométrico lanzado por la Agencia Espacial Europea (ESA) y dedicado a medir el paralaje y los movimientos propios de más de 2,5 millones de estrellas a menos de 150 pc de la Tierra. Los resultados se publicaron en forma de un catálogo estelar conocido como Catálogo Tycho.
El proyecto Hipparcos fue propuesto en 1980. Fue lanzado por un cohete Ariane 4 el 18 de agosto de 1989. La misión se dio por concluida el 17 de agosto de 1993.
Hipparcos de la ESA establecido claramente las posiciones de más de cien mil estrellas, doscientas veces más precisión que nunca. Se puso en marcha en 1989 en un cohete Ariane-4 y completó su misión de cuatro años más tarde en 1993. Los datos de Hipparcos ayudaron a predecir el impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en 1994 y demostró que el Universo era más grande y más joven de lo esperado. El trabajo de Hipparcos será refinada y ampliada por la misión Gaia de la ESA.
Por Víctor R. Ruiz· Publicado el 19 de Diciembre 1999
El satélite Hipparcos capturó el 17 abr 1991 uno de los tránsitos por el disco de la estrella HD 209548, cuatro años antes de que Michel Mayor y Didier Queloz dieran a conocer el primer planeta que no pertenecía a nuestro Sistema Solar.
El Hipparcos, un satélite de la Agencia Espacial Europea (ESA) dedicado a registrar minuciosamente el brillo y movimiento propio de varios millones de estrellas, fue lanzado en 1989. Se apagó en 1993 y hasta 1997 no fueron reducidos y publicados los datos recopilados por la misión. En ese entonces se dedujo que el Universo era un 30% más grande de lo que se pensaba, ya que se calibró la distancia que nos separa de las estrellas ceféidas (que sirven de faros de calibración intergalácticos).
Y seis años después de que el Hipparcos dejara de funcionar, aún atesora valiosa información en sus bases de datos. Un equipo de astrónomos estadounidenses había logrado capturar la atenuación de brillo de una estrella cercana al Sistema Solar, debido al tránsito de un planeta por el disco estelar. Sin embargo, no se había podido completar la secuencia completa del tránsito en los dos intentos que realizó el equipo descubridor, así que pidieron ayuda a la comunidad científica internacional.
Noel Robichon y Frederic Arenou, del Observatorio de Paris-Meudon (Francia) reexaminaron entonces las mediciones obtenidas por el Hipparcos de la estrella HD 209548. El dúo de astrónomos se encontró con 89 observaciones de la estrella, en las que el brillo había disminuido en cinco de los registros.
«Para ser honestos, nunca hubiéramos encontrado el planeta en los datos de no haber sabido donde y cuando mirar por ellos», comentó Robichon. «Sin embargo, el saber ahora que podemos usar las observaciones de este satélite para precisar detecciones de planetas alienígenas es muy excitante».
La estrella HD 209548, también llamada HIP 108859 en el Catálogo Hiparcos, es de tipo solar y se encuentra a 153 años luz del Sistema Solar. El planeta descubierto parece tener el doble del diámetro de Júpiter, pero sólo la mitad de su masa.
Pruebas del satélite Hipparcos.
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