Sociedad
EXOSAT
Exosat fue un satélite de la Agencia Espacial Europea lanzado el 26 de mayo de 1983 y que estuvo operativo hasta abril de 1986. Durante ese período se realizaron 1780 observaciones en la banda de rayos X de la mayoría de clases de objetos astronómicos, que incluían núcleos galácticos activos, coronas estelares, estrellas variables cataclísmicas, enanas blancas, binarias de rayos X agrupaciones galácticas y restos de supernovas.
El equipamiento que llevaba a bordo eran tres instrumentos que producían espectros, imágenes y curvas de luz en diferentes bandas de energía.
EXOSAT es un telescopio espacial de la Agencia Espacial Europea en la observación de los rayos X de baja y media potencia. Fue puesto en órbita 26 de mayo 1983 por un vehículo de lanzamiento Delta lanzado desde la base de lanzamiento de Vandenberg. El satélite, que representa la segunda generación de telescopios de rayos X, hizo 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. La descomposición natural de la órbita resultó el reingreso de EXOSAT 06 de mayo 1986.
Contexto
El satélite de la NASA HEAO-2 lanzado en 1978 es el primer telescopio espacial de rayos X capaz de localizar las fuentes de rayos X múltiples con una óptica Wolter tipo. La falta de presupuesto y a pesar de las exhortaciones de científicos estadounidenses que llevaron a cabo una cosecha de descubrimientos a través de los datos recogidos por HEAO-2 hasta el año 1981, la NASA optó por no desarrollar un sucesor. Se trata de la Agencia Espacial Europea que se desarrolla de rayos X telescopio espacial EXOSAT segunda generación. Este es el primer satélite científico totalmente diseñado por la Agencia Espacial Europea y su primer satélite estabilizado de 3 ejes. Se puso en marcha 26 de mayo 1983 por un cohete estadounidense Delta Thor y se colocó en una órbita terrestre alta muy excéntrica 191 000 km x 350 kilometros con un período de 90 horas.
Objetivos
Los objetivos de EXOSAT son:
- ubicación de las fuentes de rayos X con una precisión de 10 segundos de arco para la fuente que tiene una energía de 0,04 keV y 2 keV y minutos de arco a las fuentes de 1,5 a 50 keV
- mapeo de las fuentes de rayos X blandos usando telescopios extendidas
- espectroscopia de banda ancha de las fuentes de energías entre 0,04 y 80 keV con todos los instrumentos
- espectroscopía de energía dispersiva de fuentes puntuales utilizando telescopios rejillas
- medición de la variabilidad temporal de las fuentes de rayos X de la actualización a la MS
- detección de nuevas fuentes de rayos X
Especificaciones técnicas
EXOSAT un eje 3 estabilizó satélite 510 kg incluyendo 120 kg para los instrumentos científicos. Que paralelepípedo tiene un tope por un panel solar vertical de 1,85 metros de altura. La órbita se ajusta pequeña propulsores 14.7 Newtons consumen hidracina. El panel solar tiene 1 grado de libertad y proporciona 260 Watts. El satélite se desplaza en su órbita con el fin de estar permanentemente en contacto con el centro de control en tierra. De las 90 horas de una órbita, 76 horas están dedicadas a las observaciones científicas, el resto de las medidas de tiempo son perturbados por el paso de los cinturones de Van Allen. Los datos se transmiten en la banda S con una tasa máxima de 8 kilobits por segundo.
Carga útil
EXOSAT tiene tres instrumentos: dos suave de rayos X telescopios LE, ME usando un detector de rayos X y una cuenta proporcional GSPC Gas
De rayos X blandos telescopios
Este instrumento consta de dos telescopios de formación de imágenes de rayos X de pastoreo suave incidencia Wolter 1 equipada con el mismo tipo de detectores de plano focal: PSD y CMA. La lente se compone de dos cáscaras con un recubrimiento de oro y una longitud focal de 1,1 metros y un diámetro externo de 30 cm.
Medios de instrumentos de rayos X
El instrumento para rayos X significa ME está constituido por contadores proporcionales 8 de gas que tiene un área de superficie geométrica de 1.600 cm3 y un arco de campo FWMH 45 minutos. El instrumento proporciona el espectro de los rayos X cuya energía es entre 1 y 50 keV.
El espectrómetro de centelleo de gas GSPC
GSPC espectrómetro de centelleo de gas se caracteriza por un deltaE / E 4,5% a 6 keV.
Resultados
El satélite lleva EXOSAT 1.780 observaciones de varios tipos de fuentes de rayos-X: galaxia activa, corona estelar, enana blanca grupo X binaria de galaxias y remanente de supernova. Los hallazgos más significativos son:
- Descubrimiento observando las oscilaciones GX5-1 estrella cuasi-periódicas
que son cambios muy rápidos en la intensidad de la luz, en el campo de rayos X observado en los estallidos de rayos. Bajo los supuestos en vigor en 2013 estas oscilaciones vienen del disco de acreción en órbita alrededor del agujero negro en un micro quasar.
- Descubrimiento de una binaria X de baja masa situada en el cúmulo globular
NGC 6624 tiene un periodo de rotación alrededor de su agujero negro de once minutos.
- Doppler detectar variaciones en la línea de hierro lo que demuestra que la emisión es térmica y de un arroyo cercano.
- Observación de rayos X EXO pulsar 2030 + 375 muestra una variación en el período de pulso resultó en un cambio en el brillo multiplicado por 100. Estas observaciones han proporcionado nueva información sobre la dinámica del disco de acreción y la radiación emitida por las estrellas de neutrones con un disco de acreción.
- Descubrimiento de que las variaciones en una escala de tiempo corto es una característica común de los núcleos de las galaxias activas y estas variaciones no presentan periodicidad característica
Círculos Machrie Moor Stone
Subcategoría: Círculos de piedras.
Círculos 
Machrie Moor Stone es el nombre colectivo para los seis círculos de piedra visibles en Machrie Moor cerca del asentamiento de Machrie en la isla de Arran en Escocia .
Descripción
Seis círculos de piedra son visibles en el páramo inmediatamente al este del abandonado Moss Farm. [1] Algunos círculos están formados por rocas de granito, mientras que otros se construyen de pilares de piedra arenisca roja de alto. [1] El páramo está cubierto con otros restos prehistóricos, incluyendo menhires, túmulos funerarios y cistas. [1] Varios círculos de chozas también pueden ser vistos como anillos bajos de piedra cubiertas de césped. [1]
Mapa de los Círculos Machrie Moor Stone
Los seis círculos de piedra se
sitúan por debajo de un nivel superior destacado en el horizonte hacia el noreste, donde Machrie Glen divide en dos valles escarpados. [2] En el solsticio de verano la muesca está atravesado por el sol al amanecer, y esto puede explicar por qué el círculos fueron localizados en este lugar. [2]
Los círculos de piedra se registraron en 1861 por James Bryce, y numerados del 1 al 5. [3] Otros cinco monumentos de la zona estaban contados 6 a 10, y cuando posteriormente un círculo de piedra más fue descubierto casi completamente sumergido en la turba en 1978, fue contado Machrie Moor 11. [3] Alrededor de 1 kilómetro oeste se encuentra los restos del círculo de piedra de musgo del camino de campo, [4] (Machrie Moor 10). [5]
Machrie Moor 1
Machrie círculo de piedra 1
Machrie Moor 1 ( referencia de la rejilla NR91203239 ) es una elipse con ejes de 12,7 metros y 14,6 metros. [6] Se forma a partir de seis bloques de granito y cinco losas de piedra arenisca, dispuestas de forma alterna. [6] Cuatro de los bloques de granito han caído. [6]
Machrie Moor 2
Machrie círculo de piedra 2
Machrie Moor 2 ( referencia de la rejilla NR91143241 ) es el llamativo visualmente más de los círculos en Machrie Moor. [1] Este círculo tiene un diámetro de 13,7 metros, y en un principio puede haber consistido en siete u ocho losas de piedra arenisca de altura, tres de los cuales sobreviven intactas, mientras que los tocones de otros pueden ser vistos.[7] las alturas de los tres huesos intactos van desde 3,7 metros a 4,9 metros.[7] Dentro del círculo son dos piedras grandes, aparentemente cortadas de un pilar caído, uno de los cuales tiene ahora un agujero central como si para la conversión a una piedra de molino [7] las excavaciones en 1861 revelaron una cista en el centro del círculo.[7] se encontró un recipiente de comida en este cista central.[1] un segundo, vacío, corta cista fue encontrado entre el centro y la piedra en posición vertical noreste.[7]
Machrie Moor 3
Machrie círculo de piedra 3
Machrie Moor 3 (referencia de la rejilla NR91023244) al principio consistió en nueve piedras.[8] Sólo uno sigue en pie, 4.3 metros de altura, pero los muñones de los otros todavía están parcialmente visibles en la turba.[8] Los cálculos se forman una geométrica forma de huevo.[8] las excavaciones en 1861 descubrieron una pequeña cista en el centro que contiene una urna con algunos fragmentos de escamas de hueso y sílex quemados.[8] se encontró una segunda cista 1 metro al sur del centro; que contenía un entierro de cuclillas, también con algunas lascas de pedernal.[8]
Machrie Moor 4
Machrie círculo de piedra 4
Machrie Moor 4 (referencia de la rejilla NR91003235) consta de cuatro bloques de granito, a unos 0,9 metros de altura.[9] Las excavaciones en 1861 descubrieron una cista en el centro.[9] En ella había una inhumación acompañado de un recipiente de alimentos, un punzón de bronce, y tres lascas de pedernal.[9]
Machrie Moor 5
Machrie Stone Circle 5
Machrie Moor 5 (referencia de la rejilla NR90873234) llamado “Suidh Coire Fhionn” o “Asiento caldero de Fingal” consiste en dos anillos concéntricos de bloques de granito.[10] El círculo interior es 12,0 metros de diámetro y consta de ocho bloques de granito.[10] las excavaciones en 1861 descubrieron una cista vacío, en ruinas en el centro.[10] el círculo exterior es de aproximadamente 18,0 metros de diámetro y está formado por quince bloques de granito.[10] el círculo exterior se dice para formar un huevo forma geométrica.[10]
Machrie Moor 11
Machrie círculo de piedra 11
Machrie Moor 11 (referencia de la rejilla NR91213242) es un círculo de piedra baja con un diámetro de alrededor de 13 metros. [11] El más alto de las piedras es de unos 1,2 metros de altura en el lado occidental.[11] Las excavaciones en 1978-9 reveló 10 en posición vertical piedras, con un foso entre cada piedra que posiblemente representa un post hoyos.[11]
Otros restos prehistóricos
James Bryce enumeró otras cinco antigüedades al oeste de los círculos de piedra en 1861. Machrie Moor 6 (referencia de la rejilla NR90733237) son los restos de 
una posible mojón de cámara formado por dos losas de piedra en posición vertical tocar en ángulo recto. [12] Machrie Moor 7 (coordenadas de referencia NR90633253) es una piedra vertical de 1,6 metros de altura.[13] Machrie Moor 8 (referencia de la rejilla NR90573237) son los restos de un mojón de cámara probable que comprenden una extensión ovalada de piedras de aproximadamente 20 metros por 16 metros.[14] La más obvia característica es una piedra que se coloca alto 1,8 metros en el borde este del mojón rodeado de varias piedras más pequeñas que pueden haber sido parte de una cámara o de fachada.[14] Machrie Moor 9 (referencia de la rejilla NR905324) era una piedra en pie de los cuales no obvia queda rastro.[15] Machrie Moor 10 (referencia de la rejilla NR90053265) es el círculo de piedra de musgo del camino de campo.[16]
Astron
Astron
Fecha de lanzamiento: 23 de marzo de 1983
Aplicación: Observatorio espacial
Configuración: Cilíndrica
Equipo: Telescopio ultravioleta; Espectrómetro de rayos X.
Tipo de órbita: Elíptica
Inclinación: 35 grados
Apogeo: 175.948 km.
Astron es el nombre de un observatorio espacial Unión Soviética dedicado a la observación en rayos X y ultravioleta y lanzado el 23 de marzo de 1983 desde Baikonur por un cohete Proton.
Basado en la estructura de las naves Venera, portaba instrumentos tanto soviéticos como franceses. Usaba un telescopio ultravioleta de 80 cm de diámetro y un espectrómetro de rayos X.
Entre las observaciones más importantes de Astron se cuentan las de la supernova SN 1987A en marzo de 1987, y las del cometa Halley en diciembre de 1985.
Misión Visión general
La estación orbital soviética Astron fue diseñado principalmente para los UV y rayos X observaciones astrofísicas. Se inyecta en órbita el 23 de marzo de 1983. El satélite fue puesto en una órbita muy elíptica, con el apogeo ~ 200.000 kilometros y el perigeo ~ 2000 kilometros. La órbita de la nave mantuvo lejos de la Tierra de 3,5 de cada 4 días. Que estaba fuera de los cinturones de sombra y de radiación de la Tierra para el 90% de las veces. La nave espacial fue más de 6 m de largo, y su principal instrumento fue de 5 m de largo telescopio UV-soviética francesa. La estación función cesó en junio de 1989, mucho más allá de su vida útil esperada misión de un año.
Instrumentación
El segundo experimento grave a bordo de Astron era un espectrómetro de rayos X. El experimento, SKR-02M, consistía en un contador proporcional sensible a 2-25 keV los rayos X, con un área efectiva de 0,17 SQ-m. El campo de visión fue de 3 grados x 3 grados (FWHM). Los datos podrían ser telemetría en 10 canales de energía. El instrumento comenzó a tomar datos el 3 de abril de 1983.
Ciencia
Este experimento proporcionó datos sobre el estado de baja prolongada de su X-1 en 1983, y el 1984 en vez de la fuente. También observó fuentes de Orión, Tauro, y Leo. La investigación de la acreción de material procedente de las gigantes rojas a las estrellas de neutrones se dirige específicamente.
ASTRO-B (Tenma)
Organización: JAXA
Fecha de lanzamiento: 20 de febrero de 1983
Vehículo de lanzamiento: Mu
Sitio de lanzamiento: Base espacial de Kagoshima
Reingreso: 17 de diciembre de 1988
Aplicación: Observatorio espacial
Masa: 216 kg
ASTRO-B, bautizado como Tenma (en japonés Pegaso) tras alcanzar órbita, fue un observatorio espacial japonés de rayos X. Fue lanzado el 20 de febrero de 1983 mediante un cohete Mu desde el Centro Espacial de Uchinoura y reentró en la atmósfera el 17 de febrero de 1988.
Tenma se dedicó al estudio en rayos X de diferentes partes del cielo, tanto espectroscopicamente como obteniendo imágenes directas de diferentes astros y analizando las variaciones en la emisión de rayos X de dichos cuerpos. El Tenma era el segundo satélite astronómico de rayos X de Japón y rango de potencia que podrían ser observadas que oscila entre 0,1 keV y 60 keV. Su objetivo era obtener espectros de fuentes de rayos X con buena resolución, el estudio de las variaciones temporales de las fuentes de rayos X, la búsqueda a través de las nubes estallidos de rayos X y la observación de las fuentes de rayos X blandos con un telescopio reflector.[4]
El satélite se estabilizaba mediante giro, pudiendo girar a 0,546, 0,137 ó 0,068 revoluciones por minuto. Disponía de un telescopio reflector de rayos X, un contador proporcional de centelleo, un monitor de rayos X para fuentes transitorias, un detector de rayos gamma y un sensor estelar.
El Tenma llevaba cuatro instrumentos: [3] [1]
- emisión de gases de contadores proporcionales
- Telescopio transformada de Hadamard
- Monitor de rayos X para todo el cielo
- telescopio reflector de rayos X
El satélite podría rotar a velocidades de 0.546, 0.137 y 0.068 rpm con la ayuda de un volante de inercia. El eje de rotación podría ser ajustado por par magnético.
El Tenma descubrió el hierro línea de emisión en el disco galáctico, así como otros organismos como las galaxias de núcleo activo. También descubrió una línea de absorción 4 keV en el X1636-536 espectro explosión.[1]
Referencias
- Wade, Mark (2008). «Astro» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
- NASA (26 de junio de 2009). «Tenma» (en inglés). Consultado el 6 de agosto de 2009.
Líneas de Sajama
Subcategoría: Líneas.
Coordenadas Google Earth:
18 17 12.89 S, 68 41 40.32 W
Los orígenes desconocidos de las increíbles líneas de Sajama de Bolivia
En el oeste de Bolivia, miles y miles de senderos perfectamente rectos están grabados en el suelo, creando una vista increíble. Estas líneas fueron talladas en el suelo durante un período de 3.000 años por los pueblos indígenas que viven cerca del volcán Sajama. No se sabe exactamente cuándo o por qué se construyeron, y es difícil imaginar cómo la construcción de algo de tal magnitud podría retrotraer la tecnología moderna.
Las líneas de Sajama cubren una superficie aproximada de 22.525 kilómetros cuadrados, o 8,700 millas cuadradas. Son líneas perfectamente rectas, formadas en una web o red. Cada línea individual es de 1-3 metros, o 3.10 metros de ancho. Las líneas más largas tienen 20 kilómetros, o 12 millas de longitud. La creación de estas líneas sin la ayuda de la tecnología moderna es una maravilla. Fueron grabadas en el suelo mediante el raspado de la vegetación a un lado, y el fregado de distintos materiales de la superficie oscura de que consta suelo, y roca oxidada, para revelar una luz del subsuelo.
La precisión de las líneas de Sajama es notable. Según los estudiosos de la Universidad de Pensilvania: Si bien muchas de estas líneas sagradas extienden hasta diez o veinte kilómetros (y tal vez más), todos ellos parecen mantener una rectitud notable a pesar de la topografía accidentada y obstáculos naturales. El número y la longitud de estas líneas son a menudo difícil de percibir desde el nivel del suelo, pero desde el aire o puntos de vista de montaña, son impresionantes.
Algunos creen que los indígenas utilizan las líneas como una herramienta de navegación durante las peregrinaciones sagradas.
Wak’as (santuarios), chullpas (torres funerarias) y aldeas se intercalan entre las líneas, creando un paisaje cultural.
La disposición radial llamativo de las líneas de Sajama ( Fuente )
Las líneas de Sajama se representaron por primera vez para en el año 1932 por el viajero Aimé Félix Tschiffely. Unos años más tarde, el antropólogo Alfred Métraux publicó el trabajo de campo etnográfico sobre el pueblo aymara y chipaya de la región de Carangas, con lo que las líneas y paisaje cultural a la atención de los estudiosos.
Los estudios en torno a las líneas de Sajama, también llamados “ceques” por los habitantes de la zona, se remontan a 1961 con trabajos de Teresa Gisbert, Jose Mesa, Toni Morrison, Gilles Riviere, Ignacio Ballesteros, el arqueólogo Marcos Michel y el guía de alta montaña Juan Pablo Ando (estos dos últimos, autores de un extenso diagnóstico sobre las posibilidades arqueológicas y turísticas en el Sajama).
Los científicos estadounidenses de la Universidad de Pensilvania nunca visitaron el Sajama durante la investigación. Todo el trabajo se realizó desde EEUU y mediante imágenes obtenidas por satélite.
El Parque Nacional de Sajama fue el escenario de las mediciones de los estudiantes estadounidenses.
Más recientemente, la Fundación Puntos de referencia ha trabajado para proteger las líneas de las amenazas de la erosión, el desarrollo sin control y el turismo de la zona, y otros peligros que provienen de la ausencia de un plan de gestión. Han estudiado las líneas y creado una base de datos para ayudar a protegerlos. Trabajando en estrecha colaboración con la Universidad de Pensilvania, la Fundación Puntos de referencia ha creado el “Proyecto Tierra Sajama”, la utilización de herramientas de análisis de medios digitales, tales como sistemas de información geográfica (SIG) para mapear, describir y analizar las líneas. El Sajama Proyecto Tierra alcanzó los objetivos de:
Creación de una base de datos informática de los mapas y la información pertinente acerca de las líneas, la vegetación local, y la topografía relevante
Analizar e interpretar los patrones y significados de diversas características de la tierra, tales como santuarios cima de la montaña y las estructuras religiosas para determinar posibles alineaciones a las líneas sagradas
Propuestas de desarrollo que proporcionan para la protección a largo plazo de las líneas y la apreciación del paisaje sagrado mejoradas
Por desgracia, la cartografía analítica del tamaño, la forma y la ubicación de las líneas de Sajama no responde a las muchas preguntas que permanecen, tales como que los creó, ¿cuál fue su propósito, y qué herramientas se utilizan? La respuesta a estas preguntas puede ayudarnos a entender otra pieza de la historia humana. Por ahora, vamos a tener que seguir para maravillarse con la gran área cubierta por las líneas, y la cantidad de esfuerzo que debe haber tomado para crearlos, sin entender completamente su propósito o función.
Según las primeras observaciones, estas líneas fueron realizadas utilizando el mismo método que el usado en las líneas de Nazca, donde el material os
curo de la superficie, tierra y piedras, ha sido removido y alejado para dejar a la luz la capa de tierra más clara.
Hasta el momento, los investigadores han contabilizado 436 rutas (se cree que la cantidad es mucho mayor) que van en diferentes direcciones.
Imagen destacada: El Sajama Lines, Bolivia (Fuente)
IRAS
El IRAS (Infrared Astronomical Satellite) fue un observatorio espacial que realizó un escaneo completo del cielo a longitudes de onda infrarrojas.
Fue lanzado el 25 de enero de 1983, como proyecto conjunto entre los Estados Unidos (NASA), los Países Bajos (NIVR) y el Reino Unido (SERC). La misión duró un total de diez meses hasta que fue quemado en la atmósfera el 21 de noviembre de 1983.
IRAS mapeó el 96% del cielo cuatro veces, a longitudes de onda de 12, 25, 60 y 100 micrómetros, con resoluciones de entre 0,5 y 2 minutos de arco. Encontró unas 500.000 fuentes de infrarrojos, muchas de las cuales siguen pendientes de identificación. Se cree que unas 75.000 de estas fuentes son galaxias en formación, mientras que muchas otras pueden ser estrellas con un disco de polvo a su alrededor, probablemente en las primeras etapas de formar un sistema planetario. Descubrió también un disco de polvo alrededor de Vega y obtuvo las primeras imágenes del núcleo de la Vía Láctea.
La duración de la misión IRAS, como la de la mayoría de los satélites de infrarrojos, estaba limitada por su sistema de enfriamiento, ya que para trabajar correctamente a estas longitudes de onda, el satélite debe estar refrigerado a temperaturas especialmente bajas. En el caso del IRAS, 720 litros de helio líquido mantenían al satélite a una temperatura de 1,6 K (aproximadamente -272 °C). El fluido mantenía el satélite frío mi
entras se evaporaba, una vez se evaporó completamente, la temperatura del satélite aumentó, haciendo inviables futuras observaciones.
Actualmente, el Telescopio Espacial Spitzer es el mejor telescopio infrarrojo, permitiendo a los astrónomos continuar con los descubrimientos realizados por el IRAS.
Además, el IRAS descubrió también tres asteroides incluyendo el (3200) Phaethon, así como el cometa periódico 126P/IRAS
La astronomía infrarroja es la detección y el estudio de la radiación infrarroja (energía térmica) emitida por todos los objetos del universo. Todo cuerpo que tiene una temperatura por encima del cero absoluto irradia ondas en la banda infrarroja.
La astronomía infrarroja es un excelente método para el estudio del universo, en una gama de longitudes de onda de 1 a 300 micrómetros (un micrómetro o micrón es la millonésima parte de un metro). El ojo humano detecta solamente 1% de las ondas de luz de 0,69 micrones y 0,01% de las ondas de 0,75 micrones; no puede ver longitudes de onda mayores de 0,75 micrones, excepto que la fuente de luz sea extremadamente brillante.
Resultado de todo ello, fueron localizados más de medio millón de fuentes de irradiación infrarroja, y entre todas ellas sin duda, destaca la que saltó a numerosos medios de comunicación de todo el mundo el 30 de diciembre de1.983.
Urano
Neptuno
Solar Maximum Mission
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 14 de febrero de 1980
Vehículo de lanzamiento: Delta
Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral
Reingreso: 2 de diciembre de 1989
Aplicación: Observación solar
Masa: 2315 kg
Astronauta reparando el SMM durante la misión STS-41-C en 1984.
Solar Maximum M
ission (también conocido por su acrónimo SMM o SolarMax) fue el nombre de un observatorio espacial de la NASA destinado a estudiar el Sol. Fue lanzado el 14 de febrero de 1980 por un cohete Delta, durante un periodo de actividad solar máxima dentro del ciclo solar, de ahí su nombre. Observó más de 12.000 erupciones solares y 1.200 eyecciones coronales durante sus 10 años de vida.
El SMM fue el primer satélite basado en el bus de la nave espacial Multimission modular fabricado por Fairchild Industries, una plataforma que más tarde se utilizó para Landsat 4 y 5 [1], así como la atmósfera superior satélite de investigación.
SMM fue el primer satélite en ser recuperado, reparado y soltado de nuevo en órbita, teniendo lugar en la misión STS-41-C, durante la cual la tripulación del transbordador espacial Challenger reparó el sistema de control de actitud del satélite, que estaba averiado, y sustituyó parte de la electrónica del coronógrafo/polarímetro del observatorio.
El observatorio estuvo tomando datos hasta el 24 de noviembre de 1989 y reentró en la atmósfera el 2 de diciembre de ese mismo año.
Instrumentos
- Active Cavity Radiometer Irradiance Monitor (ACRIM): medía la radiación solar total.
- Gamma Ray Spectrometer (GRS): dedicado al estudio de la composición solar y de las emisiones interestelares de rayos gamma.
- Hard X-ray Burst Spectrometer (HXRBS): dedicado a estudiar los rayos X duros de las erupciones solares mediante 15 canales, en un intervalo entre 20 y 260 keV.
- Soft X-ray Polychromator (XRP): monitor de rayos X suaves.
- Hard X-ray Imaging Spectrometer (HXIS)
- Espectrómetro ultravioleta y polarímetro (UVSP)
- Coronógrafo/Polarímetro: dedicado al estudio de la corona solar a distancias de entre 2 y 5 radios solares con una resolución de 6,4 segundos de arco.
Especificaciones
- Longitud: 4 m
- Masa: 2315 kg
- Energía: paneles solares proporcionando entre 1500 y 3000 vatios de potencia
Parámetros orbitales
- Perigeo: 508 km
- Apogeo: 512 km
- Inclinación orbital: 28,5 grados
En noviembre de 1980, el segundo de cuatro fusibles en el sistema de control de actitud del SMM falló, provocando que fallen sus magnetorquers con el fin de mantener la actividad. En este modo, sólo tres de los siete instrumentos a bordo eran utilizables, como los otros requieren el satélite que señalar con precisión en el Sol El uso de magnetorquers del satélite impidió que el satélite que se utilice en una posición estable e hizo que “oscilación” alrededor de su actitud nominalmente dos puntas.[2]
La primera órbita, el satélite no tripulado para ser reparado en el espacio, SMM fue notable, ya que su vida útil en comparación con similares nave espacial se incrementó significativamente por la intervención directa de una misión espacial tripulada. Durante la misión STS-41-C en 1984, el transbordador espacial Challenger encontró con el SMM, los astronautas James van Hoften y George Nelson intentaron usar la unidad de maniobra tripulada para capturar el satélite y para ponerla en la bodega de carga del transbordador para reparaciones y mantenimiento. El plan era utilizar una unidad de maniobra de astronautas a una prueba piloto que lidiar el satélite con el Accesorio de dispositivo Trunion Pin (TPAD) montado entre los controladores de mano de la unidad de maniobra, nulos sus velocidades de rotación, y permitir el traslado de ponerla en la carga útil del transbordador bahía para la estiba. Tres intentos para tratar de resolver el satélite mediante el TPAD fracasaron. Las mandíbulas TPAD no podían engancharse máximo solar debido a una obstrucción ojal en el satélite no incluido en los planos para el satélite.
Esto dio lugar a un plan improvisado, que casi terminó con la misión del satélite. La improvisación tenía el astronauta usar sus manos para agarrar un panel solar y anular la rotación por un empujón de los propulsores de la unidad de maniobra. En lugar de ello, este intento indujo tasas más altas y en varios ejes; El satélite fue cayendo fuera de control y perder rápidamente la vida de la batería. Los ingenieros del Centro de Control de Operaciones de SMM se cierren todos los subsistemas de satélites no esenciales y con un poco de suerte fueron capaces de recuperar los minutos de satélite antes de la falla total. Los ingenieros de soporte de suelo, entonces se estabilizaron el satélite y anulados sus velocidades de rotación para la captura con el brazo robótico de traslado. Esto resultó ser un plan mucho mejor. El satélite había sido equipado con uno de los “accesorios” de agarre del brazo para que el brazo robótico fué capaz de capturar y maniobrar en la bodega de carga del transbordador para las reparaciones. Durante la misión, toda módulo de sistema de control de actitud del SMM y el módulo de la electrónica para el instrumento coronógrafo / polarímetro fueron reemplazados, y una cubierta de gas, se instalan sobre el policromador de rayos X.[3] Su trabajo exitoso añaden cinco años más a la vida útil del satélite. La misión se representó en el 1985 IMAX de la película El sueño está vivo.
De manera significativa, paquete de instrumentos ACRIM del SMM demostró que, contrariamente a lo esperado, el Sol es en realidad más brillante durante la mancha solar de ciclo máximo (cuando aparece el mayor número de manchas solares ” oscuros). Esto se debe a que las manchas solares están rodeadas de características brillantes llamadas fáculas, que más de cancelar el efecto de oscurecimiento de la mancha solar.
Los principales hallazgos científicos de la SMM se presentan en varios artículos de revisión en una monografía.[4]
El SMM descubrió diez cometas sungrazers entre 1987 y 1989.[5]
El Observatorio de Gran Altitud (HAO) proporcionó un coronógrafo / polarímetro de luz blanca (C / P) para estudiar la relación de la corona para el proceso de bengala. Este instrumento obtiene las imágenes coronales de marzo a septiembre de 1980, antes de sufrir un fallo de la electrónica que vuelve inoperante. Unas semanas más tarde, un fallo en la alimentación en el Sistema de Control de Posición (ACS) de la nave espacial SMM; en consecuencia, que apunta estable de la nave espacial ya no era posible, y toda la nave espacial fue puesto en un modo inactivo ( “standby”). La nave espacial SMM permaneció en este estado durante más de 3 años. El transbordador espacial Challenger (STS-41C) fue lanzado el 6 de abril de 1984 al intentar una reparación en órbita de SMM. Esa misión fue un éxito en la sustitución de tanto el sistema de control de la nave espacial de la actitud y la Caja Electrónica Principal del coronógrafo.
La fricción atmosférica causó la altitud de la órbita de la nave espacial SMM a declinar lentamente. En consecuencia, el satélite SMM perdió el control de actitud, el 17 de noviembre de 1989, cuando la nave volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra. El reingreso se produjo el 2 de diciembre de 1989 en el océano Índico. El coronógrafo genera ~ 240.000 imágenes de la corona solar antes de su desaparición de fuego.
Sitios adicionales SMM
- Las páginas oficiales de la NASA SMM
- Información sobre la misión de reparación del transbordador espacial SMM
Ollantaytambo
Subcategoría: Ciudad y complejo arqueológico.
Ollantaytambo
Ollantaytambo (quechua: Ollantay Tampu) es un poblado y sitio arqueológico incaico, capital del distrito de Ollantaytambo (provincia de Urubamba), situado al sur del Perú, a unos 90 km al noroeste de la ciudad del Cuzco.
En el extremo opuesto a Písac y a 80 Kms. de la ciudad del Cusco encontramos el pueblo de Ollantaytambo, un espacio donde el diseño del complejo arqueológico se confunde con el actual pueblo. A este distrito de la provincia de Urubamba se llega por la carretera asfaltada Chinchero – Urubamba, y también por vía férrea (68 Kms.). Se encuentra a 2,700 metros de altura, y tal como lo hemos señalado, tanto su diseño como las bases de la mayoría de sus edificaciones corresponden a la época del Incario.
El complejo arqueológico de Ollantaytambo fue un estratégico centro militar, religioso y agrícola. El escenario arquitectónico es de excepcional interés por el tamaño, estilo y originalidad de sus edificios
Durante el incanato, Pachacútec conquistó la región y construyó el pueblo y un centro ceremonial. En la época de la conquista sirvió como fuerte de Manco Inca Yupanqui, líder de la resistencia inca. Es la única ciudad del incanato en el Perú que aún es habitada. En Ollantaytambo hay andenes de resistencia (para evitar deslizamientos), no agrícolas como en los demás sitios arqueológicos del Cuzco. En la actualidad es una importante atracción turística debido a sus construcciones incas y por ser uno de los puntos de partida más comunes del camino inca hacia Machu Picchu.
Ollantaytambo trata de un típico ejemplo de la extraordinaria planificación urbana de los incas, y por ello un punto obligado de visita para quien esté interesado en esta civilización.
Sus callejuelas empedradas y serpenteantes, las ruinas diseminadas por doquier y sus terrazas agrícolas son atractivos que destacan por sí mismos y el visitante lo puede apreciar en todo su esplendor. Entre las ruinas, es recomendable la visita a la antigua fortaleza y al templo, donde podemos apreciar magníficas vistas del Valle Sagrado de los Incas.
Ubicación
Ollantaytambo está ubicado al margen del río Patakancha, cerca del punto donde confluye con el río Urubamba. Se encuentra en el distrito del mismo nombre, provincia de Urubamba, aproximadamente a 60 km al noroeste de la ciudad del Cuzco y tiene una altura de 2.792 metros sobre el nivel del mar.
Origen del nombre
Según el lingüista Rodolfo Cerrón-Palomino, Ollantay tiene un origen aimara. Según el mismo, devendría de Ullantawi: La raíz verbal ulla- (‘ver’) deverberado por el morfema -nta (acción hacia abajo o hacia adentro) de por conjunto ullanta- (ver hacia abajo, observar), que con el sufijo -wi es donominalizado a “lugar de observación desde lo alto”, es decir, atalaya o mirador.
Con posterioridad, el quechua comenzó a desplazar al aimara de la zona del Cuzco, alterando el nombre por apocopación del nombre sin símil en el nuevo idioma (Ullantawi → Ullantaw) para después trocar el final /w/ en/y/ (Ullantaw → Ullantay), fenómeno constantemente repetido en este proceso de cambio lingüístico.
Posteriormente, con la dominación inca, Viracocha Inca manda fundar un tambo en la nueva plaza conquistada al parangón de la administración cuzqueña: el tambo de Ollantay o Ullantay Tampu. A la postre, Ullantay quedó relegado a modificador de la raíz tampu (pronunciada como [‘tam.bo] en la época de la conquista).
Algunos autores, como el historiador cuzqueño Víctor Angles, aseguran sin mayor argumentación que el origen del nombre de Ollantaytambo se da a fines del siglo XVIII, cuando se puso en escena un drama de argumento inca cuyo protagonista era el General Ollantay, y el lugar donde se desarrollaron las acciones —según la obra literaria— fue el tambo abajo de Yucay, que desde ese entonces comenzó a generalizarse como Ollantaytambo, sin embargo, el nombre se halla registrado en documentos de mayor antigüedad, como en los escritos del Inca Garcilaso de la Vega, quien después de elogiar la grandeza y magnificencia de las antiguas fortificaciones de Tanpu, cuenta que fueron mandadas a construir por el inca Wiraqucha, al igual que los grandes y antiguos edificios que existen en ese lugar.
Historia
Según Pedro Sarmiento de Gamboa, un cronista español del siglo XVI, el emperador inca Pachacútec conquistó y destruyó Ollantaytambo para luego incorporarlo en su imperio.1 Bajo el gobierno de los incas, el pueblo fue reconstruido con espléndidos edificios y el valle del río Urubamba fue irrigado y provisto de andenes; el pueblo sirvió de albergue para la nobleza inca mientras que los andenes eran trabajados por yanaconas, sirvientes del emperador. Después de la muerte de Pachacútec la región pasó a la custodia de su panaqa, su grupo familiar.2 Abcspns
Durante la conquista, Ollantaytambo funcionó como capital temporal para Manco Inca Yupanqui, líder de la resistencia inca contra los conquistadores españoles. Bajo su mandato, el pueblo y sus alrededores fueron severamente fortificados en dirección a la antigua capital inca de Cuzco, la cual había caído bajo dominio español.3 En el llano de Mascabamba, cerca de Ollantaytambo, Manco Inca derrotó una expedición española bloqueando su avance desde un conjunto de andenes e inundando el llano. Sin embargo, a pesar de su victoria, Manco Inca no consideró viable el permanecer en Ollantaytambo así que se retiró al espeso bosque de la zona de Vilcabamba. En 1540, la población nativa de Ollantaytambo fue asignada en encomienda a Hernando Pizarro.4
Testimonios de pobladores de Ollantaytambo dan cuenta de los conflictos y antipatías que existían hacia los incas. La historia menciona que sus habitantes se negaron a pagar los impuestos ordenados por el Inca Pachacútec, por lo que fueron inmediatamente ejecutados.
Con la victoria, Pachacútec reclamó el territorio como propio, y ordenó la construcción de los magníficos edificios que hoy ostenta la ciudad. Para ello, se sirvió de mano de obra de los hijos del Collao, un área cerca al lago Titicaca y Tiahuanaco, que también fue vencida. Los hijos de Chuchi Cápac, el general vencido de los Collao, tuvieron que trabajar como constructores de la fortaleza, pero no pasó mucho tiempo para que decidieran rebelarse y huir. Finalmente, tras muchos enfrentamientos y gran derramamiento de sangre, el Inca Pachacútec logró contener la violenta rebelión.
Otra parte de la historia de esta ciudad la protagonizó la resistencia indígena de Manco Inca, quien, luego de mantener cercado por meses al Cusco, y al ver que sus propias fuerzas se debilitaban, se retiró a Ollantaytambo. La ciudad le ofrecía una perfecta defensa, cubierta por once andenes escalonados, que le permitieron en el año de 1537 vencer al ejército de los conquistadores españoles, antes de que el monarca inca se retirara a Vilcabamba.
Arquitectura
Se trata de uno de los complejos arquitectónicos más monumentales del antiguo Imperio inca, comúnmente llamado «Fortaleza», debido a sus descomunales muros, fue en realidad un Tambo o ciudad-alojamiento, ubicado estratégicamente para dominar el Valle Sagrado de los Incas.
El tipo arquitectónico empleado, así como la calidad de cada piedra, trabajada, hacen de Ollantaytambo una de las obras de arte más peculiar y sorprendente que realizaron los antiguos peruanos, especialmente el Templo del Sol y sus gigantescos monolitos.
Las calles rectas, estrechas y pintorescas hoy forman quince manzanas de casas ubicadas al norte de la plaza principal de la ciudad, que constituyen en sí un verdadero legado histórico. Algunas casas de tipo colonial están construidas sobre hermosos muros incaicos pulidos con finura. Los tonos de la piedra son alegres, de un color de flor petrificada, rosa oscuro. En la plaza principal un gran bloque de perfectas aristas encaja en una doble hilera sus quince ángulos de estrella terrestre.
Descripción
Ollantaytambo es otro parque arqueológico nacional al cual se le atribuyen diferentes funciones. Por su ubicación estratégica. Ollantaytambo fue una construcción militar levantada para proteger la capital del imperio incaico de las posibles invasiones de los Antis. También se dice que fue construida para habilitar caminos hacia el Antisuyo.
Lo que nadie discute es que fue una ciudad muy fortificada, rodeada de una pared con pukaras o fortalezas. La principal de ellas es la llamada Casa Real del Sol; pero también podemos encontrar las fortalezas de Choqana e Inkapintay, en el lado izquierdo del río Urubamba.
Es una de las pocas ciudades que aún mantiene la planificación urbana incaica. Está dividida en dos partes por el río Patacancha: la primera (al este) es de forma octogonal con manzanas de diferentes tamaños, y la segunda (al oeste) es de carácter ceremonial, donde se halla la Plaza Mañay Racay conocida como Aracma Ayllu.
Ollantaytambo – El sector ceremonial
Estaba dedicado principalmente al culto de “Unu” o “Yaku” (deidades del agua). Por ello, existieron una serie de fuentes que sirvieron para este fin, como el Baño de la Ñusta, que es una de las fuentes labradas en una sola pieza de granito, de 1.30 metros de alto por 2.50 metros de ancho. Es una de las más conocidas y todavía fluye agua de su interior.
Este lugar está constituido por una corta planicie que lleva a un enorme cerro en cuyos lados se ubican diversos monumentos arqueológicos. El principal de ellos se ubica en la cima y es conocido como La Fortaleza o Casa Real del Sol.
Las Terrazas de Ollanytambo
Al oeste de la plaza se halla un conjunto de terrazas que sirvieron para dos propósitos: el cultivo, y para detener la corrosión de los templos más importantes d
e la zona.
Hacia la derecha se ubican los andenes orientados hacia el lado de la plaza. El grupo superior de éstos, destaca por el fino labrado de sus piedras y su excelente ensamblaje. El último andén contiene el recinto con diez hornacinas, llamado también, el Templo de las diez ventanas, y la Portada Monumental, cuya función aún se desconoce.
Destaca también el Inca Misana, un acueducto tallado en las piedras de la montaña, junto a una fuente litúrgica, pequeñas escaleras, y nichos de aperturas falsas; que servían como lugar donde el Inca hablaba a su gente.
La posición privilegiada de Ollantaytambo, permitió que hubieran otros edificios pequeños localizados estratégicamente en ángulos altos de las montañas, para controlar el movimiento de la gente en el valle.
La Fortaleza o Casa Real del Sol en Ollantaytambo
Ruinas del antiguo templo del Sol, en Ollantaytambo.
La Casa Real del Sol, y Ollantaytambo en su totalidad, aún conserva el trazado de la planificación urbana del incanato. Sus habitaciones aún recuerdan la presencia de Manco Inca, quien se enfrentó a Hernando Pizarro, en 1537, durante la resistencia indígena que continuó por muchos años más.
La fortaleza o adoratorio está conformado por diecisiete terrazas superpuestas, construidas sobre grandes piedras de granito rosa (porphyry rojo) labradas, que llegan a medir más de cuatro metros de alto por dos de ancho, y dos de espe
sor.
Las paredes o muros de la Casa Real del Sol tienen una inclinación interna, y la principal de ellas, una composición de seis bloques de enormes piedras, con junturas de piedras pequeñas, que son parte del Altar Principal.
Se cree que la principal cantera para la construcción del lugar fue Cachicata, ubicada a 6 kms. de distancia en el lado izquierdo del río Vilcanota. Las rocas se tallaron parcialmente en las canteras, y luego fueron bajadas hacia el valle. Pero hubo algunas, conocidas como “piedras cansadas”, que no llegaron a su destino.
Siempre ha impresionado la forma en que transportaban las enormes piedras desde largas distancias; en este caso, requirieron de un cauce artificial paralelo al río para trasladar las inmensas moles, y subirlas por una empinada pendiente. Utilizaron instrumentos como rodillos de leño, piedras rodantes, sogas de cuero de camélidos, palancas, poleas y la fuerza de miles de hombres.
Se piensa que este tipo de construcción tiene como antecedente la arquitectura de Tiawanako -que pudieron traer los collas, desde la región del Lago Titicaca-, ya que en la superficie externa del cuarto, al extremo sur, hay tres símbolos tallados que pertenecen a la cultura pre-cerámica: el Hanan Pacha (El Cielo), el Kay Pacha (La Superficie de la Tierra) y el Ukhu Pacha (El Subsuelo o Interior). Pero las particularidades incas son diferenciadas por el uso de junturas y superficies e
xteriores finamente pulidas, que inclusive les sirvieron de espejos.
Para conocer los misterios y el poderío de sus muros puede ingresar a la fortaleza por medio de una escalinata de piedra (recorrido de 15 a 20 minutos) que lo lleva hacia una explanada y a un portal que se encuentra mirando la Plaza Mañay Racay.
Inca Huatana o Intihuatana de Ollantaytambo
Situada en la parte superior del Templo del Sol, en una pendiente casi vertical, el Inca Huatana o Intihuatana consta de una pared con nichos altos, en cuyos lados hay orificios de seguridad de hasta 80 cms. de profundidad. Frente a éstos hay una estructura que se encuentra suspendida sobre un precipicio, razón por la que se
cree fue utilizada para la tortura y ejecución de prisioneros de guerra o malhechores, aunque la función de observatorio astronómico es la más aceptada.
El Centro Pincuylluna
Pincuylluna, que significa “donde se tañe el pincuyllo” – instrumento de viento de origen inca- se ubica al oeste del río Patucancha, frente al Templo del Sol. Es un complejo arquitectónico que se compone de edificios de tres bloques idénticos y
superpuestos. La base de los bloques es rectangular, poseen seis ventanas en la fachada y seis en la pared que da al cerro, proporcionando una adecuada ventilación e iluminación.
En el lugar se encuentran las colcas (depósitos agrícolas) más interesantes del Valle Sagrado, porque a la izquierda de éstas se puede observar un gigantesco bloque de piedra que, para los lugareños, representa el rostro de un inca.
Complejo Arqueológico de Ollantaytambo: Villa creada por el Inca Pachacuteq para la producción agrícola, pero que guarda algunos tesoros arqueológico
Inticcahuarina: Pared labrada en una de las montañas del valle de Ollantaytambo donde, en la parte baja se encuentran unas cavidades en las que, cerca del solsticio de Invierno, la sombra que el Sol generaba a partir de unos pequeños salientes creados en la parte alta de la pared, llegaban a tocar el punto más interno de esas cavidades de la zona baja de la pared. Les servía para marcar el inicio del solsticio.
Hakucho (Corsa-b)
Hakucho (también conocido como Corsa-b antes del lanzamiento) fue la primera astronomía de rayos X por satélite de Japón, desarrollado por el Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica (entonces una división de la Universidad de Tokio). Se puso en marcha por el ISAS M-3C-4 cohete el 21 de febrero de 1979, y volvió a entrar en la atm
ósfera el 16 de abril de 1985 [ cita requerida ].
Era un reemplazo para el satélite CORSA que no se pudo poner en marcha debido a un fallo del cohete el 4 de febrero 1976 [ cita requerida ].
Aspectos destacados
- Descubrimiento de suave transitoria de rayos X Cen X-4 y Aql X-1
- Descubrimiento de muchas fuentes de ráfaga
- el seguimiento a largo plazo del púlsar de rayos X (por ejemplo, Vela X-1)
- Descubrimiento de 2 Hz variabilidad en el rápido Burster nombrado más adelante cuasi periodo de oscilación.
El satélite japonés Corsa-b, dedicado a la astronomía de rayos X, fue lanzado por el cohete de tres etapas M-3C-4 desde el Centro Espacial Kagoshima el 21 de febrero 1979 en una órbita semicircular con un apogeo de 572 km, un perigeo de 545 km, con una inclinación de 29,9 ° y un periodo orbital de 96 minutos. Una vez en órbita, el satélite fue renombrado Hakucho, que es japonés para el cisne o Cygnus. Hakucho fue diseñado con los siguientes objetivos: una encuesta completa del cielo en busca de explosiones de rayos X, el estudio espectral y temporal de las fuentes, el monitoreo de fuentes transitorias, el estudio del cielo en la sub-keV rayos X, y la observación de objetos espe
cíficos en coordinación con otros instrumentos / en otras longitudes de onda. Después de una semana de la salida de los instrumentos se enciende el 27 de febrero de 1979. Hakucho operado durante unos dos años simultáneamente con el observatorio Einstein carring una carga complementaria a bordo Einstein. A partir de 1983 también operado simultáneamente con Tenma, el segundo satélite astronómico de rayos X japonés. Se volvió a entrar en el 16 Aprile 1985.
El satélite era un pilar octogonal con una cola afilada como se muestra en la figura anterior. El satélite tenía un peso ligero. La masa total fue de 95,9 kg, donde la instrumentación de rayos X era aproximadamente un tercio del total. El satélite fue estabilizado en espín, con un período de rotación nominal de 12 segundos. No había una limitación debido a que el ángulo entre el eje de giro y la dirección solar debe haber sido mantenida entre 125 ° y 150 °.
El sistema detector de rayos X consistía en tres experimentos para un total de contadores Elevent. Siete contadores fueron colocados en la cubierta superior de la nave espacial para observar fuentes en la región del cielo a la que se apunta el eje de giro. Cuatro contadores, con campos de visión perpendicular al eje de rotación, barridos bandas del cielo, como el satélite gira.
- El experimento muy suave (VSX) consistió en cuatro contadores idénticos con una ventana delgada de polipropileno sensibles a 0,1 – 1.0 keV y un área efectiva ~ 77 cm 2 cada uno. Dos de los contadores (la P) se encuentra en una dirección casi paralela al eje de giro en 2,7 ° offset. Los otros dos (el V) donde encuentra compensado al eje de giro inclinado 45 °.
- En el segundo experimento, suave de rayos X (SFX), consistió en 6 contadores proporcionales con una ventana Sea sensible a 1,5 – 30,0 keV. Cuatro de los contadores (la P dividido en dos CMC y dos FMC) tienen una dirección de visión paralela al eje de giro y los otros dos (el V) fueron de 45 ° inclinado. Dos de los contadores de P, el CMC, tienen idéntica área efectiva (69 cm2) y el campo de visión de 17,6 °. Los otros dos contadores P, la FMC tienen un campo de visión idéntica de 5,8 ° FWHM y el área efectiva de 40 y 83 cm2. Los contadores de V tienen idéntica área efectiva (32 cm2) y el campo de visión 50.3 ° X 1,7 °.
- El último experimento de rayos X del disco duro (HDX) era un contador de centelleo de NaI (Tl) sensible al 10 – 100 keV. Consistía en una sola unidad con un área efectiva de 49 cm 2 y un campo de visión de 4,4 ° X 10,0 ° FWHM. Este detector se encuentra paralelo al eje de giro con un pequeño desplazamiento de 3 °.
El instrumento podría funcionar con diferentes modos diferentes que proporcionan la energía y el tiempo de resolución (con 5,86 como mínimo).
Hakucho ha descubierto una serie de nu
evas fuentes de estallido de rayos X, incluyendo Cen X-4 y Aql X-1. Estos estallidos vinculados con contrapartidas ópticas de baja masa que habían sido identificados previamente. El satélite también supervisa las variabilidades en los púlsares conocidos como A0535 + 262 y Vela X-1, que muestra complicada variación del período de pulso. Descubierto un 2 Hz rápida variabilidad de la rápida carga de dispersión, conocida ahora como la Oscilación Cuasi periódica.
HEAO-2 (Einstein)
Representación artística del Observatorio Einstein
Información general
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 13 de noviembre de 1978
Aplicación: Observatorio espacial
Equipo:
Imaging Proportional Counter (IPC)
High Resolution Imager (HRI)
Solid State Spectrometer (SSS)
Focal Plane Crystal Spectometer (FPCS)
Rango de energía: 0.2 – 20 Kev
Tipo de órbita: Circular
Inclinación: 23,5 Grados
El Observatorio Einstein fue el primer telescopio capaz de tomar imágenes en rayos X puesto en el espacio y el segundo de los tres que la
NASA lanzó dentro del programa High Energy Astronomy Observatory HEAO-2. El observatorio fue nombrado en honor a Albert Einstein tras el lanzamiento. Fue una misión clave en el desarrollo de la astronomía de rayos X y sus resultados científicos cambiaron completamente la visión del cielo que tenían los especialistas en rayos X del momento.
HEAO-2, Einstein, fue una misión de la NASA que involucró un consorcio de científicos de diversas instituciones, incluyendo el Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, la Universidad de Columbia, el Goddard Space Flight Center, y el MIT. Einstein fue lanzado a órbita baja terrestre por un cohete Atlas-Centaur el 13 de noviembre de 1978 y operó sin interrupción hasta abril de 1981. Tenía una resolución de algunos arcosegundos y un campo de visión de decenas de arcominutos, con una resolución 100 veces superior a cualquier telescopio de rayos X anterior.
- Realizó los primeros estudios de espectroscopia de supernovas y encontró numerosas fuentes de rayos X.
- Observatorio Einstein (HEAO-2)
La segunda de los tres observatorios de la alta energía Astrophysical de la NASA, HEAO-2, rebautizado Einstein después de su lanzamiento, fue el primer telescopio de rayos X con obtención de imágenes totalmente puesto en el espacio. La resolución de pocos segundos de arco angular, de la vista de campo de de decenas de minutos de arco, y una sensibilidad varios 100 veces mayor que cualquier misión antes de que proporciona, por primera vez, la capacidad de imagen ampliado objetos, emisión difusa, y para detectar débil fuentes. También fue la primera misión de la NASA de rayos X para tener un programa de visitantes Observador.
En general, fue una misión clave en la astronomía de rayos X y su resultado científica cambió por completo la visión del cielo en rayos X.
Carga útil:
- A Tipo I Wolter pastoreo telescopio incidencia (0.1-4 keV).
Cuatro instrumentos podrían ser girados, uno a la vez, en el plano focal:- Imaging proporcional Contador (IPC; 0,4-4,0 keV)
ef. área de 100 cm2, 75′ FOV, ~ resolución espacial de 1 minuto de arco. - Alta Resolución Imager (HRI; 0,15 a 3,0 keV)
ef. zona de 5 – 20 cm 2, FOV 25′, ~ 2 segundos de arco resolución espacial. - Solid State Espectrómetro (SSS; 0,5-4,5 keV)
ef. área de 200 cm2, 6’FOV, E / delta E de 3-25 - Cristal plano focal (Espectrómetro FPCS; 0,42 a 2,6 keV)
ef. área de 0,1 – 1,0 cm 2, 6’FOV, 1’x20′, 2’x20′, 3’x30′, E / delta E de 50-100 para E <0,4 keV, E / delta E de 100-1000 para E > 0,4 keV
- Imaging proporcional Contador (IPC; 0,4-4,0 keV)
- Monitor de contador proporcional (MPC; 1,5-20 keV)
ef. área de 667 cm2, FOV 1,5 °, resolución de energía ~ 20% a las 6 keV. Co-alineado con el telescopio de rayos X. - Objetivo Reja Espectrómetro (OGS): 500 mm -1 y 1000 mm -1, resolución de energía dE / E ~ 50. Se utiliza en conjunción con HRI.
Ciencia destacados:
- espectroscopia de alta resolución en la primera y estudios morfológicos de los remanentes de supernova.
- Reconocieron que las emisiones coronales en estrellas normales son más fuertes de lo esperado.
- Resueltas numerosas fuentes de rayos X en la galaxia de Andrómeda y las nubes de Magallanes.
- Primer estudio de los rayos X que emite el gas en las galaxias y cúmulos de galaxias que revelan la evolución de refrigeración de entrada y clúster.
- Detectado chorros de rayos X de Cen A y M87 alineados con chorros de radio.
- encuestas de rayos X profundas primer medio y
- Descubrimiento de miles de fuentes “casuales”
Archive: catálogos, Spectra, curvas de luz, imágenes y datos sin procesar
HEAO 2 (Observatorio Astro
nómico de alta energía 2), también conocida como Einstein, era el segundo de tres misiones en un programa de investigación en fenómenos astronómicos de alta energía. Los objetivos específicos de esta misión eran de imágenes y estudios espectrográfico de fuentes y estudios de fondo de rayos X difusa de rayos X específicos. El bus nave espacial era idéntica a la HEAO 1 del vehículo, con la adición de ruedas de reacción y la electrónica asociada para permitir que el telescopio que señalar en fuentes de dentro de 1 min de arco. La carga útil instrumento pesaba 1450 kg.
Una gran pastoreo-incidencia telescopio de rayos X proporciona imágenes de fuentes que luego fueron analizados por cuatro instrumentos intercambiables montados en una disposición de carrusel que puede girar en el plano focal del telescopio. El telescopio recoge los rayos X sobre un rango angular de aproximadamente 1 ° x 1 °, con los instrumentos de plano focal que determinan la resolución límite hasta unos pocos de arco s para cada medición. Los cuatro instrumentos eran un espectrómetro de estado sólido (SSS), un espectrómetro de cristal plano focal (FPCS), un contador proporcional de imágenes (IPC), y un detector de imágenes de alta resolución (HRI). También se incluyeron un contador proporcional monitor (MPC), que visto el cielo a lo largo del eje del telescopio, un filtro de banda ancha, y los espectrómetros de rejilla objetivas que podría ser utilizado en conjunción con instrumentos de plano focal y un sistema de aspecto.
Los objetivos científicos eran
- para localizar con precisión y examinar fuentes de rayos X en el rango de energía 0,2-4,0 keV. con alta resolución;
- para realizar mediciones de alta sensibilidad espectral con las dos espectrógrafos de alta y de baja dispersión; y
- para llevar a cabo mediciones de alta sensibilidad de la conducta de rayos X transitoria.
La nave espacial era un prisma hexagonal de 5,68 m de altura y 2,67 m de diámetro. Telemetría de enlace descendente fue a una velocidad de datos de 6,5 kb / s para datos en tiempo real y 128 kb / s para ninguno de los dos sistemas registradores de cinta. Un subsistema de control de actitud y determinación se utilizó para apuntar y maniobrar la nave espacial. Giroscopios, sensores solares y sensores estelares fueron empleados como dispositivos de detección.
HEAO (Observatorio Astronómico de Alta Energía) 2 lleva un telescopio de rayos X sensible a través de la gama de energía aproximada 0,2-3,5 keV., que se centró en la energía siguientes instrumentos:
- Imágenes de alta resolución (HRI) – una cámara de rayos X digital que proporciona alta resolución espacial y resolución temporal en el rango de 0,15 a 3,0 keV.energy;
- Imaging proporcional Contador (IPC) – una posición delicada contador proporcional sensible entre 0,4-4,0 keV.
- Solid State Espectrómetro (SSS) – un enfriado criogénicamente litio-deriva Si detector (Li) con un rango entre 0,5 a 4,5 keV.
- espectrómetro de cristal Bragg (FPCS).
- Monitor de contador proporcional (MPC), que supervisa el flujo de rayos 1-20 keV.X de la fuente (s) siendo observado por el telescopio
- Filtro de Banda Ancha (BBFs) espectrómetro
- Objetivo Reja Espectrómetro (OGS).
En 1978, la Alta Energía Astronomy Observatory-2 (HEAO-2) lleva a la primera proyección de imagen, extrasolar telescopio de rayos X en el espacio. Su nombre se cambió el Observatorio Einstein después del lanzamiento. De Einstein, hecha de cuarzo fundido, tenía una alta suavidad de la superficie y la eficiencia que hizo las veces telescope100 más sensible a
los rayos X que Uhuru, y un millón de veces más sensible que el cohete descubrimiento de 1962. Este elevado aumento de la sensibilidad representó un punto de inflexión tanto para la astronomía de rayos X, en particular, y la astronomía en general. Einstein transformó por completo la astronomía de rayos X, abriéndolo para incluir el estudio de las auroras en los planetas, las galaxias, la formación de estrellas jóvenes , estrellas de secuencia principal, y el fondo de rayos X. Dado que los datos de Einstein estaban disponibles en forma de utilidad inmediata que permitió a las observaciones de seguimiento inmediatas a través de longitudes de onda, los astrónomos encontraron en todas las disciplinas que los datos de rayos X fue relevante para sus investigaciones. La astronomía de rayos X cambia así de una herramienta utilizada por los especialistas para una nueva visión del Universo, en la que los fenómenos de alta energía jugaron un papel clave en la formación, la evolución y la dinámica de los objetos celestes.
Una lección fundamental Uhuru enseñó la importancia de establecer, antes del vuelo FL, un sistema de análisis de datos sofisticados capaces de reducir grandes cantidades de datos para su análisis casi inmediato. La complejidad de los instrumentos utilizados en astronomía de rayos X, junto con la abundancia de datos que podrían proporcionar, exigió planes para administrar, compartir y archivar datos. El esfuerzo por hacer que la astronomía de rayos X útil para los astrónomos de todas las disciplinas que estimuló para proporcionar datos de calidad garantizada para todos los observadores. Este fue un paso radical con respecto a los enfoques tradicionales en los observatorios en la Tierra, pero ahora se ha convertido en el procedimiento estándar para grandes misiones del telescopio.
Cada científico en el equipo Einstein t
rató de especializarse en algún tema en particular de la astronomía por lo que no sería totalmente ignorantes cuando se enfrentan con los datos. Me concentré en el problema de la resolución de las fuentes del fondo de rayos X y sabía que era necesario un telescopio de 1,2 metros de resolver el problema! Junto con Harvey Tananbaum escribí una propuesta para el Mecanismo de Advanced X-Ray Astronomía (AXAF), que pasó a denominarse el Observatorio Chandra de rayos X después de su lanzamiento, casi 20 años después.
M31 de Einstein: Esta imagen tomada por los puntos Einstein Observatory al centro galáctico de la M31 – Andrómeda – la galaxia espiral más cercana a nuestra Vía Láctea. El uso de más de 150 observaciones llevadas a cabo durante 13 años por el Observatorio de rayos X Chandra, los investigadores en 2013 identificaron 26 candidatos agujero negro, el número más grande hasta la fecha, en la galaxia de Andrómeda.
Crédito: NASA
Previa al vuelo HEAO-2: Einstein Observatorio (HEAO-2) fue el primer telescopio de rayos X obtención de imágenes totalmente puesto en el espacio y el segundo de los tres observatorios astrofísicos de alta energía de la NASA. Llamado HEAO-B antes de su lanzamiento, el nombre del observatorio fue cambiado en honor a Albert Einstein en su órbita alcanzar con éxito.
Crédito: NASA
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