Despega UFFO, el telescopio espacial que estudiará las explosiones más violentas del universo

El cohete Soyuz 2.1a que lo ha puesto en órbita, durante el lanzamiento. KIRILL KUDRYAVTSEVAFP

Colaboran el Instituto de Astrofísica de Andalucía y la Universidad de Valencia.

El proyecto, del que forman parte Taiwan, Rusia y Dinamarca, está liderado por Corea.

28/04/2016 13:41

Estudiar las explosiones más violentas del universo. Será el objetivo del telescopio espacial UFFO (acrónimo de observatorio ultrarrápido de flashes en inglés), desarrollado por una colaboración internacional liderada por Corea. España está presente en este proyecto, del que también forman parte Taiwán, Dinamarca y Rusia, a través del Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC) y de la Universidad de Valencia. El presidente de Rusia, Vladimir Putin, fue uno de los testigos del lanzamiento, que se efectuó a las 4:01 de la madrugada, hora española. Es el primero que se realiza desde el nuevo cosmódromo de Vostochny (en Rusia), próximo a la península de Kamchatka y cerca de la frontera con China.

El telescopio espacial forma parte de la carga de pago de la nave Lomonosov, cuyo lanzamiento ha constituido el primero realizado desde el nuevo cosmódromo de Vostochny (en Amur, Rusia), próximo a la península de Kamchatka. A las 07:07h Lomonosov se ha separado de la última etapa habiéndose situado en la órbita definitiva y con los paneles solares ya completamente despegados.

Apenas tres horas después y a bordo de la nave Lomonosov, el telescopio se ha situado en su órbita definitiva, a 490 kilómetros de altura, con los paneles solares ya completamente despegados. Desde esa posición analizará durante tres años los estallidos de rayos gamma, el fenómeno más virulento del espacio. Se produce tras la muerte de estrellas con una gran masa o por la fusión de dos estrellas. El UFFO está dotado de detectores para registrar la emisión de rayos X, luz visible y ultravioleta asociada a los instantes iniciales de estos estallidos cósmicos.

Recreación artística de un estallido de rayos-gamma. Colaboración UFFO.

Los datos que se obtengan permitirán comprender en detalle procesos energéticos sólo superados en potencia por el Big Bang y escuchar los ecos de estallidos producidos hace 12.000 millones de años, cuando el universo acababa de formarse.

UFFO/Lomonosov es un telescopio de seguimiento rápido que detectará la emisión en rayos X, luz visible y ultravioleta asociada a los instantes iniciales de los estallidos cósmicos de rayos gamma (conocidos como GRBs, del inglés Gamma-ray Bursts), lo que abrirá un nuevo horizonte en el estudio y entendimiento del universo extremo y del universo temprano.

El telescopio UFFO escudriñará el espacio profundo desde una altura orbital de 490 kilómetros y con una vida nominal de tres años, tras un periodo inicial de tres meses de testeo y calibración. “Ha sido un esfuerzo titánico que ha requerido la colaboración de muchas instituciones para completarlo en la mitad de tiempo de lo que hubiese sido necesario para las grandes agencias espaciales”, señala Víctor Reglero, investigador de la Universidad de Valencia que participa en el proyecto.

Sello español

La Universidad de Valencia se ha encargado del desarrollo del aparataje que se encargará de detectar los rayos gamma, mientras que la labor del Instituto de Astrofísica de Andalucía ha sido la de optimizar su funcionamiento para hacer un buen uso científico de los datos que se obtengan. La aportación española es un sofisticado sistema que incluye un espejo móvil para captar la región del cielo donde se produzca la explosión en apenas un segundo. “Es un paso de gigante porque la misiónSwift de la NASA, que también estudia estos rayos, necesita orientar el satélite por completo antes de tomar imágenes. Tarda unos dos minutos y el estallido a los 30 segundos de producirse ya ha acabado”, explica Alberto J. Castro-Tirado, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía que participa en la coordinación científica del proyecto

“La coordinación con Soomin Jeong (gestora del proyecto) aquí en Granada, quien ha estado con nosotros los tres últimos años, ha sido fundamental y ahora llega el momento de recoger los frutos: capturar esa primera luz de los estallidos cósmicos de rayos gamma es un anhelo para todos los investigadores del campo y se hará realidad en breve”, apunta Castro-Tirado. “Ha sido un esfuerzo titánico que ha requerido la colaboración de muchas instituciones para completarlo en la mitad de tiempo de lo que hubiese sido necesario para las grandes agencias espaciales”, señala Víctor Reglero, investigador de la Universidad de Valencia.

ASTRO-H

Lanzamiento del observatorio de rayos X japonés Hitomi

Daniel Marín 19 feb 16

La agencia espacial japonesa JAXA lanzó el 17 de febrero de 2016 a las 08:45 UTC un cohete H-IIA (H2A 202, misión F30) desde la rampa LP-1 del Centro de Lanzamiento de Yoshinobu en Tanegashima con el observatorio espacial de rayos X Hitomi (ASTRO-H). La órbita inicial fue de 565 x 580 kilómetros y 31º de inclinación. Junto con Hitomi se pusieron en órbita tres pequeños satélites: ChubuSat 2 (50 kg, para medir la radiación solar), ChubuSat 3 (50 kg) y Horyu 4 (10 kg). Este ha sido el 30º lanzamiento de un cohete H-IIA.

Representación artística de Hitomi (ASTRO-H) (JAXA).

Hitomi (ASTRO-H)

Hitomi (ひとみ), también llamado ASTRO-H antes del lanzamiento, o NeXT (New X-ray Telescope), es un telescopio espacial de rayos X de 2700 kg construido por la agencia espacial japonesa JAXA con colaboración con la NASA. Estudiará los fenómenos energéticos del Universo en el rango de energías de 0,3 a 600 keV con una sensibilidad sin precedentes. Hitomi incluye cuatro telescopios de rayos X y cuatro tipos de instrumentos. Su resolución espacial no es tan alta como la del telescopio Chandra de la NASA, pero si lo será su resolución espectral.

Duración prevista: 3 años.

Final: ≈37 dias y 16 hs.

Hitomi antes del lanzamiento (JAXA).

Hitomi (ASTRO-H) y sus instrumentos (JAXA).

Dos telescopios de rayos X ‘blandos’ (SXT-S y SXT-I) de óptica rasante tienen 45 centímetros de diámetro y 5,6 metros de focal están formados por 200 estructuras concéntricas de aluminio. Estos telescopios alimentan dos instrumentos:

• SXS (Soft X-ray Spectrometer): se trata del instrumento principal a pesar de tener solamente 36 píxeles. Suministrado por la NASA, es un espectrómetro de rayos X que usa tecnología de microcalorimetría en vez de CCDs para alcanzar una precisión espectral nunca vista (inferior a 7 eV) en el rango de energías de 0,3 a 12 keV. Utiliza helio líquido para enfriar los sensores hasta 50 miliKelvin por encima del cero absoluto. La reserva de helio limita la vida útil de la misión a tres años aproximadamente.
• SXI (Soft Ray Imager): es una cámara de rayos X blandos (0,4-12 keV) mediante CCDs con una resolución angular de 1,3 minutos de arco que operará a -120º C.

Uno de los telescopios de óptica rasante SXT (JAXA).

Otros dos telescopios HXT (Hard X-ray Telescopes) de rayos X ‘duros’ -más energéticos- de 45 centímetros de diámetro y 12 metros de focal se usan para dos cámaras de rayos X de energías de entre 5 y 80 keV (dos unidades) denominadas HXI (Hard X-ray Imager). Las HXI están situadas en el extremo de un mástil desplegable de 6 metros para permitir alcanzar la distancia focal más larga de los telescopios de rayos X energéticos. Además Hitomi cuenta con dos detectores de rayos X energéticos y rayos gamma suaves (40-600 keV) llamado SGD (Soft Gamma Ray Detector) basados en los sensores del satélite europeo Integral.

Instrumentos de ASTRO-H (JAXA).

Rango espectral de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

Características de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

El instrumento SXS de la NASA fue diseñado originalmente a principios de los años 90 para la misión AXAF-S, que sería cancelada. En el año 2000 fue lanzado en el telescopio Astro-E japonés, que resultó destruido durante el lanzamiento. Finalmente pudo alcanzar la órbita en 2005 a bordo del telescopio de rayos X japonés Suzaku (Astro-E2), pero un fallo del sistema de refrigeración provocó su fracaso prematuro.

Hitomi es el sexto observatorio espacial de rayos X y el más grande y sensible lanzado hasta la fecha. Ha costado unos 270 millones de dólares.

Otra vista de los instrumentos de Hitomi (JAXA).

Observatorios espaciales de rayos X japoneses:

• Hakucho: lanzado el 21 de febrero de 1979 por un cohete Mu-3C.
• Tenma (ASTRO-B): lanzado el 20 de febrero de 1983 por un cohete Mu-3S.
• Ginga (ASTRO-C): lanzado el 5 de febrero de 1987 por un cohete Mu-3S2.
• ASCA (ASTRO-D): lanzado el 20 de febrero de 1993 por un cohete Mu-3S.
• ASTRO-E: lanzamiento fracasado el 10 de febrero de 2000 por un cohete Mu-5.
• Suzaku (ASTRO-E2): lanzado el 10 de julio de 2005 por un cohete Mu-5.

Observatorios espaciales de rayos X japoneses (JAXA).

Cohete H-IIA

El H-IIA es un lanzador de dos etapas con una capacidad de colocar diez toneladas en una órbita baja con una inclinación de 30º, 5,95 toneladas en una órbita de transferencia geoestacionaria (GTO) o 2,5 toneladas en una misión interplanetaria. Tiene una longitud de 53 metros y un diámetro de 4 metros. Está fabricado por Mitsubishi Heavy Industries Ltd. (三菱重工業株式会社) y realizó su vuelo inaugural en 2001.

Cohete H-IIA (Mitsubishi).

Japón da por perdido a Hitomi, el costosísimo satélite que estaba fuera de control

29 abril 2016

Tras cumplirse un mes perdido en el espacio, la agencia espacial japonesa anunció que abandonará los esfuerzos de restaurar o recuperar el satélite Hitomi.

Su nombre oficial es Astro-H y fue lanzado en pasado 17 de febrero para estudiar fuentes de energía en el espacio, como agujeros negros gigantes, estrellas de neutrones y cúmulos de galaxias, observando la longitud de onda de rayos como los X y los gamma.

Pero el satélite de US$273 millones sólo había pasado un mes órbita antes de perder contacto, provocando una conmoción entre los científicos japoneses y esfuerzos para averiguar lo que había sucedido.

Hitomi, que significa pupila en japonés, era el producto de un trabajo conjunto entre la Agencia de Exploración Aeroespacial de Japón (JAXA), la NASA y otros grupos.

“Hemos concluido que el satélite está en un estado que no es posible restaurar”, anunció en rueda de prensa Saku Tsuneta, director general del Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica de JAXA.

La agencia también emitió un comunicado en el que explicaba que ahora centrará sus esfuerzos en investigar las causas anómalas de lo sucedido.

Por ahora especulan que la razón de que hayan perdido contacto con Hitomi es que se hayan desprendido dos paneles solares.

Hasta ahora se tenían esperanzas de que la JAXA pudiera recuperar el satélite después de que la agencia anunciara que había recibido tres señales de Hitomi.

Pero esta semana explicaron que no creen que esas señales las haya enviado la astronave.

La próxima vez que se tiene programado lanzar un satélite parecido será en 2028 por la Agencia Espacial Europea.

¿Cuándo se perdió?

El sábado 26 de marzo, el Centro de Operaciones Espaciales Conjuntas de Estados Unidos (JSpOC, por sus siglas en inglés), que monitorea desperdicios espaciales, detectó cinco pequeños objetos alrededor del satélite.

Después de esto, desde tierra se logró un breve contacto con la nave, pero luego se perdió por completo.

El satélite también pareció mostrar un repentino cambio de dirección y los observadores en la Tierra lo vieron como destellando, lo que indica que puede estar girando descontrolado.

Desde entonces, su ubicación no se conoce con exactitud.

Al día siguiente, el domingo, JSpOC se refirió al evento como una “desintegración”, aunque los expertos han aclarado que Hitomi bien puede estar intacto.

El profesor Goh dice que se necesitan tres cosas para recuperar el satélite: comunicación, energía y controlar su computadora.

Si lo logran, Jaxa tiene una posibilidad de descubrir qué ha fallado y cómo arreglarlo.

Si lo pierden, sería un evento especialmente desafortunado para aquellos que esperan estudiar los agujeros negros, sobre todo, después de la noticia de que se habían detectado ondas gravitacionales originadas por el choque de dos agujeros negros.

DAMPE (Wukong)

Puesto en órbita el observatorio chino de materia oscura DAMPE (CZ-2D)

Daniel Marín 21 dic 15

China ha puesto en órbita su primer observatorio espacial para detectar materia oscura. El 17 de diciembre de 2015 a las 00:12 UTC China lanzó el satélite DAMPE (Wukong) desde el complejo LC-43 (SLS-2) del centro espacial de Jiuquan mediante un cohete Larga Marcha CZ-2D (Y31). Este ha sido el 16º lanzamiento orbital de China en 2015.

Lanzamiento del DAMPE (Xinhua).

DAMPE (DArk Matter Particle Explorer) es un observatorio de rayos gamma y rayos cósmicos de 1900 kg (de los cuales 1400 kg corresponden a la carga útil) construido por la Academia de Ciencias de China. DAMPE ha sido bautizado como Wukong (悟空), que literalmente significa ‘rey mono’, en honor del famoso personaje mitología china, pero que al mismo tiempo es un juego de ideogramas que significa ‘conocer el espacio’. El objetivo principal de DAMPE es medir electrones y rayos gamma con alta resolución para poder detectar así la elusiva materia oscura. La mayoría de modelos teóricos preven que la materia oscura está formada por partículas ‘frías’ (o sea, que se mueven a bajas velocidades) y que interaccionan muy poco con la materia normal (partículas WIMPs). De acuerdo con algunos de estos modelos, las partículas de materia oscura podrían ser sus propias antipartículas y por lo tanto resultarían aniquiladas al encontrarse entre sí, emitiendo radiación y otras partículas de ‘materia normal’ en el proceso. Otros modelos sugieren que estas partículas de materia oscura se desintegrarían espontáneamente, también emitiendo partículas que pueden ser detectadas fácilmente desde la órbita terrestre en forma de rayos cósmicos. Así, aunque DAMPE no podrá detectar partículas de materia oscura, sí que en teoría podrá ver los productos de su desintegración.

Observatorio DAMPE (The DAMPE collaboration).

Además, DAMPE podrá detectar supernovas, púlsares y otras fuentes astrofísicas de alta energía. DAMPE incluye cuatro instrumentos: PSD (Plastic Scintillator Strips Detector), STK (Silicon-Tungsten Tracker), BGO (Bismuth Germanium Oxide Calorimeter) y NUD (Neutron Detector). El satélite será capaz de detectar rayos gamma y electrones con energías comprendidas entre 5 GeV y 10 TeV (con una resolución del 1,5% a los 100 GeV), así como rayos cósmicos con energías de 100 GeV a 100 TeV. DAMPE es un proyecto internacional nacido en 2011 que cuenta con la colaboración de Suiza e Italia. Este observatorio se une a otros detectores similares en órbita, como son el AMS-02 y el Calorimetric Electron Telescope, localizados en el exterior de la ISS. Pero a diferencia de estos, DAMPE explorará por primera vez los fotones y partículas en el rango de energías de teraelectrónvoltios (TeV). DAMPE, situado en una órbita polar de 500 kilómetros de altura, tendrá una vida útil de tres años como mínimo.

Detectores de DAMPE (The DAMPE collaboration).

Estructura del detector (The DAMPE collaboration).

Imagen de la carga útil de DAMPE (The DAMPE collaboration).

DAMPE (The DAMPE collaboration).

BEIJING, 23 marzo (Xinhua) — Los cazadores buscan en la oscuridad del universo sin saber cómo luce su presa ni cuándo ni dónde podría aparecer.

Sus mejores claves están ocultas en las cadenas de figuras y diagramas que entran en sus computadoras ubicadas en un edificio blanco que pasa desapercibido en el Observatorio de la Montaña Púrpura en el centro de Nanjing, capital de la provincia de Jiangsu, este de China. Las computadoras están recibiendo datos del Explorador de Partículas de Materia Oscura (DAMPE, por sus siglas en inglés), a 500 kilómetros de distancia en el espacio.

El científico que encabeza el programa DAMPE de China, Chang Jin, describe a la búsqueda de la masa desaparecida del universo al decir que “debe estar allí. Pero no sabemos si seremos lo suficientemente afortunados para atraparla o incluso para saber si se trata de un oso o de un conejo”.

Los científicos creen que sólo cerca de 5 por ciento de la energía oscura del universo conocido está constituido de materia ordinaria –fotones, neutrones y electrones– y que la materia y energía oscuras constituyen el resto.

La materia oscura, como un fantasma en el universo, no emite ni refleja una radiación electromagnética suficiente para ser observada de manera directa, y es uno de los grandes misterios de la ciencia moderna.

La materia oscura, una teoría de los científicos incapaces de entender la masa desaparecida y la luz extrañamente curvada de las galaxias lejanas, es aceptada ampliamente en la comunidad de físicos a pesar de que su existencia nunca ha sido demostrada de forma concreta.

Por lo tanto, comprender la materia oscura nos daría una idea más clara sobre el pasado y futuro de las galaxias y del universo y sería revolucionario para las áreas de la física y de la ciencia espacial, dice Chang.

Comparativa entre DAMPE y otros detectores espaciales de rayos cósmicos y rayos gamma (The DAMPE collaboration).

El universo oculta bien sus secretos y los cazadores necesitan una buena “espada”.

Los científicos comparan al DAMPE, llamado “Wukong” o “Rey Mono”, con una espada que se mueve para alcanzar los restos dejados por el “fantasma” del universo usando el espectro de observación más amplio y el equipo de resolución de energía más alto de cualquier investigación en el mundo.

El satélite fue puesto con éxito en órbita el 17 de diciembre de 2015. Desde el lanzamiento, a Chang le preocupa a diario que sus 76.000 detectores pequeños funcionen apropiadamente, que los datos sean confiables y que la capacidad de almacenaje y de cálculo de la computadora sean suficientes.

DAMPE cuesta apenas una séptima parte del Telescopio Espacial FERMI de la NASA y una veinteava parte del detector de partículas AMS-02 a bordo de la Estación Espacial Internacional.

VISLUMBRAR AL “FANTASMA”

Cuando Chang empezó a trabajar en el Observatorio de la Montaña Púrpura en 1992, optó por especializarse en la observación de electrones de alta energía y en rayos gama porque ningún científico lo había hecho antes.

Sin embargo, eso requería equipo costoso que China no podía costear en la década de los 90. Así que Chang desarrolló un método nuevo y más barato para observar los electrones de alta energía y los rayos gama.

El investigador chino convenció a científicos estadounidenses de que incluyeran su método de observación en el programa ATIC, que liberó un instrumento transportado en un globo sobre la Antártida para medir la energía y la composición de los rayos cósmicos de fines del 2000 a principios del 2001.

El análisis de los datos reveló un excedente inesperado de electrones de alta energía que no podía ser explicado con el modelo estándar del origen de los rayos cósmicos, en el cual los electrones son acelerados en fuentes como restos de supernovas y después propagados a través de la galaxia.

Chang cree que el excedente posiblemente es resultado de la aniquilación de la materia oscura.

En los años siguientes, Chang y sus compañeros mejoraron su equipo y método, y realizaron otras tres observaciones sobre la Antártida.

Chang dedicó cerca de una década al análisis de los datos. Su esposa recuerda cómo entraba casi en trance cuando estaba en casa mientras murmuraba números extraños. Cuando le surgía una idea nueva, corría al laboratorio para escribir un programa para hacer el cálculo.

¿El excedente de los electrones de alta energía eran resultado de la aniquilación de la materia oscura? Los datos de ATIC no podían excluir la interferencia de otros cuerpos celestes. Como el globo está dentro de la atmósfera, las partículas de alta energía chocarían con la atmósfera y causarían bastante “ruido”. Chang estaba convencido de que era necesario enviar una sonda al espacio para hacer una observación más clara.

En 2002, Chang solicitó por primera vez una aplicación para el desarrollo de una sonda espacial de materia oscura, pero no recibió respuesta. Lo intentó de nuevo en 2003 y de nuevo fracasó.

Durante esos años, Chang y su equipo participaron en el desarrollo de cargas científicas en la nave espacial china “Shenzhou” y en las sondas lunares Chang’e y ganaron muchos honores.

El científico siempre perseveró en su búsqueda solitaria de la materia oscura. Llevó a cabo innumerables cálculos y experimentos y modernizó tecnologías detalladas.

En 2008, Chang publicó como primer autor un artículo en la prestigiosa revista “Nature”. En él presentó el descubrimiento del excedente anormal de electrones de alta energía. El descubrimiento fue considerado como uno de los avances de investigación importantes de la física ese año.

Los expertos dicen que de ser confirmada, la observación sería la primera evidencia de aniquilación de partículas de materia oscura descubierta por la humanidad. El hallazgo generó fervor a nivel mundial para detectar materia oscura.

En 2011, China inauguró un programa para desarrollar una serie de satélites científicos, incluido el DAMPE. El sueño de Chang se estaba haciendo realidad.

PROBANDO LA ESPADA

Desde que el explorador DAMPE fue puesto en órbita, los científicos han estado calibrando el satélite con el fin de producir datos más precisos.

“Ahora la carga parece perfecta, pero es insuficiente. Si la calibración resulta bien, las señales que buscamos surgirán de los datos”, afirma Chang.

Wukong está enviando cerca de 20 gigavatios de datos al día. El diseñador del subsistema avanzado de procesamiento de datos DAMPE, Zang Jingjing, dice que todos los datos serán analizados por una computadora especial equipada con 128 CPUs con 10 núcleos.

“Una vez que sean calibrados, los detectores recabarán más datos útiles y eliminarán el ruido en las señales. Eso ahorrará bastante tiempo”, dijo Zang.

“La precisión para detectar la dirección de las partículas que se aproximen puede ser de un centésimo del grosor de un cabello”, ilustró Zang. “Eso indicará de dónde provienen las partículas. Si son de la materia oscura sabremos la ubicación de la misma”.

La muestra del prototipo de las cargas de DAMPE ha sido llevada a CERN, la Organización Europea para Investigación Nuclear, en tres ocasiones para la calibración de rayos, la prueba de una buena “espada”.

MARCANDO EL CAMINO

Fan Yizhong de 38 años de edad es el subjefe de diseño del sistema de aplicación científica de DAMPE. Él y su equipo son responsables de analizar las señales detectadas por DAMPE e identificar si son de materia oscura o de otro fenómeno astronómico interesante.

Cuando presentó la solicitud para un empleo en el observatorio en 2010 se le pidió que se incorporara a la investigación de la materia oscura porque el programa DAMPE estaba bajo deliberación.

Desde entonces ha estado obsesionado con la materia oscura. “Realmente es misteriosa. Lo que me atrae más es que no sabemos prácticamente nada de ella”, comenta Fan.

El investigador está convencido de que el satélite puede hacer algunos hallazgos emocionantes ya sea sobre la materia oscura o sobre otro fenómeno astronómico, lo que conducirá finalmente a atrapar al fantasma del universo.

Satélite chino de materia oscura concluye misión de prueba en órbita

2016-03-21 15:00:32  CRI

La Academia de Ciencias de China (ACCh), dijo el viernes pasado que el primer satélite de detección de materia oscura de China completó tres meses de prueba en órbita, y se espera que los hallazgos iniciales se tengan a fines de este año.

El satélite Explorador de Partículas de Materia Oscura (Dampe) “Wukong” detectó 460 millones de partículas de alta energía en un vuelo de 92 días, y envió de regreso a la Tierra cerca de 2,4 terabytes de datos duros, dijo el científico en jefe de Dampe, Chang Jin.

Lanzado el 17 de diciembre de 2015 en un cohete Gran Marcha 2-D, el “Wukong” fue entregado hoy al Observatorio Montaña Púrpura de la ACCh.

Las cuatro partes principales de la carga –un detector de red centelleante plástico, un detector de red de silicio, un calorímetro BGO y un detector de neutrones– funcionaron satisfactoriamente. El satélite completó la serie total de pruebas, y sus indicadores técnicos alcanzaron o superaron las expectativas.

El “Wukong” fue diseñado para una misión de tres años. Explorará el espacio sin parar en todas direcciones en los dos primeros años y después, en el tercero, se enfocará en áreas donde es más probable observar materia oscura.

El Satélite Explorador de Partículas de la Materia Oscura (DAMPE, por sus siglas en inglés), bautizado “Wukong” por el nombre en chino mandarín del personaje del Rey Mono de la obra clásica china “Viaje al Oeste”, fue lanzado el 17 de diciembre de 2015 a bordo de un cohete Gran Marcha 2-D desde el Centro de Lanzamiento de Satélites de Jiuquan.

Al igual que el Rey Mono, que puede ver a través de los objetos con sus ojos penetrantes, el satélite tiene los detectores más sensibles y precisos, especialmente diseñados para la materia oscura, que comenzaron a trabajar una semana después de que entrara en una órbita sincrónica al sol.

El científico jefe del DAMPE y subdirector del Observatorio de la Montaña Púrpura, Chang Jin, señaló que Wukong ha recogido más de 100 millones de partículas de alta energía, incluidos protones, partículas alfa y de rayos cósmicos y nucleidos.

Los científicos buscarán electrones de alta energía y rayos gamma entre dichas partículas, puesto que podrían ser residuos de la aniquilación o desintegración de materia oscura.

“Ahora la carga parece perfecta, pero no es suficiente. Si la calibración va bien, las señales que buscamos surgirán de entre los datos”, dijo Chang.

La carga tiene cuatro partes principales: un detector de escintiladores en matriz de plástico, un detector de silicio en matriz, un calorímetro BGO y un detector de neutrones. En conjunto comprenden aproximadamente 76.000 detectores menores.

El diseñador jefe de aplicación científica de DAMPE, Wu Jian, explicó que la carga fue diseñada con una precisión muy alta, pero colisionar con rayos cósmicos cambiará el rendimiento de los detectores, por lo que necesitan calibración constante.

Wukong envió unos 20 GB de datos al día. El diseñador del subsistema de procesamiento de datos avanzado de DAMPE, Zang Jingjing, dijo que todos los datos serán analizados por un computador especial equipado con 128 CPU con 10 núcleos.

“Después de la calibración, los detectores recogerán los datos más útiles y eliminarán ruidos de las señales. Eso nos ahorrará mucho tiempo”, dijo Zang.

La materia oscura, que no emite ni refleja radiación electromagnética que pueda ser observada directamente, es uno de los grandes misterios de la ciencia moderna. Explorar la materia oscura podría dar a los científicos una mejor comprensión del pasado y el futuro de las galaxias y el universo, y podría revolucionar los campos de la física y de la ciencia espacial.

Wukong está diseñado para llevar a cabo una misión de tres años, pero los científicos esperan que pueda durar cinco años. Rastreará el espacio sin interrupciones en todas las direcciones durante los dos primeros años y luego se centrará en las áreas en las que sea más probable que se observe la materia oscura. Los resultados iniciales serán publicadas en el segundo semestre de este año.

LISA Pathfinder

Model of the LISA Pathfinder spacecraft

Mission type: Technology demonstrator

Operator: ESA^[1]

Website: sci.esa.int/lisa-pathfinder/

Mission duration: Nominal: 1 year^[1] (with sufficient Cold Gas for mission extension)

Manufacturer: Airbus Defence and Space

Launch mass: 1,910 kg (4,210 lb)^[1]

BOL mass: 480 kg (1,060 lb)^[2]

Dry mass: 810 kg (1,790 lb)

Payload mass: 125 kg (276 lb)

Dimensions: 2.9 m × 2.1 m (9.5 ft × 6.9 ft)

Launch date: 04:04:00 UTC, December 3, 2015^[3][4][5]

Rocket: Vega

Launch site: Kourou ELV

Contractor: Arianespace

Reference system: Sun–Earth L₁

Regime: Lissajous orbit

Periapsis: 500,000 km (310,000 mi)

Apoapsis: 800,000 km (500,000 mi)

Inclination: 60 degrees

Epoch: Planned

Transponders

Band: X band

Bandwidth: 7 kbit/s

Instruments: ~36.7 cm Laser interferometer

LISA Pathfinder o SMART-2 (Small Missions for Advanced Research in Technology) es un satélite de la Agencia Espacial Europea destinado a validar las tecnologías que se utilizarán en la futura misión LISA. El objetivo de LISA es observar ondas gravitacionales mediante un grupo de 3 satélites aplicando técnicas de interferometría láser que requieren mediciones de alta precisión. Concretamente, LISA Pathfinder debe permitir validar los acelerómetros capacitivos, los micro-aceleradores, los compensadores de empuje y los bancos ópticos.

Futuro observatorio de ondas gravitatorias eLISA (ESA).

Objetivos

LISA Pathfinder debe validar el sistema de pilotaje mediante compensación de empuje, el rendimiento esperado del cual es de 10^-14 ms^-2Hz^-1/2 y que no puede ser validado en la Tierra debido a la fuerza de la gravedad. Concretamente los objetivos del satélite LISA Pathfinder son:³

• demostrar que una masa de prueba se puede colocar en caída libre
• validar la operación del interferómetro láser con un espejo en caída libre
• comprobar la fiabilidad respecto al tiempo de los micropropulsores, los láseres y la óptica en un ambiente espacial.

El objetivo de LISA Pathfinder es validar las tecnologías que se usarán en el futuro observatorio de ondas gravitatorias eLISA (evolved Laser Interferometer Space Antenna), cuyo lanzamiento está previsto para 2034. Este observatorio usará tres naves en formación para crear un interferómetro láser capaz de detectar ondas gravitatorias de gran longitud de onda que, de acuerdo con la relatividad general, son generadas por todo tipo de fenómenos astronómicos (agujeros negros binarios, supernovas, etc.). Estas ondas todavía no se han detectado directamente y su estudio nos abrirá una nueva ventana al Universo que revolucionará la física, astronomía y cosmología modernas.

Características técnicas

LISA Pathfinder tiene una masa total de 1910 kg, incluyendo el módulo de propulsión con 1100 kg de ergoles líquidos para situar a LISA Pathfinder en su órbita de trabajo y el satélite científico propiamente dicho con una masa de 420 kg. El satélite embarca un único instrumento denominado desarrollado para ESA por parte de un consorcio de países europeos denominado LTP (LISA Technology Package) el cual contiene dos masas de prueba con la forma de cubos de 46 mm de lado y que deben servir a la vez de espejo para el interferómetro y de referencia inercial para el sistema de control de posición. El LTP es un modelo reducido del interferómetro de LISA: mientras que la distancia entre los espejos será de 5 000 000 de kilómetros para LISA, para LISA Pathfinder será solamente de 35 cm. El DFACS es el sistema de control de la posición del satélite y se encarga de la compensación de todas las fuerzas que actúan sobre el satélite que no sean la de la gravedad, como por ejemplo la presión de radiación. Utiliza propulsores de gas desarrollados para la misión GAIA (junto con propulsores coloidales desarrollados por NASA) y mantiene el satélite alrededor de un punto de referencia en caída libre.

Ya está en órbita LISA Pathfinder, el prototipo de detector de ondas gravitatorias (Vega VV06)

La contribución nacional, liderada por el Grupo de Astronomía de Ondas Gravitacionales ⁴ del Instituto de Ciencias del Espacio, crucial para la consecución de los objetivos de la misión, consiste en:

• Sensores térmicos y magnéticos de bajo ruido en la banda de interés (1 a 30 mHz).
• Actuadores térmicos y magnéticos de precisión.
• Monitor de Radiación.
• El ordenador encargado del control del LTP así como de su programación.

Desarrollo de la misión

El satélite será inyectado por el cohete europeo Vega en una órbita baja elíptica de 200 × 1620 kilómetros con una inclinación de 5,3 °. Utilizando sus propios motores, que proporcionarían un delta-V de 3,1 km/s, LISA Pathfinder debe aumentar la altura de su apogeo quince veces y después de 3 semanas escapar de la atracción gravitatoria de la Tierra y situarse cerca del punto de Lagrange L1 del sistema Sol-Tierra, en una posición casi estable a 1 500 000 kilómetros de la Tierra. El módulo de propulsión es eyectado antes de la llegada a L1. LISA Pathfinder comienza entonces sus operaciones científicas con una duración prevista de 6 meses dibujando una Curva de Lissajous alrededor de L1.⁵

Daniel Marín 3 dic 15

La Agencia Espacial Europea ha lanzado hoy día 3 de diciembre de 2015 a las 04:04 UTC el satélite LISA Pathfinder, un prototipo de detector de ondas gravitatorias que es todo un prodigio de la tecnología moderna. Curiosamente, la fecha del lanzamiento casi coincide con el centenario de la publicación de la relatividad general de Einstein, el marco teórico que dio origen a las ondas gravitatorias. El despegue tuvo lugar desde la rampa ELV de la Guayana Francesa y la misión fue la VV06 (Vol Vega 006). La órbita inicial fue de 205 x 1540 kilómetros de altura y una inclinación de 5,96º. Con esta misión concluye la fase de desarrollo del cohete Vega (VERTA), que ya ha puesto en órbita 16 satélites.

LISA Pathfinder en 2011 durante las pruebas de vacío (ESA).

LISA Pathfinder ha sido construido usando la plataforma PLA937 y tiene forma octogonal, con unas dimensiones de 231 centímetros de diámetros y 96 centímetros de altura. El panel solar tiene una superficie de 2,8 metros cuadrados y es capaz de generar un mínimo de 650 W. Con el módulo de propulsión, construido a partir de la plataforma E2000 y con una masa de 1423 kg, su diámetro es de 2,429 metros y 3,137 metros de altura.

La carga útil

LISA Pathfinder llevará dos módulos de ensayo: el paquete LISA Tecnología (LTP), proporcionado por los institutos y la industria europea, y el Sistema de Reducción de Perturbaciones (DRS), proporcionado por la NASA.

El conjunto del núcleo LISA paquete de tecnología y sensores inerciales

 La LTP representa un brazo del (futuro) LISA interferómetro, en el que la distancia entre las dos masas de prueba se reduce de 5 millones de kilómetros a 35 centímetros. Al igual que en LISA, las masas de prueba cumplen una doble función: sirven como espejos para el interferómetro y como referencia inerciales para el sistema de control sin arrastre. La LTP también contiene los mecanismos para retener y liberar las masas de prueba, para descargar toda la carga se acumule en las masas de prueba o carcasa del electrodo y para inyectar y medir los efectos de las perturbaciones térmicas y magnéticas en el sistema.

 El Sistema de Reducción de Perturbaciones (DRS) es un sistema suministrado por la NASA, lo que contribuye a los objetivos de la misión LISA Pathfinder y utiliza la LTP Europea. La DRS se compone de dos grupos de propulsores coloidales que utilizan gotas ionizados de una solución coloidal acelerado en un campo eléctrico para proporcionar micro-propulsión, y software de control libre de arrastre que reside en un equipo dedicado. El DRS utilizará la información de los sensores de la LTP (masas de prueba posición y actitud) para controlar la actitud de la nave espacial con un software independiente, libre y arrastre y utilizará los propulsores coloidales como actuadores.

LISA Pathfinder tiene como objetivo probar los sensores inerciales, la técnica de interferometría láser y los micropropulsores que empleará eLISA u otros observatorios de ondas gravitatorias similares en el futuro. El núcleo de LISA Pathfinder es el instrumento LTP (LISA Technology Package) con dos pequeños cubos (TM1 y TM2) de 46 milímetros de arista y 1,96 kg cada uno hechos de una aleación de 73% oro y 27% platino. Estas dos masas de prueba flotan separadas entre sí 38 centímetros y en medio se encuentra un banco óptico con un interferómetro capaz de medir la distancia exacta entre ambas con una asombrosa precisión, inferior a 0,01 nanómetros. La fuerza equivalente al peso de una bacteria sobre una de las masas podría desequilibrar todo el experimento.

Una de las masas de LISA Pathfinder (derecha) con el contenedor dotado de electrodos alrededor (izquierda) (ESA).

La luz láser del interferómetro rebota en la superficie de las caras de los dos cubos, uno de los cuales, el denominado máster, se considera la referencia del sistema. La nave debe emplear un avanzado sistema de control y guiado para mantenerse estable en todo momento con respecto a esta masa. De esta forma, si alguna onda gravitatoria pasase a través del sistema causaría la distorsión del espacio-tiempo local y alteraría la distancia entre las masas de forma minúscula, pero detectable por el interferómetro láser. El interferómetro está instalado en un bloque de 20 x 20 centímetros de cerámica Zerodur y cuenta con 22 superficies ópticas para comparar la longitud de dos haces láser, uno que se refleja entre las dos caras de los cubos y otro que recorre el interior del banco óptico.

Interferómetro de LISA Pathfinder (ESA).

Detalle de los caminos ópticos del interferómetro (ESA).

LISA Pathfinder no será capaz de detectar ninguna onda gravitatoria porque la distancia entre los dos cubos es demasiado pequeña, pero el observatorio eLISA usará tres vehículos separados entre sí un millón de kilómetros aproximadamente (es decir, el instrumento LTP de LISA Pathfinder es una versión reducida de uno de los brazos de eLISA). El interferómetro de eLISA tendrá una precisión superior al de LISA Pathfinder y podrá detectar ondas gravitatorias generadas por los sucesos más violentos del Universo.

Camino óptico de los láseres del interferómetro (ESA).

Ondas gravitatorias generadas por distintos fenómenos del Universo (NASA).

Lograr que las dos masas permanezcan fuera de la influencia de aceleraciones externas no es nada sencillo, incluso en el espacio. LISA Pathfinder debe proteger las masas de la presión de radiación solar, el viento solar e incluso de micrometeoros. Además, las masas flotarán dentro de la nave sin contactos mecánicos, interferencias electromagnéticas o térmicas, e incluso se ha tenido en cuenta la débil fuerza gravitatoria entre las masas y el propio satélite. Para compensar estas fuerzas externas, LISA Pathfinder usará tres grupos propulsores a base de nitrógeno con un empuje del orden de micronewtons desarrollados originalmente para el observatorio Gaia. En principio debían haberse usado unos propulsores más avanzados (FEEP), pero el retraso en su desarrollo obligó a su sustitución.

Detalle de uno de los conjuntos de micropropulsores coloidales suministrados por la NASA (ESA).

Comprobar el correcto funcionamiento de estos delicados propulsores es otro de los objetivos primarios de la misión. El satélite deberá llevar a cabo hasta diez de estas micromaniobras cada segundo para mantenerse estable con respecto a la masa máster. Además de este sistema de propulsión de alta precisión, el segundo ‘instrumento’ de LISA Pathfinder es el DRS (Disturbance Reduction System) de la NASA (misión NASA ST7), que también incluye dos conjuntos de micropropulsores del orden de micronewtons. En vez de gas, el DRS de la NASA usará un sistema coloidal consistente en impulsar pequeñas gotas de líquido mediante un campo eléctrico.

LISA Pathfinder incluye un módulo de propulsión que será el encargado de situar el módulo científico -la nave propiamente dicha- en una órbita de halo de 500 000 x 800 000 kilómetros alrededor del punto de Lagrange L1 del sistema Tierra-Sol. La misión de LISA Pathfinder tendrá una duración de 270 días, que incluirá 90 días de viaje hasta L1 y 180 días de operaciones técnicas. Se espera que las masas de prueba, sujetas durante el lanzamiento y viaje a L1, sean liberadas a partir del próximo mes de febrero.

LISA Pathfinder acoplada al módulo de propulsión (ESA).

Maniobras de LISA Pathfinder para llegar a L1 (ESA).

La nave se comunicará con la Tierra entre seis y ocho horas al día usando la antena de 35 metros de Cebreros, España. Los centros de control de la misión serán el ESOC (European Space Operations Centre) de Darmstadt y el ESAC (European Space Astronomy Centre) de Madrid. En esta misión ha participado el Instituto de Ciencias del Espacio (IEEC-CSIC), la Universitat Politècnica de Catalunya y la Universitat Autònoma de Barcelona.

LISA Pathfinder nació en 1998 como ELITE (European LIsa Technology Experiment), un satélite experimental en órbita geoestacionaria. En 2000 esta propuesta evolucionó hasta LISA Pathfinder, que sería aprobada dentro del marco de la segunda misión SMART (Small Missions for Advanced Research in Technology) de la ESA. En principio el lanzamiento estaba previsto para 2010. Por su parte, el observatorio LISA original fue cancelado en 2011 después de que la NASA se retirase del proyecto, de ahí que ahora se le denomine eLISA. eLISA contará con un interferómetro con dos brazos -en vez de los tres de LISA-, de tal modo que las tres naves estén separadas un millón de kilómetros entre sí (un avance considerable con respecto a los 38 cm de LISA Pathfinder). La ESA no descarta que la colaboración internacional permita añadir un tercer brazo interferométrico a eLISA.

Póster de la misión (Arianespace).

 Cohete Vega

El Vega es un pequeño cohete europeo de tres etapas de combustible sólido y una etapa superior de combustible líquido (fabricada en Ucrania). Tiene una longitud de 30 metros y un diámetro máximo de 3 metros, mientras que su masa al lanzamiento es de 139 toneladas. Es capaz de poner hasta 1500 kg en una órbita polar heliosíncrona (SSO) de 700 km de altura, 2500 kg en una órbita baja ecuatorial (LEO) de 200 km o mandar 2000 kg a la ISS.

Cohete Vega (Arianespace).

Configuración de lanzamiento (Arianespace).

LISA Pathfinder antes del lanzamiento:

Inserción en la cofia:

 LISA Pathfinder’s journey from launch to the L1 Sun-Earth Lagrangian point

 3 diciembre 2015

La misión LISA Pathfinder de la ESA despegó esta mañana a bordo de un lanzador Vega desde el Puerto Espacial Europeo en Kourou, Guayana Francesa, comenzando su misión para probar las tecnologías que permitirán detectar ondas gravitatorias en el espacio.

Las ondas gravitatorias son ondulaciones en el tejido espacio-temporal, predichas por Albert Einstein hace un siglo en su teoría general de la relatividad, publicada el 2 de diciembre de 1915.

La teoría de Einstein plantea que estas fluctuaciones de carácter universal estarían generadas por la aceleración de cuerpos masivos. No obstante, sus efectos son tan pequeños que todavía no se han podido detectar de forma directa. Por ejemplo, las ondas emitidas por una pareja de agujeros negros provocarían una elongación menor al tamaño de un átomo en un objeto de un millón de kilómetros de longitud.

LISA Pathfinder probará la tecnología necesaria para detectar las ondas gravitatorias en el espacio. En su interior transporta dos cubos idénticos de una aleación de oro y platino, de 46 milímetros de lado y separados entre sí 38 centímetros, que se mantendrán aislados de todas las fuerzas internas y externas con una única excepción: la gravedad.

El objetivo de la misión es mantener a estos dos cubos en la caída libre más perfecta jamás lograda en el espacio, monitorizando su posición con un nivel de precisión extraordinario. Este experimento sentará las bases de los futuros observatorios espaciales de ondas gravitatorias.

Estas futuras misiones trabajarán de forma conjunta con los observatorios en tierra, que ya están buscando estas elusivas fluctuaciones cósmicas. Los sensores en tierra y en órbita son capaces de detectar distintos tipos de ondas gravitatorias, por lo que la combinación de sus datos permitiría estudiar de una forma completamente diferente algunos de los fenómenos más energéticos del Universo.

LISA Pathfinder en órbita baja

El lanzador Vega despegó a las 04:04 GMT (05:04 CET). Unos siete minutos más tarde la etapa superior se encendió por primera vez para situar a LISA Pathfinder en una órbita baja, que se estabilizó con un segundo encendido una hora y cuarenta minutos después del despegue.

El satélite se separó de la etapa superior del lanzador a las 05:49 GMT (06:49 CET). El equipo del centro de operaciones de la ESA en Darmstadt, Alemania, tomó el control de LISA Pathfinder instantes después.

A lo largo de las próximas dos semanas, el satélite utilizará sus propios medios de propulsión para elevar el punto más alto de su órbita con una serie de seis encendidos.

El último encendido impulsará al satélite hacia su órbita operacional en torno a un punto virtual del espacio conocido como L1, situado a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra en dirección al Sol.

LISA Pathfinder in space

7 junio 2016

La misión LISA Pathfinder de la ESA ya ha demostrado la tecnología necesaria para construir un observatorio de ondas gravitatorias en el espacio. Ésa ha sido la conclusión extraída de la presentación de resultados de la misión celebrada en el Centro Europeo de Astronomía Espacial (ESAC). La demostración de la tecnología necesaria para una futura misión de detección de ondas gravitatorias desde el espacio ha sido un éxito y, en palabras de Favio Favata, jefe de la Oficina de Coordinación del Directorado de Ciencia de la ESA, Europa entra en un campo nuevo, innovador y muy avanzado.

Tras solo dos meses de operaciones científicas, los resultados muestran que los dos cubos alojados en la nave se encuentran en caída libre, bajo la influencia exclusiva de la gravedad y sin someterse a otras fuerzas externas, con una precisión más de cinco veces mayor de lo exigido inicialmente.

En un artículo publicado hoy en Physical Review Letters, el equipo de LISA Pathfinder demuestra que las masas de prueba son prácticamente inmóviles una respecto de la otra, con una aceleración inferior a una diez millonésima de mil millonésima de la gravedad terrestre.

La demostración de las tecnologías clave de la misión abre la puerta al desarrollo de un gran observatorio espacial, capaz de detectar ondas gravitatorias procedentes de una gran variedad de objetos exóticos en el Universo.

LISA Pathfinder performance

Predichas por Albert Einstein hace un siglo, las ondas gravitatorias son ondulaciones en el tejido espacio-temporal que se mueven a la velocidad de la luz y que está causadas por la aceleración de objetos masivos.

Pueden ser generadas, por ejemplo, por supernovas, fuentes binarias de estrellas de neutrones girando unas alrededor de las otras, y parejas de agujeros negros emergentes.

No obstante, incluso partiendo de estos potentísimos objetos, en el momento de llegar a la tierra estas fluctuaciones espacio-temporales prácticamente han desaparecido, reduciéndose a menos de una cienmillonésima de billonésima parte.

Es necesario disponer de tecnologías muy avanzadas para registrar estos minúsculos cambios, por lo que las ondas gravitatorias no fueron detectadas de forma directa por primera vez hasta septiembre de 2015, cuando fueron captadas por el Observatorio de interferometría láser de ondas gravitatorias (LIGO).

Durante este experimento se vio la señal característica de dos agujeros negros, cada uno con una masa unas 30 veces mayor a la del Sol, girando mientras se acercaban durante los 0,3 segundos finales antes de unirse para formar un único objeto más masivo.

Las señales detectadas por LIGO tienen una frecuencia de unos 100 Hz, pero las ondas gravitatorias se extienden por un espectro mucho mayor. En particular, las oscilaciones de frecuencia más baja están asociadas a eventos aún más exóticos, como la fusión de agujeros negros supermasivos.

Con masas hasta miles de millones de veces mayores a la del Sol, estos agujeros negros gigantes se encuentran en el centro de galaxias masivas. Cuando dos galaxias colisionan, estos agujeros negros acaban por confluir, expulsando grandes cantidades de energía en forma de ondas gravitatorias a lo largo del proceso, alcanzando máximos en los úl

ASTROSAT

El primer observatorio espacial de ondas múltiples de India.

India a su manera es una potencia espacial, lanzando distintos tipos de satélites, hace tiempo que ha llegado una sonda espacial a Marte, y ahora ha lanzado el pasado 28 de septiembre, su primer observatorio espacial de ondas múltiples –ASTROSAT – con total éxito, este lanzamiento ha sido usado no solo para lanzar a el observatorio ASTROSAT, sino también para llevar un total de 6 satélites mas de distintos clientes extranjeros, todo esto en una órbita de 644.6 km por 651.5 km, inclinado en un ángulo de 6° en el ecuador.

El lanzamiento tuvo lugar en el Satish Dhawan Space Center – SDSC SHAR – el 28 de septiembre a  las 10:00 am hora de India, a bordo de un cohete PSLV, siendo el vuelo PSLV-C30, es un cohete de 320 toneladas y 45 metros de altura, y 40 minutos después del despegue, ASTROSAT fue colocada con éxito en órbita al separarse con éxito de la cuarta etapa del PSLV, en los siguientes tres minutos posteriores, se coloco también con éxito, los seis satélites restantes.

Poco tiempo después del lanzamiento, los dos paneles solares de ASTROASAT se desplegaron en forma automática y desde el Centro de Control en el Complejo de Operaciones en Bangalore, se tomó el control a través de la telemetria de ASTROSAT.

Para tener una comprensión mas detallada de nuestro universo es que fue construida ASTROSAT,  lo que hará este satélite es observar el universo en las regiones visibles, ultravioleta, rayos x de baja y alta energía del espectro electromagnético de forma simultanea pero con la ayuda de sus cincos cargas útiles.

Dos imágenes de la configuración científica de dicho observatorio espacial de India. ASTROSAT llevara a cabo:

. bajos a moderados resolución espectroscópica sobre una banda de energía de ancho, con el énfasis principal en el estudios de los objetos de rayos x que emiten.

. estudios de fenómenos periódico y no periódico en binarias de rayos x.
. estudios de pulsaciones en los pulsares de rayos x.
. oscilaciones cuasi-periódicas, parpadeantes, y otras variaciones en binarias de rayos x.
. variaciones de intensidad a corto y largo plazo en los núcleos galácticos activos.
. estudios de desfase en los rayos x de baja, radiación ultravioleta, radiación óptica.
. la detección y el estudio de lo transitorios de rayos x.

La duración de la misión es de 5 años, trabajara a una altura de 650 kilómetros de la Tierra, en una órbita casi ecuatorial, el tiempo de observación abierta de ASTROSAT comenzara un año después de su lanzamiento, este observatorio espacial lleva cincos instrumentos, estos instrumentos van a cubrir la luz visible (320 a 530 nm), cerca UV (180 a 300 nm) lejos UV (130 a 180 nm), rayos x blandos (0,3-8kev y 2.10 keV), rayos x duros (3-80keV y de 10-150keV).

Centro de Misión y Operaciones de ISRO en Bangalore, India.

Dije antes que este observatorio indio lleva 5 instrumentos que son los siguientes:

Telescopio de Imagen Ultravioleta (UVIT), realizara imágenes simultaneas en tres canales, 130-180nm, 180-300nm, y 320-530nm, en cada uno de los tres canales de una banda espectral se puede seleccionar a través de un conjunto de filtros montado en una rueda, y además para los dos canales ultravioleta de una rejilla se puede seleccionar en la rueda para hacer espectroscopia con una resolución de -100, el espejo primario diámetro del telescopio es de 40 cm.

Telescopio de Imágenes de Rayos x Blandos (SXT), emplea óptica de enfoque y una cámara CCD, en el plano focal para realizar imágenes de rayos x en la banda de 0,3 a 8,0 keV, la óptica consiste de 41 capas concéntricas de espejos de laminas cónicas recubiertas de oro en una configuración aproximada Wolter-I, área efectiva de 120 cm2, la cámara CCD plano focal será muy similar a la volado en SWIFT XRT, el CCD se hace funcionar a una temperatura de alrededor de – 80° para enfriamiento termoeléctrico.

Instrumento LAXPC, cubre temporizacion de rayos x y de baja resolución y estudios espectrales sobre una banda de energía ancha – 3-80keV – ASTROSAT utilizara de tres idénticos grandes contadores de co-alineado área de rayos x proporcionales – LAXPC – cada uno con una configuración multi-hilo multi-capa, y un campo de visión de 1° por 1°, el área efectiva del telescopio es de 6.000cm 2.

Sky Monotor de Barrido (SSM), consta de tres contadores de posición sensibles proporcionales, cada uno con una mascara de código de una sola dimensión, muy similar en diseño a la All Sky  monitor de la NASA RXTE, el contador proporcional lleno de gas tendrá alambres resistivos como ánodos, la relación de la carga de salida en ambos extremos del alambree proporcionara la posición de la interacción de rayos x,  proporcionando un plano de imagen en el detector, la mascara codificada, que consiste en una serie de hendiduras, proyecta una sombra sobre el detector, a partir del cual se deriva la distribución del brillo del cielo.

Monitor de Partículas Cargadas (CPM), se incluirá como parte de las cargas útiles ASTROSAT   para controlar el funcionamiento del LAXPC, SXT y SSM, a pesar de la inclinación orbital del satélite será de 8° o mas, en aproximación 2/3 de las órbitas, el satélite pasara un tiempo considerable  -de 15 a 20 minutos- en el Atlántico Sur – AEA – que tiene altos flujos de protones  de baja energía y electrones, la alta tensión se reducirá utilizando datos de CPM cuando el satélite entra en la región SAA, para evitar daños a los detectores así como para minimizar el efecto de envejecimiento en los contadores proporcionales.

El ASTROSAT en sus últimos preparativos antes de su lanzamiento, ASTRROSAT tiene sus paneles solares plegados.

Lanzamiento: Los dos BRITE canadiense / CANX-3 nanosatélites (BRITE-CA-1 y BRITE-CA-2), se pusieron en marcha como cargas útiles secundarias el 19 de junio, 2014 (19:11:11 UTC) en un vehículo Dnepr-1 de ISC Kosmotras. El sitio de lanzamiento fue el Yasny de Baikonur, en la región Dombarovsky de Rusia. 3) 4) 5)

El BRITE-CA 1 y 2 satélites también son conocidos con su nombre completo de brillantes estrellas, el Explorador de Target o CanX-3 (canadienses experimentos avanzada Nanospace). Estos dos naves espaciales 7-Kilogramo de ordenadores de una carga útil del telescopio de gran campo que se utilizará para llevar a cabo mediciones de fotometría diferencial de satélites brillantes BRITE-CA estrellas que se han desarrollado en la Universidad de Toronto para seguir el UniBRITE, BRITE-Austria y BRITE-PL satélites que fueron financiados antes de que las dos contribuciones canadienses recibieron fondos.

Los satélites BRITE-CA utilizan el autobús Genérico Nanosatélite diseñado alrededor de un 20 por 20 por 20 centímetro cubico. La energía es proporcionada por cuatro a diez de triple unión de células solares de GaAs instalados en cada uno de los paneles externos que entregan hasta diez vatios de potencia. La energía se almacena en baterías de iones de litio con una capacidad de 5,3 Ah y la unidad de acondicionamiento de potencia proporciona un bus de energía no regulada de 4 voltios.

Image: University of Toronto

Determinación actitud se logra mediante un magnetómetro de tres ejes, seis sensores solares para la determinación de actitud fina y el sol y un rastreador de estrellas para la determinación de la actitud precisa. La miniatura de la estrella del perseguidor ofrece soluciones actitud de tres ejes en un ciclo de control a 0,5 Hz y una precisión de 10arcsec. Actitud de accionamiento es proporcionada por tres ruedas de reacción con una masa total de 185grams y un volumen de 5 por 5 por 4 centímetros. Las ruedas tienen una capacidad de movimiento de 30mNms y entregar un par máximo de 2mNm. vertederos de momento son apoyados por tres magnetotorquers.

El manejo de datos y control de satélites es proporcionado por un equipo de limpieza ARM7 que se encarga de telemetría y comunicaciones estándar, mientras que un segundo equipo es compatible con todas las funciones de determinación y control de actitud. Un tercer ordenador de a bordo está a cargo de la operación de la carga científica y maneja sus datos. Cada placa del procesador utiliza el procesador ARM7 / TDMI con una memoria de 256 kB y de 2 MB de memoria SRAM hardware utilizado para almacenar las variables del programa y datos. Una memoria flash de 256 MB se utiliza para el almacenamiento de datos a largo plazo.

Image: University Graz Image: University Graz

El sistema de comunicaciones del satélite utiliza un sistema de banda S que funciona a 2234,4 MHz para el enlace descendente de datos de alcanzar velocidades de datos de 32 a 256 kbit / s. Enlace ascendente se lleva a cabo a 437MHz en UHF con una velocidad de datos de 4Kbit / s. Un faro 145MHz 0.1W VHF se puede utilizar para el seguimiento de la nave espacial. BRITE-CA se enlace descendente hasta 8 MB de datos de carga útil por día.

La carga científica de BRITE-CA incluye un fotómetro que consiste en un cabezal óptico, un panel eléctrico y el deflector. El deflector incluye un tope de apertura y filtros, mientras que la cabeza óptica alberga cinco lentes. BRITE-CA examina las estrellas más brillantes en el cielo de la variabilidad mediante fotometría diferencial preciso sobre escalas de tiempo de días y meses para responder a las preguntas sobre los ciclos de vida de las estrellas brillantes.

Usando su carga útil, BRITE es capaz de estudiar todas las estrellas más brillantes que magnitud 3.5. Para realizar un seguimiento de las variaciones periódicas, semi-periódicas e irregulares de estrellas brillantes que se producen en escalas de tiempo de minutos a meses, BRITE llevará a cabo mediciones de series de tiempo fotométricas precisas continuas haciendo medidas de un campo de estrellas objetivo de al menos 15 minutos por órbita sobre un período de varios meses.

Los cambios en la intensidad de estrella se producen debido a cambios en la densidad, el campo magnético, temperatura de la superficie y de los fenómenos sísmicos internos.

Para capturar datos en un amplio campo de visión, el fotómetro BRITE tiene un campo de visión de 24 por 19 °.

La carga útil fotómetro utiliza un diseño de cinco lente con una apertura de tres centímetros y un detector CCD. La célula óptica utiliza espaciadores para mantener las lentes en sus posiciones con una distancia focal total de siete centímetros. En general, el fotómetro pesa 900 gramos y requiere 3W de potencia,

Photo: University of Toronto

El detector es un CCD KAI-11002 – interlineal un 11 megapíxeles, CCD canal enterrado con 4008 por 2672 píxeles que son 9 por 9 micrómetros de tamaño, creando un tamaño de imagen de 37,25 por 25,70 mm. Un obturador electrónico se implementa en el sistema, así como la protección contra-floración. El rango de longitud de onda efectiva del instrumento está limitado por la sensibilidad del detector en el rango espectral de color rojo y en el azul por las propiedades de transmisión de las lentes. Los filtros ópticos fueron diseñados de manera que las estrellas de 10,000K causan la misma salida del detector. El filtro azul instalado en una nave espacial BRITE-CA cubre un rango espectral de 390 a 460 nm, mientras que el filtro rojo de la otra satélite cubre 550 a 700 nm con una velocidad de transmisión de 95%.

El fotómetro es capaz de realizar mediciones diferenciales de fotometría con un error de menos de 0,1% en un observación de 15 minutos utilizando tiempos de exposición de 0,1 a 100 segundos. El CCD de lectura se convierte de analógica a digital usando un esquema de 14 bits para convertir los valores de píxel analógicos. Una memoria del instrumento 32 MB puede almacenar temporalmente una imagen completa hasta que pueda ser transmitida a la nave espacial.

Heweliusz (satellite)

A replica of Heweliusz

Mission type: Astronomy

Operator: Space Research Centre

COSPAR ID: 2014-049B

Spacecraft properties: Bus; GNB

Manufacturer: Space Research Centre

Launch mass: 7 kilograms (15 lb)

Launch date: 19 August 2014, 03:15 UTC

Rocket: Chang Zheng 4B

Launch site: Taiyuan 9

Contractor: China Great Wall Industry Corporation^{[citation needed]}

Reference system: Geocentric

Regime: Low Earth

Heweliusz es el segundo [1] satélite científico polaco lanzado en 2014 como parte del programa Bright estrellas Explorador de destino (BRITE). La nave espacial fue lanzada a bordo de un cohete Chang Zheng 4B en agosto de 2014. Heweliusz es una nave espacial en la astronomía óptica operado por el Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia; que es uno de dos contribuciones polacas a la constelación BRITE junto con el satélite Lem. Lleva el nombre de Johannes Hevelius.

Características

Heweliusz es la tercera [2] satélite polaco (después de PW-Sat y Lem) El PW-Sat jamás se puso en marcha. Junto con Lem, TUGSAT-1, UniBRITE-1 y BRITE-Toronto, es uno de una constelación de seis nanosatélites del proyecto Explorador de destino brillantes estrellas, operado por un consorcio de universidades de Canadá, Austria y Polonia. [3]

Heweliusz fue desarrollado y fabricado por el Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia entre 2010 y 2012, en torno a la genérica Nanosatélite autobús, y tenía una masa en el lanzamiento de 7 kilogramos (15 libras) (más otros 7 kg para la separación Xpod sistema). [4] El satélite se utiliza, junto con otras cuatro naves espaciales en funcionamiento, [a], para llevar a cabo observaciones fotométricas de las estrellas con una magnitud aparente de más de 4.0 como se ve desde la Tierra. [6] Heweliusz era uno de los dos satélites BRITE polacos lanzados, junto con la nave espacial Lem. Cuatro satélites y dos de Austria y dos más entre Canadá y se pusieron en marcha en diferentes fechas.

Heweliusz observarán las estrellas en el rango de color rojo mientras que Lem lo hará en azul. Debido a la opción multicolor, se separan los efectos geométricos y térmicos en el análisis de los fenómenos observados. Tanto de los satélites mucho más grandes, tales como MOST y CoRoT, no tienen esta opción de color; esto será crucial en el diagnóstico de la estructura interna de las estrellas. [7] Heweliusz se fotometría medir las oscilaciones de bajo nivel y las variaciones de temperatura en las estrellas más brillantes que la magnitud visual (4,0), con una precisión sin precedentes y la cobertura temporal no pueda conseguirse mediante métodos terrestres. [4]

Lanzamiento

El satélite Heweliusz junto con el satélite chino Gaofen se puso en marcha a través del programa de lanzamiento de satélites BRITE-PL Proyecto establecida en 2009 por el Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia y el Centro Astronómico Nicolás Copérnico de la Academia de Ciencias de Polonia en cooperación con la Universidad de Toronto. [8] El lanzamiento fue subcontratada a la China de la Industria Gran Muralla Corporación y China Ciencia y Tecnología Aeroespacial Corporation (CASC), que puso en marcha los satélites que utilizan cohete Gran Marcha 4B desde el Centro de Lanzamiento de Satélites de Taiyuan. [9] El lanzamiento tuvo lugar a las 03:15 GMT el 19 de agosto de 2014, y el cohete desplegó todas sus cargas útiles con éxito. [10]

Heweliusz satellite on orbit – artist impression / Credits: CAMK, CBK /

El satélite, que está diseñado para observar las estrellas más brillantes de nuestra galaxia, es la contribución de Polonia a la misión BRITE, desarrollada por un consorcio de institutos de Canadá, Austria y Polonia. Según el acuerdo con los dos satélites ministro de Polonia se han construido: “Lem” y “Heweliusz”. “Lem” fue lanzado a la órbita terrestre baja de 800 km el 21 de noviembre de 2013, “Heweliusz” satélite fue lanzado a la órbita de 640 km el 19 de agosto de 2014.

El diseño del BRITE origina a partir de una idea canadiense desarrollado por el Profesor Emérito Slavek Rucinski de la Universidad de Toronto, inspirado en la tecnología desarrollada para la mayoría. Los seis nanosatélites en la constelación BRITE se construyen de acuerdo a este concepto.

BRITE satélites son llamados nanosatélites que pesen menos de 10 kg. Polonia se ejecuta el programa de investigación con el Laboratorio de Vuelos Espaciales de la Universidad de Toronto, que se especializa en el desarrollo y la fabricación de este tipo de pequeños satélites. Según el acuerdo con SFL, el lado canadiense proporcionó la mayor parte de los componentes y subsistemas necesarios para la integración del primer satélite, la documentación completa, y se formó un equipo de ingenieros polacos el adecuado desarrollo de la integración y las pruebas del satélite antes de que se fue lanzado. En el caso de la segunda vía satélite el número de componentes suministrados desde Canadá eran limitadas. Lo que es más, una gran parte de los subsistemas se han desarrollado en el SRC PAS y fabricado en Polonia.

El satélite “Heweliusz” ha sido entregado a Taiyuan a principios de agosto. La integración del satélite con el cohete se hizo el 9 de agosto. El cuadro siguiente presenta instalado BRITE-PL 2 Heweliusz dentro de su programa de implementación de la etapa superior del cohete CZ-4B.

La foto de la BRITE-PL-2 / Heweliusz nanosatélites montado en el vehículo de vuelo (Crédito de la imagen: China Gran Wall Industry Corporation)

BRITE Canada representa la tercera entrada en la constelación BRITE. Después de varios retrasos, el quinto y sexto satélites BRITE finalmente fueron financiados por la Agencia Espacial Canadiense (CSA) en enero de 2011, asegurando la participación plena de Canadá en lo que fue originalmente una idea canadiense. Los satélites BRITE canadienses, actualmente en construcción en UTIAS / SFL, serán copias casi idénticas de los dos satélites BRITE austriacos.

Ilustración de la nave espacial CanX-3 / BRITE (Crédito de la imagen: UTIAS / SFL)

Todas las naves espaciales en la constelación de usar la plataforma GNB (Generic Nanosatélite Bus), referido como CanX-3, se desarrollaron en UTIAS / SFL.

 Se remite al lector a la descripción de la nave espacial BRITE Austria / UniBRITE.

Vista del despiece CanX-3 nanosatélites que muestra los elementos estructurales (Crédito de la imagen: UTIAS / SFL)

Spacecraft mass, volume, total power	6.5 kg, 20 cm x 20 cm x 20 cm, 5.4-10 W (6 W average)
Bus voltage	4.0 V (nominal, unregulated)
Solar cells	Triple junction solar cells (face mounted)
Battery type, capacity	Li-ion, 5.3 Ah
Attitude determination	10 arcsec
Attitude control accuracy, stability	< 1.0º, 1 arcmin rms (or FWHM of ~2.2 arcmin)
Onboard payload data storage	Up to 256 MByte
RF communications Downlink (S-band) data rate Uplink (UHF) data rate Data volume/day S-band frequency UHF-band frequency VHF beacon Transmit power	32 to 256 kbit/s up to 4 kbit/s 2 MByte (typical) 2234.4 MHz 437.365 MHz 145.89 MHz 0.5 W (S-band downlink), 0.1 W (VHF beacon)
Mission duration	2 years (min)

Tabla 1: Resumen de las especificaciones de bus nave espacial CanX-3 / BRITE-Austria / TUGSat-1 / BRITE-Canadá

Lanzamiento: Los dos BRITE canadiense / CANX-3 nanosatélites (BRITE-CA-1 y BRITE-CA-2), se pusieron en marcha como cargas útiles secundarias el 19 de junio, 2014 (19:11:11 UTC) en un vehículo Dnepr-1 de ISC Kosmotras. El sitio de lanzamiento fue el Yasny de Baikonur, en la región Dombarovsky de Rusia. 3) 4) 5)

Las cargas útiles primarias en este vuelo fueron los Deimos-2 minisatélite (310 kg) de Deimos Elecnor, España, y el KazEOSat-2 minisatélite (185 kg) de Kazcosmos, Kazajstán.

Las cargas útiles secundarias (35) en esta misión clúster Dnepr fueron: 6)

• Unisat-6, un microsatélite de Gauss en la Universidad de Roma (La Sapienza), Italia. Unisat-6 (26 kg) incluye sistemas para la liberación de cuatro CubeSat de la nave espacial Pico-orbital y los desplegados PEPPODs (Plataforma Primaria plantada para picosatélite orbital de despliegue). Estos cuatro satélites son:

 – Lemur-1, un CubeSat 3U (demostración de la tecnología y EO) de NanoSatisfi Inc., San Francisco, CA, EE.UU.

 – TigriSat, un CubeSat 3U de la Universidad de Roma (La Sapienza), Roma, Italia.

 – ANTELSAT, un CubeSat 2U de la UdelaR (Universidad de la República), San Marino, Uruguay

 – AeroCube-6, un CubeSat 1U de The Aerospace Corporation, El Segundo, CA.

• SAUDISAT-4 un microsatélite (112 kg) de KACST (Ciudad Rey Abdulaziz para la Ciencia y la Tecnología) con el aporte de la NASA / ARC.
• AprizeSat-9 y -10, nanosatélites (cada una de 12 kg) de SpaceQuest, EE.UU. AprizeSat-10 lleva un receptor AIS (Automatic Identification System) para el seguimiento de la nave.
• Hodoyoshi-3 y -4, los microsatélites (60 kg y 65 kg, respectivamente) de la Universidad de Tokio y la JAXA / ISAS, Japón
• BRITE-CA-1 y CA-BRITE-2, dos nanosatélites (7 kg cada uno) de UTIAS / SFL (Universidad de Toronto, Instituto de Estudios Aeroespaciales), Toronto, Canadá
• TabletSat-Aurora, un microsatélite (25 kg) de SPUTNIX, Rusia
• BugSat-1, un microsatélite (22 kg) de Satellogic S.A., Argentina
• Perseo-M1 y M2, dos CubeSat 6U idénticas de Sistemas Canopus EEUU / Dauria aeroespacial. Los nanosatélites están llevando una carga útil de AIS para el seguimiento de la nave.
• QB50P1 y QB50P2, dos CubeSat 2U (2 kg cada uno) de Von Karman Institute, Bruselas, Bélgica. Se trata de dos satélites precursor del proyecto QB50 que pondrá en marcha una red de 50 satélites por un equipo de 15 universidades e instituciones de todo el mundo.
• NanoSatC-BR1, un CubeSat 1U de espacio de la Centro de Investigación Regional del Sur y del INPE, Brasil
• DTUSat-2, un CubeSat 1U de DTU (Universidad Técnica de Dinamarca), Lyngby, Dinamarca
• POPSat-HIP-1, un CubeSat 3U de Microspace rápido Pte Ltd, Singapur
• PolyITAN-1 de KPI (Instituto Politécnico de Kiev), Kiev, Ucrania
• PACE (Plataforma de experimentos de control de actitud), un CubeSat 2U (2 kg) de NCKU (Universidad Nacional Cheng Kung), la ciudad de Tainan, Taiwán
• Duchifat-1, un CubeSat 1U de HSC (Herzliya Science Center), Israel
• 11 Nanosatélites Flock-1c (once CubeSat 3U, 5 kg cada uno) de Planet Labs, San Francisco, CA.

Órbita: heliosincrónica órbita, la altitud nominal de 630 km, inclinación = 98º, LTAN (hora local del nodo ascendente) de las 10:30 horas.

La finalización de la constelación de nanosatélites BRITE la astronomía de seis nanosatélites:

• Los dos satélites BRITE austriacos se lanzaron el 25 de febrero de 2013 en el PSLV-C20 (Polar Satellite Launch Vehicle) de la ISRO.
• El primer nanosatélite polaco BRITE, BRITE-PL-1 (apodado: Lem), se puso en marcha el 21 de noviembre de 2013 en un vehículo Dnepr-1 (DubaiSat-2 y STSAT-3 eran cargas útiles primarias en esta misión.
• Los dos nanosatélites canadienses, BRITE-CA-1 y -2, se pusieron en marcha el 19 de junio de 2014 en el lanzamiento de un clúster Dnepr-1. También son conocidos por los nombres Brite-Toronto y Montreal BRITE-.
• La segunda nanosatélites polaco BRITE-PL-2 (apodado: Heweliusz) fue lanzado el 19 de agosto de 2014 en el vehículo CZ-4B china desde la base de lanzamiento de Taiyuan, con GF-2 (Gaofen-2) del CNSA como misión principal.

Situación de la constelación BRITE:

• 5 de de febrero, 2016: El BRITE constelación de nanosatélites cinco está en funcionamiento en el año 2016. – La constelación está revelando nueva información sobre una estrella bien estudiada, Alpha Circini. Un análisis de los datos de la constelación del equipo BRITE muestra un comportamiento de esta estrella que no se ha observado antes de acuerdo con Werner Weiss, de la Universidad de Viena, Investigador Principal de Austria para BRITE y autor principal del artículo. El “BRITE constelación muestra un comportamiento complejo en Alfa Cir debido a la rotación y la pulsación. Por otra parte, de que el comportamiento es diferente cuando se observa en diferentes colores. Este resultado demuestra claramente el poder de BRITE-constelación y de la ciencia única que es posible usando estos diminutos dos -color instrumentos de precisión en el espacio. ” 7) 8)

 – El BRITE-constelación es una misión coordinada de cinco nanosatélites en órbita terrestre baja, cada anfitrión de un telescopio óptico de 3 cm de apertura alimentación de un CCD no refrigerado, y la observación de los objetivos seleccionados en un campo de visión de 24º. Cada nanosatélite está equipado con un único filtro; tres tienen un filtro rojo (~ 620 nm) y dos tienen un filtro azul (longitud de onda central (~ 420 nm). Los satélites tienen cobertura solapada de los campos de destino para proporcionar de dos colores, la fotometría resuelta en el tiempo.

 – Los cinco nanosats, cada uno de ~ 7 kg, se designan como: BRITE-Austria y UniBRITE (Austria), BRITE-Lem y BRITE-Heweliusz (Polonia) y BRITE-Toronto (Canadá). Un sexto nanosatélites, BRITE-Montreal, no se desprenda de su vehículo de lanzamiento.

Figura 3: Ubicación de circini alfa en la constelación austral de Circinus (Crédito de la imagen: la colaboración BRITE)

 – Los datos BRITE son tan valiosos para los astrónomos debido a su observación de varios colores. Para las estrellas, el color y la temperatura van mano a mano. Tener la capacidad de examinar las estrellas en diferentes colores, con datos tomados cada pocos minutos para hasta seis meses está proporcionando nuevos conocimientos sobre su funcionamiento interno.

 – El uso de estos instrumentos de precisión, la misión del BRITE-constelación es llevar a cabo un estudio de las estrellas más luminosas en el cielo de la Tierra a través de una rama de la astronomía llamado asterosismología – literalmente, el estudio de los “terremotos estelares”. Por lo general, masiva y de corta duración, estas estrellas dominan la ecología del Universo y son responsables de sembrar el medio interestelar con los elementos “pesados” críticos para la formación de los sistemas planetarios y vida orgánica. En los estudios, BRITE cortas clases de estrellas que, miles de millones de años atrás, hicieron vida en la Tierra.

 – Con una magnitud aparente de 3.19, Alpha Cir es la estrella más brillante en la constelación austral Circinus y pertenece a la clase de estrellas conocidas como estrellas rápidamente oscilantes Ap. La estrella en cuestión fue observada por cuatro de los satélites BRITE entre marzo y agosto de 2014 y se observó de nuevo en 2016. Se espera que estas nuevas observaciones proporcionarán tanto una mejor comprensión de su comportamiento complejo y la oportunidad de confirmar una nueva rareza de esta estrella ya peculiar; que su velocidad de rotación está decelerando.

• Futuro de la constelación BRITE (Dic 2014 :): Con todos los satélites en órbita BRITE ahora y todos menos uno encargado, se espera que toda la constelación de ser plenamente operativo a finales del año calendario (2014). Las lecciones aprendidas durante la puesta en marcha y funcionamiento de los satélites austriacos se están aplicando ahora para asegurar que todos los satélites se ponen en marcha rápidamente y luego se realizan eficazmente (Ref. 9).

Foto del telescopio BRITE (Crédito de la imagen: UTIAS / SFL)

https://directory.eoportal.org/web/eoportal/satellite-missions/b/brite-canada

Gaia (sonda espacial)

Maqueta de Gaia en el salon du Bourget 2013

Gaia es el nombre de una sonda espacial propuesta por la Agencia Espacial Europea que fue lanzada el 19 de diciembre de 2013 desde Puerto Espacial Europeo en la Guayana Francesa.¹ Gaia es una misión espacial de astrometría, y sucesor de la misión Hipparcos de la ESA. Es una misión incluida dentro del contexto del programa científico a largo plazo ESA Horizon 2000. Gaia se situará en una órbita de Lissajous alrededor del sistema Sol–Tierra, en el punto L2 de Lagrange.²

Gaia obtendrá un catálogo de aproximadamente mil millones de estrellas hasta magnitud 20. Sus objetivos comprenden: (a) medidas astrométricas (o posicionales), determinando las posiciones, distancias y movimiento propio anual de las estrellas, con una precisión de unos 20 µas (microsegundos de arco) a magnitud 15, y 200 µas a magnitud 20; (b) medidas fotométricas, obteniendo observaciones multicolor y multiépoca de cada objeto detectado, y (c) medidas de velocidad radial.

Gaia creará así un mapa tridimensional de las estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, y más allá, extremadamente preciso. También hará un mapa de sus movimientos, que nos dan pistas sobre el origen y evolución de la Vía Láctea. Las medidas fotométricas proveerán las propiedades físicas detalladas de cada estrella observada, caracterizando su luminosidad, temperatura, gravitación, y la composición en elementos químicos. Este masivo censo estelar proporcionará los datos observacionales básicos para abordar un amplio rango de problemas importantes relacionados con el origen, estructura, y evolución e historia de nuestra Galaxia. Un gran número de cuásares y galaxias, planetas extrasolares, y de cuerpos del sistema solar se podrán medir simultáneamente.

Monitorizará cada una de sus estrellas fuente alrededor de 70 veces en un periodo de 5 años, precisando sus posiciones, distancias, movimientos y cambios en luminosidad. Se espera descubrir cientos de miles de nuevos objetos celestes como planetas extrasolares y enanas marrones. Dentro de nuestro Sistema Solar, Gaia identificará, también, millones de asteroides. Además ofrecerá nuevas pruebas sobre la Teoría de Relatividad General de Albert Einstein.

Despegó a bordo de un lanzador Soyuz en el Puerto espacial de Kourou, en la Guyana Francesa, el 19 de diciembre de 2013. La separación del módulo en el que viajaba el telescopio se produjo a los cuarenta y dos minutos después del despegue.²

Imágenes de la construcción de la sonda espacial Gaia en el laboratorio de la Agencia Espacial Europea en la Guayana Francesa a pocas semanas de su lanzamiento.

Actualizado: 23/12/2013 13:43 horas

Apenas unos minutos después de que las últimas estrellas se desdibujaran del cielo de Kurú, en la Guayana Francesa, comenzaban a rugir los motores del cohete Soyuz-Fregat en el Puerto Espacial Europeo. En el cielo prácticamente despejado, una bola de fuego trazaba el recorrido del lanzador que ha puesto en órbita la sonda Gaia, el sofisticado telescopio de la Agencia Espacial Europea (ESA) que ya va al encuentro de mil millones de esas estrellas, un 1% de las que se calcula hay en nuestra galaxia, para estudiarlas en profundidad.

El cohete Soyuz, en el cielo de Kurú tras el despegue.

“Vole mon petit” (“¡vuela mi pequeño!”), exclamó uno de los trabajadores de la ESA que asistió al lanzamiento de la misión, mientras el cohete se perdía en el horizonte e iniciaba la odisea espacial que le llevará a explorar la Vía Láctea. Eran las 6.12 (10.12, hora peninsular española) cuando culminaba por fin este proyecto que nació hace dos décadas y cuyo objetivo será cartografiar nuestra galaxia en tres dimensiones con la mayor precisión lograda hasta ahora. Tras la tensión y los nervios del despegue, los ingenieros de la Agencia Espacial Europea al fin suspiraban aliviados en la sala de control de la misión.

Cuarenta y dos minutos después del despegue, se producía la separación del módulo en el que se encontraba el telescopio espacial, que viaja ya rumbo a su destino: L2, uno de los cinco “puntos de Lagrange”. Se trata de un lugar donde las fuerzas gravitacionales del Sol, la Tierra y la Luna se encuentran equilibradas, por lo que ofrece un ambiente térmico estable con una radiación moderada, lo que ayudará a que no se deterioren demasiado sus instrumentos, protegidos por un gran parasol que se ha desplegado segundos después de que la nave se separara del cohete Soyuz.

Una compleja maniobra que según relató visiblemente contento Álvaro Giménez, responsable del programa científico de la Agencia Espacial Europea (ESA), “se realizó a la perfección a la primera”. Fue entonces cuando desde el centro de control de Kurú se recibieron por primera vez las señales de contacto de la sonda y los ingenieros celebraron con aplausos el éxito de la misión.

“Es la máquina soñada por los astrofísicos”, aseguró Giménez sobre Gaia, de la que esperan que también descubra muchos otros objetos de nuestra galaxia, como miles de asteroides y planetas fuera de nuestro Sistema Solar.

El coste total de la misión asciende a 750 millones de euros. Pilar Román, delegada del programa científico del Centro para el Desarrollo Tecnológico Industrial (CDTI), precisa que “España ha aportado aproximadamente el 7,5% de este presupuesto, una aportación que, como ocurre con todos los programas espaciales, se ha traducido en contratos para nuestras empresas”.

Según detalla, el retorno para España en esta misión ha sido del 11,5% de los aproximadamente 375 millones que se han dedicado a los contratos industriales (alrededor de la mitad). “Gaia ha sido un buen negocio para España”, asegura Álvaro Giménez, quien defiende que “nuestra sociedad quiere vivir mejor y para eso tenemos que ser más competitivos. La única manera de crecer es teniendo innovación, pues la producción pura y dura la hacen más barata fuera de Europa. Y se crece desarrollando la ciencia, sin conocimiento no hay innovación”, sostiene.

Gaia orbitará alrededor del Sol a una distancia de 1,5 millones de kilómetros de la Tierra. Esta localización especial conocida como punto de Lagrange L2, seguirá su camino con la órbita de la Tierra alrededor del Sol, le tomará aproximadamente un mes llegar a esa posición.³ Gaia observará las estrellas desde esa posición en el espacio que ofrece un ambiente térmico estable, con una eficiencia de observación altísima (porque el Sol, la Tierra y la Luna estarán detrás de los instrumentos de observación) y una radiación moderada. El tiempo de vida operacional se planea que sea de cinco años.

La mayoría de los cien mil millones de estrellas de la Vía Láctea, explican los astrónomos de la Agencia Espacial Europea, nacieron en nuestra galaxia pero muchas otras se originaron en pequeñas galaxias externas que se fusionaron con la nuestra. Con sólo mirar una estrella se puede obtener una gran cantidad de información. Y Gaia observará cada astro unas 70 veces a lo largo de la misión. Unos datos llevan a otros. Averiguando la distancia a la que está los astrónomos pueden calcular su luminosidad y su tamaño, y de esta forma obtener información sobre su naturaleza y edad.

La sonda consta en realidad de dos telescopios que operan conjuntamente y que tienen en total diez espejos rectangulares que recogen y focalizan la luz hacia los tres instrumentos de detección. Uno de estos instrumentos mide las posiciones de las estrellas en el cielo, otro su velocidad y otro proporcionará información sobre el color de los cuerpos celestes para determinar su temperatura, masa y composición química.

Esta comparación de los espejos primarios de los mayores telescopios reflectores en operación desde 1900 permite apreciar el diámetro de este componente óptico en grandes observatorios con relación a Gaia.

La misión espacial Gaia tiene los siguientes objetivos:

• Determinar la luminosidad intrínseca de una estrella requiere el conocimiento de su distancia. Una de las pocas maneras de lograr esto sin supuestos físicos es a través del paralaje estelar. Las observaciones desde la tierra no permiten medir tales paralajes con suficiente precisión, debido a los efectos de la atmósfera y los sesgos instrumentales. Por ejemplo, las variables Cefeidas se utilizan como velas estándar para medir distancias a las galaxias, pero la precisión en su propia medición de distancia es pobre. Por lo tanto, las cantidades que dependen de ellos, como la velocidad de expansión del universo, siguen siendo imprecisos. Midiendo sus distancias con precisión tiene un gran impacto en la comprensión de las otras galaxias y así todo el cosmos.
• Observaciones de los objetos más débiles proporcionarán una visión más completa de la función de luminosidad estelar. Gaia observará mil millones de estrellas y otros cuerpos, lo que representa el 1% de estos organismos en nuestra galaxia la Vía Láctea⁴ Todos los objetos hasta una cierta magnitud deben medirse con el fin de tener muestras imparciales.
• Un gran número de objetos son necesarios para examinar las etapas más rápidas de la evolución estelar. La observación de un gran número de objetos en la galaxia también es importante para entender la dinámica de nuestra galaxia.
• La medición de las propiedades astrométricas y cinemáticas de una estrella es necesaria para entender las diversas poblaciones estelares, especialmente las más distantes.^{5 6 7}

VST saca una foto a Gaia en camino a mil millones de estrellas ⁸

El volumen total de datos que se recuperará de la nave espacial durante la misión de cinco años suponiendo una tasa de datos comprimidos nominal de 1 Mbit/s es de aproximadamente 60 TB, que asciende a unos 200 TB de datos descomprimidos utilizables en la tierra, almacenados en la base de datos de InterSystems Caché. La responsabilidad del procesamiento de datos, en parte financiado por la ESA, ha sido confiado a un consorcio europeo (el Consorcio de Procesamiento y Análisis de Datos, o DPAC) después de que su propuesta haya sido seleccionada después del Anuncio de Oportunidad de la ESA lanzado en noviembre de 2006. El financiación de DPAC es proporcionada por los países participantes y se ha asegurado hasta que la producción del catálogo final de Gaia prevista para 2020.

Gaia enviará datos durante unas ocho horas todos los días a las 5 Mbit/s. Dos de las estaciones de ESA más sensibles en la tierra, Cebreros, España y Nueva Norcia, Australia, con platos de radio de un diámetro de 35m, recibirán los datos ^{9 10}

La sonda espacial Gaia que la Agencia Espacial Europea (ESA) enviará al espacio este mismo año censará mil millones de estrellas dentro de nuestra galaxia, determinando con precisión su magnitud, posición, distancia y movimiento. Un catálogo sin precedentes que permitirá crear el mayor y más preciso mapa tridimensional de la Vía Láctea, lo que ampliará nuestros conocimientos sobre su composición, formación y evolución. Para ello, la potente cámara del satélite observará cada uno de los astros más de 70 veces a lo largo de los cinco años que durará su misión, según anuncia la ESA en su página Web en español. Todo apunta a que la misión Gaia descubrirá cientos de miles de nuevos objetos celestes en la Vía Láctea y, dentro del Sistema Solar, podrá catalogar cientos de miles de asteroides.

Un diagrama  del  modulo  de carga  útil  de  Gaia.

El instrumental de Gaia es tan preciso que, si estuviese en la Tierra, sería capaz de medir el pulgar de una persona situada en la superficie de la Luna. Los datos que la sonda vaya recopilando serán enviados a nuestro planeta mediante un transmisor muy eficiente que requerirá muy poca potencia, menos que una bombilla convencional de 100 W. A pesar de ello, será capaz de enviar datos a gran velocidad (cerca de 5 Mbit/s) desde su posición orbital a un millón y medio de kilómetros de la Tierra. Para recibir su señal se utilizarán las estaciones de seguimiento más potentes de la ESA: la antena de Cebreros, de 35 metros de diámetro, situada en Ávila, y la de Nueva Norcia, en Australia. –NGM-E

Gaia  ha  tenido  un  pequeño  problema:  clave  entre  ellos  son  un  fondo  de  aumento  observado en  el  montaje  de  plano  focal  de  Gaia 1, debido  a  la  luz  externa  que  entra  en  el  satélite  y la transmisión  reducida  de  la  óptica  del  telescopio  ,  en  un  esfuerzo  por  comprender  ambos problemas  ,  la  mayor  parte  del  trabajo  de  diagnostico  se  ha  centrado  en  la  contaminación debido  a  las  pequeñas  cantidades  de  agua  atrapadas  en  la  nave  espacial  antes  de  su lanzamiento  …  si  …  leyó  bien  …que  ha  tenido  una  especie  de  desgasificación    ahora  que Gaia  esta  en  el  vacío.

El  vapor  de  agua  se  congela  en  forma  de  hielo  en  las  superficies  frías y  como  la  carga  útil de  Gaia  se   encuentra  a  temperaturas  entre -100 y  –  150  grados  en  la  oscuridad  detrás  del gran  parasol,  que  es  donde  termina  ,  incluso  en  los  espejos  de  los telescopios,  el  hielo se llevó  inicialmente  a  una  disminución  significativa  en  la  transmisión  global  de  la  óptica, pero este  problema  se  resolvió  con  éxito  mediante  el  uso   de  calentadores  en  los  espejos  de Gaia y  el  plano  focal  para  eliminar  el  hielo, antes  de  dejar  que  se  enfríen  a  temperatura  de funcionamiento  de  nuevo.

Se  esperaba  un  poco  de  hielo  en  los  espejos, –  es  por  eso  que  los  espejos  están  equipados con  calentadores  – pero  la  cantidad  detectada  fue  mayor  de  lo  esperado  , se  prevén  futuras campañas  de  descontaminación  para  mantener  el  problema  bajo  control  de  transmisión usando  un  procedimiento  de  calentamiento  mucho  mas  ligero  para  minimizar  cualquier efecto perturbador  sobre  la  estabilidad  térmica  de  la  nave  espacial, en  cuanto  a  la  luz  externa  el análisis  de  los  datos  de  prueba  indica  que  es  una  mezcla  de  la  luz  del  Sol  de  difracción sobre  el  borde  de  la  visera  y  las  fuentes  mas  brillantes  en  el  cielo  de  la  noche  en  el  lado de  la  carga  útil, tanto  que  se  dispersa  en  el  plano focal.

Este  es  un  diagrama  que  muestra  el  sistema óptico  de  Gaia, con  los  distintos  conjuntos  de espejos  situados  en  el  toroide de  carburo  de silicio,  la  cámara  CCD    se  aprecia  abajo  a  la derecha, a  diferencia  de  los  espejos y  el  plano focal, la  capa  térmica  no  tiene  ningún calentador,  por  lo  que  las  soluciones alternativas  tenia que ser  explorado, una  de  las opciones  analizadas  en  detalle  implicaría modificar  la  actitud  de  la  nave  espacial   para   permitir  que  la  luz  del  Sol  para  entrar directamente  en  la  capa  térmica  con el  fin  de eliminar  el  hielo  que  podrían  estar  allí ,  la  luz parásita   aumenta  el  fondo detectado  por  Gaia y  por  lo  tanto  el  ruido  asociado  ,  el  impacto es  mayor  para  las  estrellas  mas  débiles,  donde  el  ruido  asociado a  la  propia  luz  estelar  es comparable  a  la  del  fondo.

Pero  no  hay  un  impacto  mínimo  en  los  mas  brillantes,  para  el  cual  el  fondo  es  una   fracción  insignificante  del  flujo  total,  esperemos  que  no  se  complique  mas, hay que entender que  cuando  aparecen  problema,  todo  se  retrasa,  también  los  resultados  preliminares  de  las pruebas  de  los  instrumentos  de  Gaia.

La sonda espacial Gaia, de la Agencia Espacial Europea (ESA), completó el pasado mes de agosto su primer año de observaciones científicas desde su ubicación, el denominado punto L2 de Lagrange, a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra.

El satélite fue lanzado en diciembre de 2013 desde el puerto espacial de la Guyana Francesa y, tras seis meses de pruebas, inició sus operaciones científicas en julio de 2014. Durante los primeros 28 días el satélite escaneó el cielo para obtener todos los datos necesarios para su óptima calibración y, finalmente, el 21 de agosto pudo empezar a escanear el cielo con la mayor cobertura posible y a máxima resolución.

El objetivo de Gaia es cien por cien astrométrico: su misión es inventariar aproximadamente mil millones de estrellas para crear un mapa tridimensional de las estrellas de la Vía Láctea. Hasta el momento ha registrado 272.000 millones de medidas astrométricas y de posición, 54.400 millones de datos fotométricos o de brillo y 5.400 millones de espectros. Ha generado tal cantidad de datos que se ha tenido que organizar un equipo de científicos y expertos en informática y desarrollo de software que, desde toda Europa, coordinan la tarea de estudiarlos y clasificarlos.

Pero a la sonda espacial le quedan todavía cuatro años de vida operativa, así que hay trabajo para rato. Un descomunal aluvión de datos astronómicos que ayudarán a saber mucho más acerca de los cuerpos celestes que conforman nuestro vecindario galáctico. Por un lado, a conocer más a fondo a algunos de los ya conocidos y, por otro, a descubrir miles de objetos que nunca antes habíamos podido distinguir en el firmamento.

Gaia: registro de más de mil millones de estrellas para un singular mapa en 3D de nuestra galaxia

Gaia es una misión mundial de astrometría espacial y la sucesora de la misión Hipparcos de ESA. El ingenio espacial, que forma parte del programa científico a largo plazo de ESA, ha sido construido por Airbus Defence and Space y fue lanzado el 19 de diciembre de 2013 a bordo de un cohete Soyuz.

Se colocó Gaia en órbita alrededor del Sol, a un millón y medio de kilómetros más allá de la Tierra, en el punto de Lagrange L2 del sistema Sol-Tierra.

La “cosecha” científica resultante de Gaia es de casi inconcebible amplitud e importancia. Se espera que descubra cientos de miles de nuevos cuerpos celestes.

Dentro de nuestro propio sistema solar, Gaia debe identificar decenas de miles de asteroides y cometas. Mucho más allá de nuestro “vecindario” solar, para cuando haya terminado su misión, deberán haberse descubierto unos 20.000 exoplanetas de masa similar a la de Júpiter.

Esta cifra es diez veces superior a la de exoplanetas conocidos cuando se lanzó Gaia. Gracias a su precisión de medida sin precedentes, por vez primera se cartografiará nuestra galaxia en tres dimensiones. Elaborará un censo de mil millones de estrellas de nuestra galaxia, siguiendo cada una de sus estrellas objetivos unas 80 veces a lo largo de un período de cinco años, registrando con precisión sus distancias, movimientos y cambios en brillo. Proporcionará información detallada de la evolución y de la formación estelar. Aclarará la historia del origen y formación de nuestra galaxia. Entre otras aportaciones científicas adicionales se encuentran una exhaustiva recopilación de objetos que van desde un millón de galaxias en el Universo cercano a 500.000 cuásares lejanos.

También aportará estrictas pruebas para la teoría de la relatividad general y una cartografía detallada de la distribución de la materia oscura en las galaxias. El ingenio emplea el concepto de astronomía global demostrado con éxito en Hipparcos, que también fuera construido por Airbus Defence and Space y que hizo un satisfactorio mapa de 100.000 estrellas tras su lanzamiento en 1989. Gaia está equipado con una carga útil de última generación que incorpora el telescopio más sensible creado hasta la fecha. Esta tecnología de vanguardia aprovecha la exhaustiva experiencia de Airbus Defence and Space, sobre todo en telescopios de carburo de silicio (SiC), utilizados en Herschel y en el instrumento Aladin, además de en tres satélites de observación de la Tierra (Formosat, Theos y ALSAT-2). La precisión de medición de Gaia es tal que si estuviera sobre la Luna podría medir la uña del pulgar de una persona en la Tierra.

La fase de puesta en servicio de Gaia concluyó formalmente el 18 de julio de 2014 cuando los miembros del consejo de evaluación de puesta en servicio en órbita para la misión confirmaron la aptitud de los segmentos espacial y terreno para el comienzo de su funcionamiento de rutina.

El consejo de evaluación señaló que, considerando su rendimiento presente, se espera que la amplia mayoría de los objetivos científicos esperados para Gaia se logren a los 11 meses de su lanzamiento. El “ojo” de Gaia ya ha observado 10.000 millones de tránsitos que han llevado a la captura de 100.000 millones de imágenes astrométricas, 20.000 millones de imágenes fotométricas y más de 3.000 millones de imágenes espectroscópicas. Además de ciertas mejoras adicionales, Gaia ya ha demostrado su capacidad de alcanzar en un solo día el rendimiento astrométrico (1 milisegundo de arco) que su predecesor Hipparcos logró tras la totalidad de su misión de cuatro años de duración. Gaia ha demostrado cuán increíblemente sensible es: capaz de notar el movimiento de rotación de la galaxia con sólo tres meses de mediciones de posiciones estelares. Tal duración es poco mayor que la milmillonésima del período de rotación galáctica del Sol (240 millones de años). A finales de agosto 2014 Gaia descubrió también su primera supernova, una explosión estelar en otra galaxia muy, muy lejana… a unos 500 millones de años luz.

La comunidad científica está esperando con sumo interés el primer catálogo intermedio de estrellas, que se espera para verano de 2016.

Ya ha reconocido toda la fantástica labor que ESA y Airbus Defence and Space han puesto en la construcción, lanzamiento y puesta en servicio de Gaia.

Sonda Gaia llegó al punto desde donde cartografiará la Vía Láctea

El aparato se encuentra a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra, desde donde capturará imágenes para cartografiar la Vía Láctea en tres dimensiones y ofrecer un mapa de mil millones de estrellas.

08 de enero del 2014 – 7:18 AM

La sonda espacial Gaia, el telescopio más complejo construido en Europa, ha llegado al llamado punto “L2”, a 1,5 millones de kilómetros de la Tierra, desde donde capturará imágenes para cartografiar la Vía Láctea en tres dimensiones y ofrecer un mapa de mil millones de estrellas.

Ese ingenio técnico de la Agencia Espacial Europea (ESA) lleva viajando por el espacio desde el pasado 19 de diciembre, cuando despegó en un cohete ruso Soyuz desde el Centro Espacial Europeo de Kurú, en la Guayana francesa.

Gaia hizo hoy una “maniobra crítica” para situarse en uno de los conocidos como puntos de Lagrange, es decir, los lugares del sistema solar donde un objeto puede mantenerse en órbita estacionaria respecto a la Tierra y el Sol, informó la ESA en un comunicado.

Los ingenieros ultiman los preparativos para el lanzamiento de Gaia en el Puerto Espacial Europeo de Kurú. ESA

No obstante, la sonda aún efectuará una maniobra de corrección la próxima semana y en los próximos meses empezará a enviar información a la Tierra para comprobar que todos sus aparatos funcionan correctamente.

Superada esa fase, la sonda comenzará su misión de cinco años, en la que analizará hasta 70 veces cada una de las mil millones de estrellas de las que aportará información como su posición, su temperatura, luminosidad, composición y distancia respecto a la Tierra.

En total, Gaia analizará el uno por ciento de las estrellas de nuestra galaxia y aportará un primer catálogo provisional dentro de dos años, aunque los científicos tendrán que esperar cerca de una década para disponer de un atlas definitivo.

Lem (satellite)

Mission type: Astronomy

Operator:Ñ Space Research Centre

COSPAR ID: 2013-066R^[1]

Spacecraft properties: Bus; GNB

Manufacturer: Space Research Centre

Launch mass: 7 kilograms (15 lb)

Start of mission

Launch date: 21 November 2013, 07:10:11 UTC

Rocket: Dnepr

Launch site: LC-13, Yasny

Orbital parameters

Reference system: Geocentric

Regime: Low Earth

A replica of Heweliusz, similar to Lem

Lem es el primer satélite artificial científico polaco. Se puso en marcha en noviembre de 2013 como parte del programa Bright estrellas Explorador de destino (BRITE). La nave espacial fue lanzada a bordo de un cohete Dnepr. Lleva el nombre del escritor de ciencia ficción polaco Stanislaw Lem, se trata de una nave espacial astronomía óptica operado por el Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia, una de las dos contribuciones de Polonia a la constelación BRITE junto con el satélite Heweliusz.

Lem es el primer satélite científico polaco, y el segundo (después de PW-Sat) jamás lanzado. Junto con Heweliusz, TUGSAT-1, UniBRITE-1 y BRITE-Toronto, es uno de una constelación de seis nanosatélites del proyecto Explorador de destino brillantes estrellas, operado por un consorcio de universidades de Canadá, Austria y Polonia. [2]

Lem fue desarrollado y fabricado por el Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia en 2011, [3] en torno a la genérica Nanosatélite autobús, y tenía una masa en el lanzamiento de 7 kilos o 15 libras (más otros 7 kg para la separación Xpod sistema). [4] El satélite se utiliza, junto con otras cuatro naves espaciales en funcionamiento, [a] para realizar observaciones fotométricas de las estrellas con una magnitud aparente de más de 4.0 como se ve desde la Tierra. [6] Lem era uno de los dos satélites lanzados BRITE polacas, junto con la nave espacial Heweliusz. Cuatro satélites y dos de Austria y dos más entre Canadá y se pusieron en marcha en diferentes fechas.

Lem observará las estrellas en el rango de color azul, mientras que Heweliusz lo hará en rojo. Debido a la opción multicolor, se separan los efectos geométricos y térmicos en el análisis de los fenómenos observados. Tanto de los satélites mucho más grandes, tales como MOST y CoRoT, no tienen esta opción de color; esto será crucial en el diagnóstico de la estructura interna de las estrellas. [7] Lem se fotometría medir las oscilaciones de bajo nivel y las variaciones de temperatura en las estrellas más brillantes que la magnitud visual (4,0), con una precisión sin precedentes y la cobertura temporal no pueda conseguirse mediante métodos basados terrestres. [4]

Lanzamiento

El satélite Lem fue lanzado desde la base aérea de Yasny de Rusia a bordo de un Dnepr a través del programa de lanzamiento de satélites BRITE-PL Proyecto establecida en 2009 por el Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia y el Centro Astronómico Nicolás Copérnico de la Academia de Ciencias de Polonia en cooperación con la Universidad de Toronto. [8] El lanzamiento fue subcontratada para el Ministerio ruso de Defensa que puso en marcha los satélites que utilizan cohete Dnepr desde la base aérea de Yasny junto con otros 33 satélites. El lanzamiento tuvo lugar a las 07:10 (GMT) el 21 de noviembre de 2013, y el cohete desplegó todas sus cargas útiles con éxito. Más tarde, el 19 de junio de 2014, dos satélites canadienses de BRITE constelación, “Toronto” y “Montreal”, fueron lanzados desde Yasny en un vehículo de lanzamiento Dnepr. [9]