El Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) es una sonda espacial lanzada el 2 de diciembre de 1995 para estudiar el sol, comenzando sus operaciones científicas en mayo de 1996. Es un proyecto conjunto entre la ESA y la NASA. Aunque originalmente se planeó como una misión de sólo dos años, SOHO continúa en funcionamiento tras más de diez años en el espacio. Además actualmente es la fuente principal de datos del sol en tiempo real tan necesarios para la predicción del tiempo espacial. Hoy por hoy es una de las dos sondas (junto con el Advanced Composition Explorer) que se encuentran en la vecindad del punto L1, uno de los Puntos de Lagrange.

Dicho punto se define como aquel en que la gravedad de la tierra contrarresta la del sol, por lo que una sonda en dicho lugar quedaría en equilibrio dinámico, por tanto la órbita será mucho más estable.

Dicha estabilidad se consigue exactamente en el punto L1, pero en realidad SOHO orbita alrededor del punto L1 cada once meses, para favorecer las comunicaciones.

En condiciones normales la sonda transmite continuamente a 200 Kbps de fotografías y otras medidas solares a través de la Red del Espacio Profundo (Deep Space Network). Los datos de actividad solar del SOHO se usan para predecir las llamaradas solares, que tan perjudiciales pueden resultar para los satélites.

En 2003 la ESA comunicó el fallo de uno de los motores necesarios para reorientar la antena hacia la tierra para transmitir los datos, lo que causa entre dos y tres semanas de bloqueo de datos cada tres meses. De todos modos, los científicos de la ESA y de la Red de espacio profundo (DSN) usan la antena de baja ganancia junto con las antenas más grandes de las estaciones terrestres del DSN para evitar la pérdida de ningún dato, solamente una ligera reducción del flujo de datos una vez cada tres meses.

Instrumentos

SOHO contiene doce instrumentos principales, cada uno capaz de observar de manera independiente el Sol o alguna de sus partes. Estos son:

• Global Oscillations at Low Frecuence (GOLF): mide variaciones de la velocidad en todo el disco solar para explorar el núcleo del sol.
• Variability of Solar Irradance (VIRGO): mide oscilaciones y constantes en todo el disco solar, también para estudiar su núcleo.
• Michelson Doppler Imager (MDI): mide el campo de velocidad y el magnético en la fotosfera, para estudiar la zona de convección, la cual forma la capa exterior del interior del Sol, y los campos magnéticos que controlan la estructura de la corona. Véase también Heliosismología
• Solar UV Measurement of Emitted radiation (SUMER): mide los flujos de plasma, temperatura y densidad de la corona.
• Coronial Diagnostic Spectrometer (CDS): mide densidad, temperatura y flujos coronales.
• Extreme UV Imaging Telescope (EIT): mide la estructura y actividad de la zona baja de la corona.
• UV Coronagraph and Spectrometer (UVCS): mide densidades y temperaturas de la corona.
• Solar Wind Anisotropies (SWAN): Usa un telescopio sensible a la longitud de onda característica del hidrógeno para medir el flujo másico del viento solar, mapear la densidad de la heliosfera y observar las estructura de las corrientes de viento solar a gran escala.
• Charge, Element, Isotope Analysis (CELIAS): estudia la composición iónica del viento solar
• Suprathermal & Energetic Particle Analyser (COSTEP): Estudia la composición iónica y electrónica del viento solar.
• Energetic Particle Analyser (ERNE): Estudia la composición iónica y electrónica del viento solar.
• Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO): Estudia la estructura y evolución de la corona solar mediante la creación de un falso eclipse solar.

Las observaciones de algunos de estos instrumentos pueden tener formato de imagen, la mayoría de las cuales esta disponible en internet para uso público o de investigación (ver página oficial). Otras series de datos, como espectros y medidas de partículas en el viento solar, no se prestan a este tipo de difusión. Las imágenes publicadas suelen estar en el rango de longitudes de onda o frecuencias de visible hasta ultravioleta. Las imágenes tomadas parcial o exclusivamente en longitudes de onda no visibles, se muestran (no sólo en SOHO, sino cualquier imagen de este estilo) en falso color.

Como consecuencia de su observación del Sol, SOHO ha descubierto cometas que bloqueaban la luz del Sol por un instante. Aproximadamente, la mitad de los cometas conocidos han sido descubiertos por el SOHO, de los cuales un 85% son los llamados Rasantes del sol Kreutz o Sungrazers. Hasta agosto de 2011 ha descubierto ya más de 2.200 cometas.

Los objetivos científicos primarios del Observatorio Solar y Heilosférico son investigar (1) los procesos físicos que forman y calientan la corona del Sol, la mantienen y dan lugar a los vientos solares, y (2) la estructura interior del Sol. La nave spacial fue lanzada a bordo del cohete Atlas 2-AS el 12 de Diciembre de 1995 desde Cabo Cañaveral, Florida.

Las imágenes y los diagnósticos espectroscópicos del plasma del cromosfera solar, la región de transición y la corona, así como las medidas in-situ de los vientos solares se emplean para estudiar la corona y los vientos solares. La estructura interior del Sol se investiga usando medios heliosismológicos y mediante la observación de las variaciones en la radiación solar. SOHO es parte del Programa Internacional de Física Solar-Terrestre (ISTP).

La nave espacial SOHO está estabilizada en tres ejes y apunta hacia el Sol con una precisión de +/- 10 segundos de arco cada 15 min. Consta de un módulo de carga donde se acomodan los instrumentos y un módulo de servicio que alberga los subsistemas de la nave y los paneles solares. SOHO ocupa una órbita en el punto Lagrangiano L1 Tierra-Sol desde donde puede observar ininterrumpidamente al Sol. La vida de la nave se estima en dos años, pero los consumibles a bordo son suficientes para una período extra de cuatro años de operación. El módulo de carga comprende doce instrumentos, produciendo una corriente continua de 40 kbs, excepto cuando el observatorio de oscilaciones solares Michelson Doppler (MDI) es operado en modo de alta densidad, lo que produce 160 kbs. El modo de alta resolución se emplea durante períodos diarios de ochos horas o durante campañas específicas. Cintas magnéticas almacenan los datos entre los contactos telemétricos con el Servicio de Operaciones Experimentales, situado en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA.

La nave espacial SoHO (Solar & Heliospheric Observatory), lanzada al espacio por la Agencia Espacial Europea (ESA) y la NASA cumple dos décadas ya. Su despegue se dio a mediados de la década de 1990 y hasta la fecha sigue proporcionando valiosa información astronómica.

El vehículo cuenta con herramientas para llevar a cabo doce experimentos diferentes todos ellos relacionados con el Sol. Algunos de ellos se enfocan al núcleo, unos más a la corona exterior y otros más al viento solar. Dos de esos experimentos, denominados Virgo y Golf, cuentan con una significativa participación de científicos españoles.

Por lo pronto, SoHO se ubica a millón y medio de kilómetros de nuestro planeta. Se trata de un satélite especial para desplazamiento estabilizado con una extensión de 10 metros, al tener desplegados los paneles solares. Estos últimos pueden ser dirigidos a cualquier parte del Sol de acuerdo a las necesidades de la nave. La misión estaba prevista para completarse en dos años, con dos más de prórroga, de manera que tenía que haber concluido a finales de 1999. Afortunadamente tuvo un éxito inusitado y actualmente se mantiene en órbita.

La más reciente extensión de tiempo le fue otorgada a la misión el 20 de noviembre del 2014 y comprende 4 años más. Tal decisión fue tomada por los astrónomos responsables del proyecto, considerando la valía de los datos que nos sigue haciendo llegar esta nave espacial.

Durante los veinte años que ha estado activa la misión SoHO, han sido enviados al espacio otros artefactos diseñados para monitorear el Sol. Específicamente han sido la NASA y la agencia espacial japonesa los responsables de estos lanzamientos. De cualquier manera los científicos dedicados al estudio de nuestro astro coinciden en que mucha de la información que proporciona SoHO, continúa siendo única y extremadamente valiosa.

Hay que considerar que este satélite solar ha experimentado uno de los eventos más dramáticos de los anales de la astronáutica. En 1998, el centro de control de la misión SoHO perdió contacto con la nave y la operación quedó suspendida. Los conocedores piensan que tal vez la nave estuvo extraviada en el espacio, orientada hacia cualquier zona, acaso dando giros sin control y con los paneles solares sin desplegar. Pronto la NASA y la ESA se coordinaron para la recuperación de la nave. El procedimiento que se siguió para ello, está considerado como una de las más grandes hazañas en la historia de la exploración espacial.

El distante observatorio orbita el Sol a 1,5 millones de kilómetros, o 932.000 millas de distancia de la Tierra, y acaba de descubrir su cometa número 3000 (más que cualquier otra nave espacial o que cualquier otro astrónomo). Y casi todos los cometas que descubrió SOHO han sido destruidos.

“Simplemente se desintegran cada vez que observamos uno”, dijo Karl Battams, un científico solar del Laboratorio de Investigaciones Navales (Naval Research Labs, en idioma inglés), en Washington, D.C. Desde el año 2003, Battams ha estado a cargo del funcionamiento del sitio del SOHO en Internet a través del cual se puede ver cometas. “SOHO ve cometas que pasan muy cerca del Sol; y estos simplemente no pueden soportar la intense luz solar”.

La abrumadora mayoría de los descubrimientos de cometas que realiza el SOHO corresponde a la familia Kreutz. Los cometas Kreutz que rozan el Sol son fragmentos que provienen de la ruptura de un solo cometa gigante, que se produjo hace miles de años. Se denominan de este modo en honor al astrónomo alemán del siglo XIX Heinrich Kreutz, quien los estudió en detalle. En promedio, se descubre un nuevo miembro de la familia de cometas Kreutz cada tres días. Lamentablemente para estos pequeños cometas, sus órbitas se precipitan peligrosamente cerca del Sol.

“Hay un solo cometa Kreutz que rodeó el Sol; se trata del cometa Lovejoy. Y estamos seguros de que se desintegró un par de semanas después de eso”, dice Battams.

A pesar de que los cometas que descubre el SOHO se destruyen rápidamente, poseen un gran valor científico. Por ejemplo, las colas de los cometas son azotadas y guiadas por los campos magnéticos del Sol. La observación de cómo se doblan y se balancean las colas puede proporcionar mucha información a los investigadores sobre el campo magnético del Sol.

Antes del lanzamiento del SOHO, en el año 1995, solamente se había descubierto aproximadamente una docena de cometas desde el espacio, y alrededor de 900 habían sido descubiertos desde nuestro planeta, a partir del año 1761. El SOHO ha dado vuelta el marcador respecto de estas cifras y se ha convertido en el mayor cazador de cometas de todos los tiempos.

Pero el SOHO no ha logrado estar en este pedestal solo. La nave espacial depende de personas que examinan cuidadosamente estos datos. Todos pueden ayudar porque las imágenes que proporciona el SOHO se encuentran disponibles gratuitamente en Internet, en tiempo real. Muchos astrónomos voluntarios aficionados escudriñan los datos diariamente en busca de signos de la existencia de un nuevo cometa. El resultado: el 95% de los cometas que descubre el SOHO han sido hallados por científicos aficionados.

Siempre que alguien divisa un cometa, ellos lo informan a Battams. Él analiza la imagen para confirmar lo que se vio y luego la envía a la Oficina Central para Telegramas Astronómicos (Central Bureau for Astronomical Telegrams, en idioma inglés), la cual le confiere un nombre oficial.

Y el nombre es… ¡sí, lo adivinó!: “SOHO”.

Mientras que los cometas que se ven desde la Tierra llevan el nombre de la persona que los descubrió, los cometas que se observan por primera vez desde el espacio a través de un telescopio llevan el nombre de la nave espacial. El cometa número 3000 se llama “SOHO-3000”.

Naturalmente, ya resultó destruido. Pero al SOHO no le importa. El cazador de cometas más grandioso de todos los tiempos ya continuó avanzando para descubrir el próximo cometa rasante del Sol.

Observatorio Espacial Infrarrojo

El Observatorio Espacial Infrarrojo (en inglés: Infrared Space Observatory, ISO) es un telescopio espacial diseñado para observar en el infrarrojo y operado por la Agencia Espacial Europea (ESA) en colaboración con las agencias espaciales ISAS (integrada actualmente en la JAXA de Japón) y la estadounidense NASA. Su construcción fue inicialmente propuesta en 1979 y fue puesto en órbita el 17 de noviembre de 1995 por un Ariane 44P desde Kourou, funcionando hasta el 16 de mayo de 1998, cuando fue incinerado en la atmósfera. En su tiempo fue el satélite de estudios en infrarrojo más sensible lanzado nunca.

El telescopio contaba con un espejo principal de 0.6 m y refrigeración por medio de helio líquido. El espejo principal era capaz de enviar la luz a cuatro instrumentos diferentes a través de un espejo piramidal. Los cuatro instrumentos eran:

• ISOCAM, una cámara en infrarrojo operativa de 2.5 a 18 micras.
• ISOPHOT un fotopolarímetro operativo entre 2.5 y 240 micras capaz de observar objetos a muy pocos grados por encima del cero absoluto.
• SWS (Short-Wave Spectrometer) capaz de observar de 2.4 a 45 micras, capaz de analizar la composición química de objetos muy fríos.
• LWS (Long-Wave Spectrometer) operativo entre las 45 y 197 micras enfocado al estudio espectroscópico de objetos muy fríos como nubes de polvo en el espacio interestelar.

La vida efectiva del satélite ISO estaba limitada por su depósito de helio líquido como refrigerante. Inicialmente contaba con un depósito de 2286 litros de helio líquido que fue agotándose conforme proseguía la misión. Inicialmente se le preveía una duración de 18 meses, durando finalmente 28.

La Agencia Espacial Europea (ESA) lanzó el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO)* [página en inglés] en noviembre de 1995. Este satélite observó longitudes de onda entre 2,5 y 240 micrones. No solamente abarcó un ancho de banda mucho más amplio que el IRAS, sino que también era miles de veces más sensible que éste y posee una mejor resolución espacial. ISO recopiló datos por cerca de 2 años y medio —tres veces más tiempo que IRAS—, hasta que consumió todo el helio refrigerante a principios de 1998. Su instrumental midió detalles de las regiones extremas del espectro infrarrojo —las ondas más cortas y las más largas—, e incluía una cámara infrarroja con dos matrices de detectores y un fotómetro. A diferencia de IRAS, que realizó un estudio infrarrojo del espacio, ISO funcionó de manera similar a los telescopios terrestres, en los cuales los astrónomos proponen distintas observaciones para estudiar en detalle objetos o fenómenos específicos. Centenares de astrónomos de distintos países aún continúan analizando los datos recopilados por ISO, de los que se espera obtener nuevos descubrimientos* [página en inglés] sobre el universo. ISO ya ha detectado hielo seco en el polvo interestelar, así como hidrocarburos en algunas nebulosas.

La ESA y Europa tienen una larga tradición en astronomía infrarroja, que se mantiene ahora con la participación del Reino Unido, Holanda y la ESA en Akari. La ESA está proporcionando soporte a Akari a través de su estación de tierra en Kiruna (Suecia), en una colaboración parecida a la otorgada por los japoneses en ISO. Además, un equipo en el Centro de Astronomia Espacial de la ESA (ESAC) en Villafranca, Madrid, colabora en el barrido del cielo infrarrojo, en concreto en la mejora de la resolución del apuntado, que implica medir con precisión la posición de los objetos observados. Esto es esencial para acelerar la producción de catálogos celestes y, en última instancia, proporcionar un censo del Universo infrarrojo. Los científicos e ingenieros de ESAC han desarrollado el software que ha ya sido utilizado con éxito en la primera fase operacional de la misión. A cambio de su colaboración, la ESA ha obtenido el diez por ciento del tiempo de observación en la segunda y tercera fases operacionales de Akari.

ESAC también funciona como centro de soporte a usuarios europeos de Akari. Desde ESAC el mismo equipo (que también sigue trabajando como el Centro de Datos de ISO) ha gestionado la convocatoria de peticiones de tiempo de observación realizada por la ESA para adjudicar el tiempo de Akari a los astrónomos europeos. La respuesta de la comunidad astronómica europea a la convocatoria ha sido muy elevada. Cuarenta y dos Investigadores Principales de nueve países europeos han enviado cincuenta peticiones, una cuantidad ligeramente superior a la obtenida en la convocatoria paralela para las comunidades japonesas y coreanas, que tienen a disposición el doble del tiempo de observación. El grado de “sobresuscripción” (tiempo de observación solicitado frente a tiempo disponible) de la convocatoria europea es comparable a la de otras misiones como de la ESA, como el XMM-Newton. El programa de observaciones de Akari se selecciona también a través de un proceso de revisión por parte de comités paralelos, de las propuestas que son enviadas por los astrónomos en la convocatoria abierta.

La cooperación ofrecida a la ESA por parte de Japón contribuirá a mantener en la vanguardia de la investigación a los astrónomos europeos, mientras trabajan con los datos de ISO y esperan el lanzamiento de la próxima misión infrarroja de la ESA, Herschel, a principios de 2008. Herschel será el mayor y más sensible telescopio espacial, con un diámetro de 3,5 metros. Sus datos se sumarán a los del censo del Universo infrarrojo de Akari, y a los de otras misiones como ISO, de la ESA, y Spitzer, de la NASA. Herschel desvelará cómo se formaron y evolucionaron las primeras estrellas y galaxias, y estudiará la química del cosmos más frío y oculto.

Satélite espacial europeo ISO supera al Hubble

Por: DAVID JIMENEZ De El Mundo para EL TIEMPO 19 de febrero de 1996

Después de cuatro meses de rondar el universo, ha conseguido acercarse más que nadie a galaxias, estrellas y planetas. También al origen de la Tierra y el Sol.

El proyecto forma parte de Programa de la Agencia Espacial Europea (ESA) y su control se lleva desde la base instalada junto a la pequeña localidad de Villafranca del Castillo (Madrid, España).

Allí se reunieron la semana pasada los responsables e investigadores encargados de los resultados para anunciar que el ISO está dándonos nuevas y valiosas informaciones sobre el Sol y la Tierra.

Las razones de este optimismo no son casualidad. El satélite europeo, lanzado el pasado 17 de noviembre, consigue ver a través de las densas nubes que se forman en el espacio y sacar imágenes desconocidas hasta ahora.

El ISO ha logrado ver incluso allá donde ni siquiera el prestigioso telescopio Hubble de la NASA lo había conseguido.

Pronto habrá nuevas revelaciones que pueden ser prometedoras, vaticinó hoy el director general de la Agencia Espacial Europea, J.M. Luton.

Por primera vez, las imágenes exhibidas dejaban ver las consecuencias que produce una colisión de galaxias, mostrando los millones de estrellas que quedan esparcidas.

El telescopio infrarrojo europeo puede realizar desde la Tierra el seguimiento de un hombre en la luna simplemente por el calor que éste desprende.

Este es un avance científico que permite detectar los objetos más fríos del Universo a través de las nubes de polvo cósmico. Tan pronto puede penetrar en el interior y origen de las galaxias como detectar el calor emitido por un cubito de hielo a un kilómetro de distancia.

El Sol también está más cerca, afirmó la Agencia Espacial Europea. Porque los expertos reunidos hoy coincidieron en que son las estrellas las que tienen la respuesta de nuestra existencia, el gran secreto.

La profesora Catherine Cesarsky, investigadora principal del Isocam, uno de los instrumentos que transporta el telescopio, explicó que el ISO puede observar el interior de galaxias muy jóvenes y trazar su historia, lo que nos permitirá entender mejor nuestra galaxia, la Vía Láctea, y cómo se crearon las condiciones para la vida.

Para García Castañer, director de ESOC (Centro de Operaciones de la ESA), Europa ha dejado de estar a la zaga de Estados Unidos en esta ciencia, y por supuesto, en lo que se refiere a la observación astronómica.

Se calcula que hacia el mes de noviembre de 1997 el ISO morirá y quedará totalmente inoperante. A partir de entonces, no será más que un objeto en el espacio, ya que su retirada de la órbita es demasiado costosa.

Será el final de un proceso normal debido a la evaporación del helio superfluido, que transporta para mantener bajo cero la temperatura de los instrumentos de observación (dos espectrómetros de onda larga y corta, una cámara -Isocam- y un fotómetro de imagen). Sin embargo, la vida del ISO va a ser más larga de lo esperado, al menos seis meses, debido a que esa evaporación está siendo más lenta de lo previsto.

Antes de que eso ocurra, el satélite habrá mandado información y estudios de cerca de 30.000 objetos del universo (planetas, estrellas, galaxias…).

Una vez inoperante, tendremos datos y acontecimientos para estudiar los resultados durante años, aseguró el científico italiano Alberto Salama, uno de los 50 investigadores que se encargan de vigilar el ISO las 24 horas del día.

Será la continuidad de lo que para muchos es una carrera imparable hacia el conocimiento de nuestro origen, el de la Tierra y el del Sol.

El telescopio espacial ‘ISO’ descubre procesos de formación de estrellas en galaxias primitivas

Alicia Rivera

Madrid 13 NOV 1996

Las regiones del cielo donde nacen estrellas emiten mucha radiación en infrarrojo. En regiones cercanas, sobre todo en nuestra galaxia, la Vía Láctea, el proceso se ha llegado a conocer bien. Ahora, un grupo de astrónomos ha logrado identificar esos procesos en unas galaxias lejanísimas, a unos 10.000 millones de años luz de distancia, y la sorpresa, además, ha sido comprobar que la velocidad a que se crean estrellas allí es entre diez y mil masas solares por año, mucho más alta que la de nuestro entorno galáctico, donde la tasa de producción de astros es de una masa solar anual.Para hacer esta investigación, anunciada la semana pasada en Londres, en una reunión de la Royal Astronomical Society, Michael Rowan-Robinson (Imperial College) y sus colegas han utilizado el telescopio infrarrojo en órbita ISO, un satélite científico de la Agencia Europea del Espacio (ESA) en funcionamiento desde hace casi un año. Y lo han apuntado hacia una región minúscula del cielo que está siendo escudriñada intensamente por los astrónomos: el denominado Deep Field, que se realizó hace casi un año con el telescopio espacial Hubble.

Esta región cubre un área del cielo de tan sólo cinco minutos de arco cuadrados (el tamaño aparente de Venus). En la imagen del Deep Field, que plasma en dos dimensiones las miles de galaxias que hay en el fino cono de observación desde aquí hasta los límites del un¡ verso visible, aparecen algunas galaxias tan lejanas que su luz ha debido tardar unos 10.000 millones de años en llegar a la Tierra, por lo que se ven aquí ahora tal y como eran hace 10.000 millones de años, es decir, poco después de que se formasen en el universo muy joven (un 10% de su edad actual).

En el proceso de nacimiento de estrellas, las nubes de gas y polvo van condensándose por efecto de la gravedad hasta formar bolas de materia que se enciende en las reacciones de fusión nuclear que hacen brillar a los astros. El polvo presente en estas regiones absorbe la radiación más energétrica de las estrellas recién formadas, impidiendo su observación en el visible; esto provoca un calentamiento del polvo a temperaturas de decenas o pocos centenares de grados y, como consecuencia, la radiación se reemite en el infrarrojo.

Por eso los astrónomos han necesitado el avanzado telescopio infrarrojo ISO para detectar el proceso en galaxias lejanas. Rowan-Robinson y sus colegas han identificado varias fuentes de radiación infrarroja que pueden asociarse a galaxias primitivas detectadas en el Deep Field en la longitud de onda visible. De los siete mejores casos identificados, dos probablemente son estrellas gigantes rojas en esas galaxias, pero los otras cinco son interpretadas como emisiones de regiones de polvo en las que se están produciendo tremendas erupciones de formación estelar según por Rowan-Robinson y sus colegas, incluidos los españoles Pérez Fournon (Instituto de Astrofísica de Canarias) y González-Serrano (Instituto de Física de Cantabria).

“Creemos que estamos viendo el principal episodio de formación estelar en algunas de esas galaxias, proceso durante el cual se están fabricando la mayoría de los elementos pesados en una galaxia, la materia de la que estamos hechos nosotros (carbono, nitrógeno, oxígeno, hierro, etcétera)”, ha dicho Rowan-Robinson.

Termina la vida útil del telescopio espacial ISO

Madrid 17 MAY 1998

El equipo de científicos del satélite astronómico ISO celebró ayer con champán la desconexión de este telescopio espacial europeo, que durante sus dos años y medio de vida ha sido controlado desde la Estación de Seguimiento de Villafranca del Castillo (Madrid).El ISO, de la Agencia Europea del Espacio (ESA), ha durado dos años y medio, y durante este tiempo ha sido el mejor telescopio espacial para detectar la luz infrarroja que emiten los objetos astronómicos. La luz infrarroja no puede ser observada en su totalidad desde la Tierra porque la atmósfera lo impide y, sin embargo, los astrónomos necesitan estudiarla para desentrañar, por ejemplo, cómo nacen y mueren las estrellas o qué moléculas hay en el espacio interestelar.

La desconexión del satélite, a las 14:00 de la tarde de ayer, pone fin a la misión. El ISO no podía realizar más observaciones porque se había agotado su provisión de helio líquido, necesario para enfriar sus instrumentos. Los científicos consideran un éxito la misión.

Ahora el ISO apagado irá modificando su órbita cada vez más por efecto de la gravedad terrestre. Es imposible calcular exactamente cuándo, pero se estima que hacia el 2020 el ISO estará rozando las capas superiores de la atmósfera y la fricción acabará desintegrándolo.

El ISO de la ESA proporciona las primeras imágenes del nacimiento de estrellas monstruosas

20 de julio de 2006 | 12:00 am

El descubrimiento permite a los astrónomos comenzar a investigar por qué sólo se da el crecimiento de estas estrellas masivas en algunas regiones del espacio.

El espacio está lleno de nubes gigantes de gas desperdigadas.

Ocasionalmente, regiones de estas nubes se colapsan, formando estrellas. ‘Una de las principales cuestiones en el campo de estudio es por qué algunas nubes producen tanto estrellas de gran masa como estrellas de pequeña masa, mientras que otras producen sólo estrellas de pequeña masa’, pregunta Oliver Krause del Instituto Max Planck de astronomía, Heidelberg y el Observatorio Steward, Arizona.

Es difícil deducir cuáles son las condiciones necesarias para la formación de estrellas de gran masa porque estos monstruos estelares se forman muy lejos y están oscurecidas tras cortinas de polvo. Sólo las largas longitudes de onda de la radiación infrarroja pueden escapar de estos envoltorios opacos y revelar los núcleos de polvo a baja temperatura que marcan los lugares de formación estelar. Esta radiación es exactamente la que ha recogido la cámara de infrarrojo lejano ISOPHOT del ISO.

Stephan Birkmann, Oliver Krause y Dietrich Lemke, todos ellos del Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, utilizaron los datos de la ISOPHOT para localizar dos núcleos intensamente fríos y muy densos, cada uno de los cuales contenía suficiente materia para formar al menos una estrella masiva. ‘Esto abre una nueva era de observación de los detalles tempranos de la formación de estrellas de gran masa’, dice Krause.

Los datos fueron recopilados por la Inspección Serendipia de la ISOPHOT (ISOPHOT Serendipity Survey, ISOSS), un inteligente estudio liderado por Lemke. Este se dio cuenta de que mientras el ISO giraba de un objeto celeste a otro se estaba perdiendo precioso tiempo de observación. Organizó que la cámara de infrarrojo lejano ISOPHOT grabase continuamente durante estas recolocaciones y enviara los datos a la Tierra.

#2#Durante la misión del ISO, que duró dos años y medio entre 1995 y 1998, la nave realizó 10 000 de estos giros, proporcionando una red de datos por todo el cielo de la ventana infrarroja de 170 micrómetros, anteriormente inexplorada. Esta longitud de onda es 310 veces más larga que la radiación óptica y revela polvo frío hasta temperaturas tan bajas como 10K (-263º Celsius). En el estudio se creó un catálogo de los puntos fríos.

Birkmann y sus colegas investigaron este catálogo y encontraron cincuenta lugares potenciales de nacimiento de estrellas de gran masa. Una campaña de observaciones de seguimiento utilizando telescopios terrestres reveló que el objeto ISOSS J18364-0221 estaba compuesto en realidad por dos núcleos densos fríos sospechosamente parecidos a los asociados con el nacimiento de las estrellas de pequeña masa, pero que contenían mucha más materia.

El primer núcleo está a 16,5 Kelvin (-265,5º Celsius). Contiene setenta y cinco veces la masa del Sol y muestra signos de colapso gravitatorio. El segundo está a unos 12K (-261º Celsius) y contiene 280 masas solares. El equipo estudia ahora otros lugares potenciales.

Aunque el ISO ya no está operativo, la ESA participa actualmente en la misión de infrarrojos de la Agencia de Exploración Aeroespacial Japonesa, Akari (anteriormente ASTRO-F). Esta misión rellenará los huecos en los datos de la ISOSS examinando todo el cielo en seis bandas de longitud de onda infrarroja. Después de Akari, la ESA continuará avanzando en la astronomía en infrarrojos con su telescopio espacial, Herschel, cuyo lanzamiento está previsto para 2008. Birkmann dice: ‘Con su espejo de 3,5 metros y sus detectores de infrarrojo lejano, Herschel desvelará las fases más tempranas del nacimiento de estrellas masivas con detalle sin precedentes’.

Este trabajo también podría ayudar a detectar los objetos más distantes del Universo. ‘Cuando los astrónomos miran a miles de millones de años luz en el espacio, todo lo que pueden ver son las estrellas brillantes de gran masa en galaxias muy distantes. Si podemos entender cómo se forman estas estrellas quizá podríamos ser capaces de aplicar ese conocimiento para comprender cómo evolucionan las galaxias’, dice Krause.

Los descubrimientos aparecen en el ejemplar de 20 de enero de 2006 de la Revista de Astrofísica (Astrophysical Journal 637:380-383). El artículo original, titulado ‘Very cold and massive cores near ISOSS J18364_0221: implications for the initial conditions of high-mass star formation’ (Núcleos masivos muy fríos próximos a ISOSS J18364_0221: implicaciones en las condiciones iniciales de formación de estrellas de gran masa), es de S. M. Birkmann and D. Lemke (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania), y O. Krause (Instituto Max Planck de Astronomía, Heidelberg, Alemania, y el Observatorio Steward, Universidad de Arizona, Tucson, Arizona, EEUU) .

Se sabe que la atmósfera de Saturno contiene restos de agua en estado gaseoso en sus capas más profundas. La presencia de agua en las capas superiores de la atmósfera ha constituido un enigma hasta ahora.

El telescopio predecesor de Herschel, el Observatorio Espacial Infrarrojo ISO, también de la ESA, detectó el agua en las capas superiores de Saturno en 1997. Pero se desconocía su origen. Los modelos computacionales desarrollados a partir de los últimos datos de Herschel revelan que entre el 3% y el 5% del agua que expele Encélado acaba cayendo en Saturno.

Tras el éxito científico de la misión Astro-1, Astro-2 fue aprobado como un vuelo de seguimiento. Astro-2 consistió en sólo tres instrumentos, la UIT, HUT y la WUPPE. El HUT se mejoró significativamente para este segundo vuelo, con una nueva capa óptica, que mejora el rendimiento en más de un factor de dos. La misión se inició el 2 de marzo de 1995, y se mantuvo en el aire durante 16 días durante la misión STS-67.

Insignias de la misión

La galaxia espiral, Júpiter, y las cuatro lunas (un total de seis objetos espaciales), así como las siete estrellas de la insignia simbolizan la designación numérica de su vuelo en la secuencia de la misión del Sistema de Transporte Espacial. Endeavour, con ASTRO-2, se está acelerando por.

Una vez más los telescopios se montaron sobre una paleta Spacelab en la bodega de carga del transbordador. Los Spacelab Herramienta para señalar Sistema, palets, y la aviónica se utilizaron para la unión al traslado y para el control y manejo de datos. Astro-2 también requiere los especialistas de la misión y los especialistas de carga útil para el control de sus operaciones. Un programa de observadores de visitantes también se incluyó como parte de Astro-2.

La misión fue un gran éxito con los telescopios de observación de más de 250 objetos astronómicos y exploró 23 programas diferentes ciencias.

STS-67

Tipo de misión: Astronomía

Operador: NASA

ID COSPAR: 1995-007A

SatCat №: 23500

Duración de la misión: 16 días, 15 horas, 8 minutos, 48 segundos

Distancia recorrida: 11.100.000 6.900.000 kilómetros (millas)

Órbitas completado: 262 ^[1]

Astronave: El transbordador espacial Endeavour

Masa de carga útil: 13.116 kilogramos (28.916 lb)

Tripulación: 7 miembros.

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 2 de marzo de 1995 06:38:13 UTC

Sitio de lanzamiento: Kennedy LC-39A

Fin de la misión

Fecha de aterrizaje: 18 de marzo de 1995, 21:47:01 UTC

Punto de aterrizaje: Edwards pista 22

Sistema de referencia: Geocéntrico

Perigeo: 305 kilómetros (190 millas)

Apogeo: 305 kilómetros (190 millas)

Inclinación: 28.45 grados ^[2]

Período: 91,5 min

De izquierda a derecha – Primera fila: Oswald, Jernigan, Gregory; Fila de atrás: Parise, Lawrence, Grunsfeld, Durrance-

STS-67 fue un vuelo espacial tripulado misión usando transbordador espacial Endeavour que puso en marcha desde el Centro Espacial Kennedy , Florida el 2 de marzo de 1995.

Resumen de la misión

Esfuerzo del transbordador espacial lanza desde el Centro Espacial Kennedy 2 de marzo de 1995

Astro-2 fue la segunda misión Spacelab dedicada a realizar observaciones astronómicas en las regiones espectrales ultravioletas. Se compone de tres instrumentos únicos – el telescopio ultravioleta Hopkins (HUT), el Telescopio de Imagen Ultravioleta (UIT) y el Experimento de Wisconsin ultravioleta Photo-polarímetro (WUPPE). Estos experimentos seleccionar objetivos de una lista de más de 600 y observar objetos que van desde algunos dentro del sistema solar de estrellas individuales, nebulosas, restos de supernovas, galaxias y objetos extragalácticos activos. Estos datos complementado datos recogidos en la misión Astro-1 volado en la misión STS-35 en diciembre de 1990 a bordo del Columbia .

Debido a que la mayor parte de radiación UV es absorbida por la atmósfera de la Tierra, no puede ser estudiada desde el suelo. La región ultravioleta lejano y extremo del espectro era en gran parte sin explorar antes de Astro-1, pero el conocimiento de todas las longitudes de onda es esencial para obtener una imagen precisa del universo. Astro-2 tenía casi el doble de la duración de su predecesor, y el lanzamiento en un momento diferente del año permitió a los telescopios para ver distintas partes del cielo. La misión fue diseñada para llenar grandes lagunas en la comprensión de los astrónomos del universo y sentar las bases para mayor descubrimiento en el futuro.

Por Middeck, experimentos científicos incluyen la proteína cristalina de la dilatación térmica del recinto Sistema de difusión de vapor Aparato-03 experimento (PCG-TES-03), el Protein Crystal Growth individual térmica caja del sistema-02 (PCG-STES-02), el traslado de Radioaficionados experimento-II (SAREX-II), el experimento de control activo Middeck (MACE), los materiales comerciales dispersión Aparato Instrumentation Technology Associates experimentos-03 (CMIX-03) y el experimento espacial de mediano plazo (MSX).

El experimento de control activo Middeck (MACE) es una carga útil de investigación de ingeniería espacial. Se compone de un giroscopio, ruedas de reacción, una carga útil de precisión apuntando, y una exploración y la carga útil señalar que produce trastornos de movimiento. El objetivo del experimento era probar un sistema de control de bucle cerrado que compensar perturbaciones de movimiento. En órbita, el comandante Stephen S. Oswald y el piloto William G. Gregory utilizan MACE para probar unos 200 situaciones de perturbación de movimiento diferentes a lo largo de 45 horas de pruebas durante la misión. Información MACE será utilizada para diseñar mejores sistemas de control que compensan el movimiento en las futuras naves espaciales.

Dos Get Away especiales (GAS) cargas útiles también estaban a bordo. Eran los botes G-387 y G-388. Este experimento fue patrocinado por la Oficina Espacial de Australia y AUSPACE ltd. Los objetivos fueron hacer observaciones ultravioletas del espacio profundo o galaxias cercanas. Se hicieron estas observaciones para estudiar la estructura de los remanentes de supernova galácticos, la distribución de gas caliente en las nubes de Magallanes, la emisión de halo galáctico caliente, y de emisión asociado a los flujos de refrigeración galácticos y aviones. Los dos botes de gas estaban interconectados con un cable. 1 bote tenía un conjunto de puerta motorizada que expone un telescopio ultravioleta al espacio cuando se abre. UV filtros reflectantes en la óptica de los telescopios determinan su paso de banda UV. Bote 2 contenía dos grabadoras de vídeo para el almacenamiento y baterías de datos para proporcionar energía experimento. Fue esfuerzo del transbordador espacial vuelo más largo ‘s.

La Astro-2 en órbita

Créditos: STS-67 Crew,NASA

Hace seis años, un grupo de tres telescopios ultravioleta fue puesto en órbita mediante la misión Astro-2 a bordo de la lanzadera espacial Endeavour. Mostrados aquí en su ubicación sobre el muelle de carga de la Endeavour a 350 kilómetros sobre el desierto Australiano, podemos ver el Hopkins Ultraviolet Telescope(HUT), el Ultraviolet Imaging Telescope(UIT) y el Ultraviolet Photo-Polarimeter Experiment (WUPPE). HUT está en frente de los otros instrumentos, junto con un rastreador de estrellas plateado de forma cónica, a la izquierda del grupo de telescopios. La región ultravioleta del espectro electromagnético está situada en longitudes de onda más cortas que la luz azul y no puede ser vista por el ojo humano. Casi toda la luz ultravioleta procedente del cosmos es imposible de detectar en la superficie de la Tierra debido a que es absorbida por el ozono atmosférico. Pero atravesando muy por encima de las nubes y la atmósfera protectora, estos instrumentos pudieron explorar el universo en longitudes de onda más allá del azul.

Las operaciones autónomas de la plataforma SPARTAN se repiten de nuevo en septiembre de 1995 a bordo de la STS 69. Instrumentalmente hablando son equivalentes a las realizadas durante las misiones STS 56 y STS 64, pero en ese momento las observaciones de la corona solar se hacen coincidir con el paso sobre el polo norte solar de la sonda Ulysses, lo que proporciona una visión simultánea de los fenómenos solares desde distintos ángulos. En la bodega de carga se instaló además un paquete de instrumentos denominado IEH-1 (International Extreme-ultraviolet Hitchhicker 1) para complementar y ampliar las observaciones ultravioletas solares y de otros fenómenos cósmicos de altas energías.

STS-69

STS-69 lanzamientos desde el centro espacial Kennedy, 7 de Septiembre de 1995

Tipo de misión: Investigación

Operador: NASA

ID COSPAR: 1995-048A

SatCat №: 23667

Duración de la misión: 10 días, 20 horas, 29 minutos, 56 segundos

Distancia recorrida: 7.200.000 4.500.000 kilómetros (millas)

Órbitas completado:171

El transbordador espacial Endeavour

Masa de carga útil: 11.499 kg (25.351 lb)

Tripulación: tamaño de la tripulación 5 miembros

David M. Walker
Kenneth Cockrell
James S. Voss
James H. Newman
Michael L. Gernhardt

Fecha de lanzamiento: 7 de septiembre de 1995 15:09:00 UTC

De izquierda a derecha – Sentados: Cockrell, Walker; De pie: Gernhardt Newman, Voss

Sitio de lanzamiento. Kennedy LC-39A

Fin de la misión: fecha de aterrizaje: 18 de septiembre de 1995, 11:38:56 UTC

Punto de aterrizaje: Kennedy SLF pista 33

Sistema de referencia: Geocéntrico

Perigeo:ñ 321 kilómetros (199 millas)

Apogeo: 321 kilómetros (199 millas)

Inclinación: 28,4 grados

Período: 91,4 min

STS-69 era un transbordador espacial Endeavour misión, y el segundo tramo de la Instalación Wake Shield (FSM). La misión lanzado desde el Centro Espacial Kennedy, Florida, el 7 de septiembre de 1995. Fue el éxito de los vuelos espaciales tripulados de la NASA número 100, sin incluir los X-15 vuelos.

Caminatas espaciales

• Voss y Gernhardt – EVA 1
• EVA 1 Inicio: 16 Septiembre 1995 – 08:20 GMT
• EVA 1 Fin: 16 Septiembre 1995 – 15:06 GMT
• Duración: 6 horas y 46 minutos

Resumen de la misión

La tierra azul pálido sirve como telón de fondo para el astronauta Michael Gernhardt, que se adjunta al brazo robótico del transbordador Endeavour ‘s durante una caminata espacial en la misión STS-69 misión en 1995. A diferencia de la caminata espacial los astronautas anteriores, Gernhardt fue capaz de utilizar una lista de verificación brazalete electrónico, un prototipo desarrollado para el montaje de la estación Espacial Internacional.

La misión de 11 días fue el segundo vuelo de la Instalación Wake Shield (FSM), un satélite en forma de platillo que era libre de volar del traslado durante varios días. El propósito de la FSM fue para crecer películas delgadas en un vacío casi perfecto creado por la estela del satélite mientras se movía a través del espacio. La tripulación también desplegó y recuperó el Spartan 201 satélite astronómico, realizó un paseo espacial de seis horas para poner a prueba las técnicas de montaje de la Estación Espacial Internacional y mejoras térmicas probadas realizados en los trajes espaciales utilizados durante los paseos espaciales.

El Spartan 201 sin volante hizo su tercer viaje a bordo de la lanzadera. La misión Spartan 201 era un esfuerzo de investigación científica dirigida a la investigación de la interacción entre el Sol y su viento de partículas cargadas que fluye hacia fuera. El objetivo de Spartan fue estudiar la atmósfera exterior del Sol y su transición hacia el viento solar que constantemente fluye más allá de la Tierra.

STS-69 vio el primer vuelo de la Internacional ultravioleta extremo autoestopista (IEH-1), el primero de los cinco vuelos previstos para medir y controlar las variaciones a largo plazo en la magnitud de la radiación ultravioleta extrema absoluta (EUV) El flujo procedente del Sol, y para estudiar las emisiones de EUV el sistema toro de plasma alrededor de Júpiter originario de su luna Io.

También a bordo del Endeavour fuera el capilar combinado Loop-2/Gas Asamblea Puente (CAPL-2 / GBA) de carga útil bombeado. Este experimento consistió en la CAPL-2 autoestopista carga útil diseñada como una demostración en órbita de microgravedad de un sistema de refrigeración previsto para el Programa del Sistema de Observación de la Tierra y el almacenamiento de energía térmica-2 de carga útil, que forma parte de un esfuerzo para desarrollar técnicas avanzadas de generación de energía.

Otra carga útil volado con una conexión con el desarrollo de la estación espacial fue la electrólisis Performance Improvement Concepto Estudio (EPICS). Suministro de oxígeno y de hidrógeno por electrólisis del agua en el espacio juega un papel importante en la satisfacción de las necesidades y objetivos de la NASA para futuras misiones espaciales.

Otras cargas útiles a bordo eran los Institutos Nacionales de Salud- células-4 (NIH-C4) experimento que investiga la pérdida de hueso durante los vuelos espaciales; la Investigación Biológica en frasco-6 (BRIC-6) que estudia el mecanismo de la gravedad de detección dentro de las células de mamíferos. También voladores eran dos experimentos comerciales. (CMIX-4), cuyos objetivos incluían análisis del cambio celular en condiciones de microgravedad, junto con los estudios de trastornos del desarrollo neuro-muscular y la Comercial Bioprocesamiento Genérico Aparato-7 (GCBA-7). GCBA era una carga útil secundaria que sirvió como punto de incubadora y la recopilación de datos para los experimentos en las pruebas de productos farmacéuticos y de la biomedicina, el procesamiento biológico y la biotecnología, la agricultura y el medio ambiente.

El almacenamiento de energía térmica (TES-2) experimento fue también parte de la CAPL-2 / GBA-6. La carga útil de TES-2 fue diseñado para proporcionar datos para comprender el comportamiento de larga duración de sales de fluoruro de almacenamiento de energía térmica que se someten a repiten fusión y la congelación en condiciones de microgravedad. La carga útil de TES-2 se diseñó para estudiar el comportamiento de microgravedad de huecos en fluoruro de litio – fluoruro de calcio eutéctica.

Spartan

Spartan (satélite)

El Spartan-201 siendo recuperado

Organización: NASA

Vehículo de lanzamiento: Transbordador espacial

Aplicación: Observatorio espacial

Masa: Aproximadamente 1200 kg

Spartan (acrónimo de Shuttle Point Autonomous Research Tool for Astronomy) es un satélite artificial reutilizable usado como observatorio espacial y diseñado para ser soltado y recuperado por un transbordador espacial mediante el brazo robótico.

El Spartan más utilizado fue el Spartan-201 con los telescopios UVCS y WLC, el espectrómetro SAO/Cambridge y el coronógrafo de luz blanca HAO/Boulder. El equipo secundario del Spartan variaba según la misión.

Misiones

• 17 de junio de 1985: Spartan 1 – STS-51G
• 8 de abril de 1993: Spartan 201 – STS-56
• 9 de septiembre de 1994: Spartan 201 – STS-64
• 3 de febrero de 1995: Spartan 204 – STS-63
• 7 de septiembre de 1995: Spartan 201 – STS-69
• 19 de mayo de 1996: Spartan 207 – STS-77
• 19 de noviembre de 1997: Spartan 201
• 29 de octubre de 1998: Spartan 201

Referencias

• Wade, Mark (2008). «Spartan» (en inglés). Consultado el 20 de junio de 2009.

El satélite HEAO-3 fue el tercero de la serie de observatorios astronómicos espaciales de altas energías High Energy Astronomy Observatory, desarrollada por la NASA. Fue lanzado el 20 de septiembre de 1979 a una órbita de 500 km de altitud y 43,6 grados de inclinación, continuando operativo hasta el 29 de mayo de 1981. Fue el mayor espectrómetro en órbita de su tiempo.

Fue construido por el Jet Propulsion Laboratory (JPL), y constaba de los siguientes instrumentos para estudiar las bandas de rayos cósmicos y de rayos gamma:

• Heavy Nuclei Experiment
• Cosmic Ray Isotope Experiment
• Gamma-Ray Spectroscopy Experiment

El análisis posterior de los datos obtenidos por el HEAO-3 reveló aproximadamente 130 destellos de rayos gamma.

Al igual que su predecesor HEAO-1, una misión de estudio que operan en la radiografía con fuerza y de rayos gamma (10 keV-MeV 50) banda. Su experimento de alta resolución de Rayos Gamma Espectrómetro, construido por el JPL (Jet Propulsion Laboratory), fue el más grande espectrómetro de germanio puesto en órbita en ese momento. La misión terminó con eficacia cuando el refrigerante criogénico para los detectores de germanio corrió en mayo de 1981.

Todo el HEAO del fueron lanzados por Atlas Centaur SLV-3D desde Cabo Cañaveral .

El Experimento de Rayos Gamma Línea Espectrómetro

El instrumento HEAO “C-1” (como era conocida antes de su lanzamiento) fue un experimento cielo-encuesta, que opera en las bandas de rayos X y gamma de baja energía de rayos duros. El espectrómetro de rayos gamma fue especialmente diseñado para buscar el 511 keV de rayos gamma línea producida por la aniquilación de positrones en las estrellas, las galaxias y el medio interestelar (ISM), línea de emisión de rayos gamma nuclear que se espera de las interacciones de los rayos cósmicos en el ISM, los productos radiactivos de cósmica nucleosíntesis, y las reacciones nucleares debidas a los rayos cósmicos de baja energía. Además, un estudio cuidadoso se hizo de las variaciones espectrales y temporales de las fuentes de rayos X duros conocidos.

El paquete experimental contenía cuatro enfriado, de tipo p de alta pureza Ge detectores de rayos gamma con un volumen total de aproximadamente 100 cm3{\ displaystyle ^ {3}}, Encerrado en una gruesa (6,6 cm promedio) de cesio yoduro (CSI) de centelleo escudo en activo anti-coincidencia ^[2] para suprimir el fondo extraño. El experimento fue capaz de medir energías de rayos gamma que caen dentro del intervalo de energía de 0,045 a 10 MeV. El sistema detector de Ge tenía una resolución de energía inicial mejor que 2,5 keV a 1,33 MeV y una sensibilidad de línea 1.E-4 a 1.E-5 fotones / cm-s, dependiendo de la energía. parámetros experimentales principales fueron: (1) un factor de geometría de 11,1 cm cuadrados-sr, (2) el área efectiva de 75 cm ~2 {\ displaystyle ^ {2}}a 100 keV, (3) un campo de visión de ~ 30° FWHM a 45 keV, y (4) una resolución de tiempo de menos de 0,1 ms para los detectores de germanio y 10 s para los detectores de la CSI. El espectrómetro de rayos gamma operado hasta el 1 de junio de 1980, cuando su criógeno se agotó.^{[3] [4]} La resolución de energía de los detectores de Ge estaba sujeto a la degradación (aproximadamente proporcional a la energía y el tiempo) debido a daño por radiación.^[5] están disponibles en los datos primarios de la NASA HESARC^[6] y en el JPL. Incluyen instrumento, órbita, y los datos de aspecto más alguna información de mantenimiento nave espacial en cintas binarios 1600-BPI. Parte de este material posteriormente está archivado en medios más modernos.^[7] Se propuso el experimento, desarrollado y administrado por el Jet Propulsion Laboratory del Instituto de Tecnología de California, bajo la dirección del Dr. Allan S. Jacobson.

La composición isotópica de rayos cósmicos primarios Experimento

El experimento HEAO C-2 mide la composición relativa de los isótopos de los rayos cósmicos primarios entre berilio y hierro (Z 4-26) y las abundancias elementales hasta estaño (Z = 50). Contadores Cerenkov y hodoscopes, junto con el campo magnético de la Tierra, forman un espectrómetro. Determinaron carga y la masa de los rayos cósmicos con una precisión de 10% de los elementos más abundantes en el rango de movimiento de 2 a 25 GeV / c (c = velocidad de la luz). Dirección científica fue por investigadores principales Prof. Dr. Bernard Peters y Lyoie Koch-Miramond. La base de datos primarios se ha archivado en el Centro de Estudios Nuclearires de Saclay y el Instituto de Investigación Espacial de Dinamarca. La información sobre los productos de datos está dada por Engelman et al. 1985.^[8]

El experimento de núcleos pesados

El propósito del experimento HEAO C-3 fue medir el espectro de carga de núcleos de rayos cósmicos más de la carga nuclear (Z) variar desde 17 hasta 120, en el intervalo de energía 0,3 a 10 GeV / nucleón; para caracterizar las fuentes de rayos cósmicos; procesos de nucleosíntesis, y los modos de propagación. El detector consiste en un instrumento de doble extremo de hodoscopes superiores e inferiores y tres cámaras de ionización de doble Gap. Los dos extremos se separaron por un radiater Cerenkov. El factor geométrico fue de 4 cm cuadrados-sr. Las cámaras de ionización podrían resolver cargo a 0.24 unidades de carga a baja energía y 0,39 unidades de carga a alta energía y alta contador Z. La Cerenkov podría resolver de 0,3 a 0,4 unidades de carga. Binns y col.^[9] dio más detalles. Se propuso el experimento y gestionado por el Laboratorio de Radiación Espacial de la Instituto de Tecnología de California (Caltech), bajo la dirección del investigador principal el profesor Edward C. Stone, Jr., de Caltech, y el Dr. Martin H. Israel, y el Dr. Cecil J. Waddington.

Proyecto

El Proyecto HEAO 3 fue la última misión en el Observatorio Astronómico de Alta Energía serie, que fue gestionado por la NASA Centro Marshall de Vuelos Espaciales (MSFC), donde el científico del proyecto fue el Dr. Thomas A. Parnell, y el director de proyecto fue el Dr. John F. Stone. El contratista principal fue TRW.

Durante la misión prevista de 6 meses, el espectrómetro de rayos gamma de alta resolución a bordo realizó un estudio de todo el cielo para la emisión cósmica de fondo de rayos gamma estrecho para una sensibilidad de aproximadamente 10 ^-4 fotones / cm ² / s sobre un rango de energía de operación de 0,05-10 MeV. Los análisis de la HEAO-3 de fondo en órbita (Wheaton et al., 1987) también encontraron ~ 130 líneas de rayos gamma detectables.

Espectrómetro

Hakucho (también conocido como Corsa-b antes del lanzamiento) fue la primera astronomía de rayos X por satélite de Japón, desarrollado por el Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica (entonces una división de la Universidad de Tokio). Se puso en marcha por el ISAS M-3C-4 cohete el 21 de febrero de 1979, y volvió a entrar en la atmósfera el 16 de abril de 1985 ^{[ cita requerida ].}

Era un reemplazo para el satélite CORSA que no se pudo poner en marcha debido a un fallo del cohete el 4 de febrero 1976 ^{[ cita requerida ].}

Aspectos destacados

• Descubrimiento de suave transitoria de rayos X Cen X-4 y Aql X-1
• Descubrimiento de muchas fuentes de ráfaga
• el seguimiento a largo plazo del púlsar de rayos X (por ejemplo, Vela X-1)
• Descubrimiento de 2 Hz variabilidad en el rápido Burster nombrado más adelante cuasi periodo de oscilación.

El satélite japonés Corsa-b, dedicado a la astronomía de rayos X, fue lanzado por el cohete de tres etapas M-3C-4 desde el Centro Espacial Kagoshima el 21 de febrero 1979 en una órbita semicircular con un apogeo de 572 km, un perigeo de 545 km, con una inclinación de 29,9 ° y un periodo orbital de 96 minutos. Una vez en órbita, el satélite fue renombrado Hakucho, que es japonés para el cisne o Cygnus. Hakucho fue diseñado con los siguientes objetivos: una encuesta completa del cielo en busca de explosiones de rayos X, el estudio espectral y temporal de las fuentes, el monitoreo de fuentes transitorias, el estudio del cielo en la sub-keV rayos X, y la observación de objetos específicos en coordinación con otros instrumentos / en otras longitudes de onda. Después de una semana de la salida de los instrumentos se enciende el 27 de febrero de 1979. Hakucho operado durante unos dos años simultáneamente con el observatorio Einstein carring una carga complementaria a bordo Einstein. A partir de 1983 también operado simultáneamente con Tenma, el segundo satélite astronómico de rayos X japonés. Se volvió a entrar en el 16 Aprile 1985.

El satélite era un pilar octogonal con una cola afilada como se muestra en la figura anterior. El satélite tenía un peso ligero. La masa total fue de 95,9 kg, donde la instrumentación de rayos X era aproximadamente un tercio del total. El satélite fue estabilizado en espín, con un período de rotación nominal de 12 segundos. No había una limitación debido a que el ángulo entre el eje de giro y la dirección solar debe haber sido mantenida entre 125 ° y 150 °.

El sistema detector de rayos X consistía en tres experimentos para un total de contadores Elevent. Siete contadores fueron colocados en la cubierta superior de la nave espacial para observar fuentes en la región del cielo a la que se apunta el eje de giro. Cuatro contadores, con campos de visión perpendicular al eje de rotación, barridos bandas del cielo, como el satélite gira.

• El experimento muy suave (VSX) consistió en cuatro contadores idénticos con una ventana delgada de polipropileno sensibles a 0,1 – 1.0 keV y un área efectiva ~ 77 cm ² cada uno. Dos de los contadores (la P) se encuentra en una dirección casi paralela al eje de giro en 2,7 ° offset. Los otros dos (el V) donde encuentra compensado al eje de giro inclinado 45 °.
• En el segundo experimento, suave de rayos X (SFX), consistió en 6 contadores proporcionales con una ventana Sea sensible a 1,5 – 30,0 keV. Cuatro de los contadores (la P dividido en dos CMC y dos FMC) tienen una dirección de visión paralela al eje de giro y los otros dos (el V) fueron de 45 ° inclinado. Dos de los contadores de P, el CMC, tienen idéntica área efectiva (69 ^cm2) y el campo de visión de 17,6 °. Los otros dos contadores P, la FMC tienen un campo de visión idéntica de 5,8 ° FWHM y el área efectiva de 40 y 83 ^cm2. Los contadores de V tienen idéntica área efectiva (32 ^cm2) y el campo de visión 50.3 ° X 1,7 °.
• El último experimento de rayos X del disco duro (HDX) era un contador de centelleo de NaI (Tl) sensible al 10 – 100 keV. Consistía en una sola unidad con un área efectiva de 49 cm ² y un campo de visión de 4,4 ° X 10,0 ° FWHM. Este detector se encuentra paralelo al eje de giro con un pequeño desplazamiento de 3 °.

El instrumento podría funcionar con diferentes modos diferentes que proporcionan la energía y el tiempo de resolución (con 5,86 como mínimo).

Hakucho ha descubierto una serie de nuevas fuentes de estallido de rayos X, incluyendo Cen X-4 y Aql X-1. Estos estallidos vinculados con contrapartidas ópticas de baja masa que habían sido identificados previamente. El satélite también supervisa las variabilidades en los púlsares conocidos como A0535 + 262 y Vela X-1, que muestra complicada variación del período de pulso. Descubierto un 2 Hz rápida variabilidad de la rápida carga de dispersión, conocida ahora como la Oscilación Cuasi periódica.

Pequeño Satélite astronomía 3

Operador: NASA

ID COSPAR: 1975-037A

SatCat №: 07788

Duración de la misión: 4 años

Fabricante: APL · Universidad Johns Hopkins

Masa de lanzamiento: 196,7 kilogramos (434 lb)

Potencia: 65.0 vatios

Fecha de lanzamiento: 7 mayo de 1975 22:45:01 UTC

Cohete: Explorador F-1 S194C

Sitio de lanzamiento: San Marcos

Fin de la misión: 09 de abril 1979

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: LEÓN

Excentricidad: 0.0000313

Perigeo: 509,0 kilómetros (316,3 millas)

Apogeo: 516,0 kilómetros (320,6 millas)

Inclinación: 3.0033 °

Período: 94,90 minutos

RAAN: 13.5403 grados

Argumento del perigeo: 37.2127 grados

La media de anomalía: 322.7960 grados

La media de movimiento: 16.22945651

Época: 08 de abril 1979

Número de revoluciones: 21935

SAS 3 naves espaciales, ya que podría haber aparecido desplegado en órbita. El eje de giro nominal, o eje + z, apunta a la parte superior derecha, con la RMC y una estrella de seguimiento para la determinación de la actitud. El resto de instrumentos y un segundo punto de la estrella de seguimiento de la imagen hacia el espectador. Los cuatro paneles solares cargadas las baterías durante el día de la órbita.

El satélite 3 Pequeño Astronomía (SAS 3, también conocido como SAS-C antes de su lanzamiento) de la NASA era una astronomía de rayos X del telescopio espacial.^[1] Funcionaba del 7 de mayo de 1975 a abril de 1979. Se cubrió la de rayos X rango con cuatro experimentos a bordo. El satélite, construido por la Universidad Johns Hopkins Laboratorio de Física Aplicada (APL), fue propuesto y está operado por el MIT Center ‘s para la Investigación Espacial (RSE). Se puso en marcha en un explorador del vehículo del italiano plataforma de lanzamiento de San Marcos cerca de Mombasa, Kenia, en una baja de la Tierra, órbita casi ecuatorial. También se conoce como el Explorador de 53 años, como parte de la NASA del Explorador.^[2]

La nave espacial era de 3 ejes estabilizado con un volante de inercia que se utilizó para establecer la estabilidad de la rotación nominal, o eje z. La orientación del eje z podría ser alterada durante un período de horas utilizando bobinas par magnético que interactúan con el campo magnético de la Tierra. Los paneles solares cargadas las baterías durante la parte de la luz del día de cada órbita, por lo que SAS 3 tenía esencialmente no fungibles para limitar su tiempo de vida más allá de la vida de las grabadoras, baterías, y arrastre orbital. La nave espacial suelen funcionar en un modo de rotación, girando a una revolución por la órbita de 95 minutos, por lo que los experimentos LED, tubos y colimador listón, que daban a lo largo del eje y, podían ver y explorar el cielo de manera casi continua. La rotación también podría ser detenido, lo que permite extendido (hasta 30 min) señaló observaciones de fuentes seleccionadas por los instrumentos del eje y. Los datos fueron registrados a bordo por los grabadores de cinta magnética, y se reproducen durante la estación de pases de cada órbita.^[3]

SAS 3 fue mandado desde la NASA del Centro Espacial Goddard de Vuelo (GSFC) en Greenbelt MD, pero los datos fueron transmitidos por el módem al MIT para el análisis científico, donde el personal científico y técnico estaban de guardia las 24 horas del día. Los datos de cada órbita se sometieron a buscar rápido análisis científico en el MIT antes de la siguiente pasada estación orbital, por lo que el plan operativo ciencia podría ser alterado por instrucciones por teléfono desde el MIT para GSFC con el fin de estudiar los objetivos en tiempo casi real.

Objetivos

Los principales objetivos científicos de la misión fueron:

1. Determinar las ubicaciones de origen de rayos X brillantes con una precisión de 15 segundos de arco
2. Fuentes de estudio seleccionado sobre el rango de energía keV 0,1-55
3. Buscar permanentemente el cielo de novas de rayos X, bengalas, y otros fenómenos transitorios

Instrumentación

SAS 3 lleva cuatro experimentos:

SAS-3 lleva cuatro experimentos de rayos X: colimador de modulación, colimadores de listón, colimadores y suave tubo concentrador de rayos X. La figura muestra la ubicación de cada experimento como montado en el satélite SAS-3. El eje Z es perpendicular a los paneles solares. A continuación sigue una breve descripción de los experimentos a bordo:

• 2 giratorias sistemas de modulación del colimador. Estos eran compuesto de un colimador de modulación en frente de un banco de contadores proporcionales que detectan de rayos X en las bandas 2-6 y 6-11 keV. El colimador tiene una banda de transmisión con una FWHM de 4,5 minutos de arco y un campo de visión general de 12 ° x 12 ° centrados en la dirección paralela al eje de giro (satélite eje Z).
• 3 cruzaron colimadores de listón cada uno con contador proporcional. Fueron diseñados para controlar una gran parte del cielo en una amplia banda de direcciones centradas en el plano perpendicular al eje de rotación del satélite (+ Z). Cada detector consistía en un contador proporcional y colimador con un área en el eje efectivo de 75 SQ-cm. Los colimadores definen 3 largas, campos de visión estrecho que se cortan en el eje + Y y están inclinados con respecto al plano YZ del satélite en los ángulos de -30 °, 0 ° y + 30 °, respectivamente. Durante el modo de escaneado, una fuente de rayos X aparecería sucesivamente en las 3 detectores. Tres líneas de posición podrían entonces ser obtenidos, y su intersección determina la verdadera posición de la fuente. El colimador centro tenía un campo de visión con FWHM 1 ° por 32 ° y un FW de 2 ° por 120 °. Los colimadores izquierdo y derecho tenían más estrecha, pero las respuestas similares, es decir, 0,5 ° por 32 ° (FWHM) y 1,0 ° por 100 ° (FW). Los contadores proporcionales estaban llenas de argón y fueron sensibles en el rango de 5-15 keV. Además el detector centro tenía también un contador de xenón, que se encuentra detrás del detector de argón, que se extienden a la respuesta a 60 keV En el rango de energía 1.5-6 keV, 1 cuenta / s = 1.5×10 ^-10 erg / cm cuadrados-/ s de un espectro similar a un cangrejo. En cualquier órbita dada, ~ 60% del cielo fue escaneada por el detector de listón centro con una exposición que van desde 300 hasta 1125 SQ-cm seg.
• colimadores 3 de tubo (que estaban situados encima, debajo y a la izquierda de los colimadores de listones) que define un campo de visión circular 1,7 grados. El colimador tubo situado por encima del colimador listón estaba inclinada en un ángulo de 5 grados por encima del eje Y, y por lo tanto podría ser utilizado como una referencia de fondo para los demás colimadores tubo que ven a lo largo del eje y.
• 1 sistema detector de baja energía a la derecha de los colimadores de listón. Consistía en un conjunto de incidencia 4 de pastoreo, los concentradores parabólicos reflexión con 2 contadores de corrientes de gas independientes sensibles a los rayos X en el rango de 0,15 a 1,0 keV.

Los resultados de investigación

SAS 3 fue especialmente productivo debido a su flexibilidad y capacidad de respuesta rápida. Entre sus resultados más importantes fueron:

• Poco después del descubrimiento de la primera carga de dispersión de rayos X por los ANS , un intenso período de descubrimiento fuente de la explosión por SAS 3 conducido rápidamente al descubrimiento y caracterización de una docena de objetos adicionales, incluyendo el famoso rápido Burster,^[4] MXB1730- 335.^{[5] [6]} Estas observaciones estableció la identificación de reventar fuentes de rayos X con los sistemas binarios de estrellas de neutrones.
• La RMC fue el primer instrumento para proporcionar rutinariamente posiciones de rayos X que eran suficientemente precisos para permitir el seguimiento por los observatorios ópticos para establecer contrapartidas ópticas de rayos-X /, incluso en las regiones llenas de gente cerca del plano galáctico. Alrededor de 60 posiciones se obtuvieron con una precisión del orden de 1 minuto de arco o menos. Las identificaciones de código resultantes ayudaron a conectar la astronomía de rayos X para el cuerpo principal de la astrofísica estelar.
• Descubrimiento del 3,6 s pulsaciones del transitoria estrella de neutrones/La estrella binaria 4U 0115 + 63.,^[7] que conduce a la determinación de su órbita y la observación de una línea de absorción del ciclotrón en su fuerte campo magnético. Muchos son binarios estrella estrella / de neutrones fueron descubiertos posteriormente como una clase de emisores de rayos X.
• El descubrimiento de la emisión de rayos X desde HZ 43 (una enana blanca aislada),^[8] Algol, y desde soy ella,^[9] el primer sistema binario enana blanca altamente magnético se ve en las radiografías.
• Establecida la localización frecuente de fuentes de rayos X cerca de los centros de los cúmulos globulares.
• En primer lugar la identificación de un QSO a través de su emisión de rayos X.
• El instrumento de rayos X blandos estableció que la intensidad difusa 0,10 a 28 keV generalmente se correlaciona inversamente con el neutro H densidad de la columna, lo que indica la absorción de fuentes difusas externos por el plano galáctico medio interestelar.^[10]

Principales investigadores sobre SAS 3 eran profesores del MIT , George W. Clark, Hale V. Bradt, y Walter HG Lewin. Otros contribuyentes importantes fueron los Profesores Claude Canizares y Saul A. Rappaport, y los Dres Jeffrey A. Hoffman, George Ricker, Jeff McClintock, Rodger E. Doxsey, Garrett Jernigan, John Doty, y muchos otros, incluyendo numerosos estudiantes graduados.