EsasCosas

AGILE

Organización: Agencia Espacial Italiana ISA

Satélite de: Tierra

Fecha de lanzamiento: 23 de abril de 2007

Vehículo de lanzamiento: PSLV

Sitio de lanzamiento: Sriharikota

Aplicación: Observatorio espacial (rayos gamma)

Masa: 352 kg

NSSDC ID: 2007-013A

Elementos orbitales

Inclinación: 2,5 grados

Período orbital: 95,4 minutos

Apoastro: 558,2 km

Periastro: 528,9 km

Instrumentos principales: Cámara GRID; Detector Super-AGILE

AGILE (Astrorivelatore Gamma ad Imagini Leggero) es un observatorio espacial de rayos gamma de la Agencia Espacial Italiana lanzado el 23 de abril de 2007 desde la base india de Sriharikota mediante un cohete PSLV. Tiene una masa de 352 kg.

Porta dos instrumentos:

• la cámara de rayos gamma GRID de gran angular, capaz de detectar fotones gamma con energías de entre 0,3 y 200 MeV
• el detector de rayos X duros Super-AGILE, para el rango de entre 15 y 45 keV

AGILE es un observatorio espacial de rayos gamma de la Agencia Espacial Italiana lanzado el 23 de abril de 2007 desde la base india de Sriharikota mediante un cohete PSLV. Tiene una masa de 352 kg.

Porta dos instrumentos:

• la cámara de rayos gamma GRID de gran angular, capaz de detectar fotones gamma con energías de entre 0,3 y 200 MeV
• el detector de rayos X duros Super-AGILE, para el rango de entre 15 y 45 keV

Lanzado el Observatorio AGILE

El despegue del observatorio astronómico italiano AGILE (Astrorivelatore Gamma ad Imagini Leggero), significa también para la India la entrada en el mercado comercial de lanzamiento de satélites. La organización ISRO ganó el contrato en una competición internacional, lo que dice mucho en favor de ella y su cohete PSLV. El vehículo (C8) despegó desde Sriharikota a las 10:00 UTC del 23 de abril, en dirección a una órbita circular casi ecuatorial, de 550 km. El bajo peso de su carga principal (352 kg), permitió prescindir de los habituales seis aceleradores sólidos, la primera vez que ello ocurre. Además, la cuarta etapa llevaba menos combustible. Junto al AGILE viajaba el AAM (Advanced Avionics Module), de 185 kg, un equipo para ensayar sistemas de aviónica avanzados, como ordenadores, telemetría y navegación, que serán aplicados en futuras misiones. El AAM permanecerá unido a la etapa superior del cohete.

La carga principal fue liberada a los 1.370 segundos del despegue. Propiedad de la Agencia Espacial Italiana (ASI), el AGILE en un observatorio para objetos astronómicos en las bandas de los rayos-X y gamma. Sus instrumentos son el GRID y el Super-AGILE. El satélite fue diseñado y construido por la compañía Carlo Gavazzi Space, para una vida útil de al menos 3 años. Su objetivo será rastrear el cielo en busca de fuentes de luz muy energéticas, siguiendo la estela del americano Compton y a la espera de la llegada del GLAST, con el que colaborará. (Fotos: ISRO)

COROT (acrónimo: (francés) COnvection ROtation et Transits planétaires; o sea COnvection, ROtation and planetary Transits en inglés, y COnvección, ROtación y Transitos planetarios en español) es una misión espacial aprobada y liderada por la Agencia Espacial Francesa (CNES) conjuntamente con la Agencia Espacial Europea (ESA), Austria, Bélgica, Alemania, España y Brasil.

El objetivo principal de Corot es la búsqueda de planetas extrasolares, especialmente de aquellos de un tamaño similar al terrestre. El satélite Corot fue lanzado el 27 de diciembre de 2006, desde el cosmódromo de Baikonur en Kazajistán, convirtiéndose en la primera misión de su tipo.

Corot consiste en un telescopio de 27 cm de diámetro y 4 detectores CCD. El satélite pesa unos 630 kg en el despegue, con 300 kg de carga útil, y mide 4100 mm de longitud y 1984 mm de diámetro. Obtiene la energía requerida para su funcionamiento de dos paneles solares. Fue lanzado por un cohete ruso Soyuz, y tras tres horas de maniobra entró en una órbita circular polar (inclinación = 90,01°) con una altitud de 896 km. Durante los dos años y medio que está previsto que dure la misión, realizará observaciones de manera perpendicular a su plano orbital, evitando interferencias de la Tierra. Durante el verano del hemisferio norte observará una zona cercana a la constelación de Serpens Cauda en el centro de la Vía Láctea, y durante el invierno del hemisferio norte observará cerca de Monoceros, anticentro de nuestra galaxia.

Esta órbita fue elegida porque permite la observación continua durante más de 150 días, del centro de la galaxia, en verano en la dirección opuesta en el invierno.

La sonda monitoreará el brillo de las estrellas, buscando la ligera reducción que ocurre en intervalos regulares que implica la existencia de un planeta en órbita en torno a ellas. Corot será suficientemente sensible como para detectar planetas rocosos de tan solo un par de veces el tamaño de la Tierra, aunque también se espera que descubra nuevos gigantes gaseosos que componen la mayor parte de los planetas extrasolares descubiertos hasta ahora.

Corot también estudiará la astrosismología. Será capaz de detectar los temblores que tienen lugar en la superficie de las estrellas y que alteran su luminosidad. Gracias a este fenómeno se puede calcular con bastante precisión la masa, edad y composición química de las estrellas, lo cual permite compararlas con nuestro Sol gracias a los datos recogidos por la misión SOHO.

Tanto en invierno como en verano habrá una estrella que será estudiada en detalle y hasta otros nueve objetivos menores para la astrosismología, mientras que simultáneamente estará registrando el brillo de 12.000 estrellas con una magnitud aparente por encima de 15,5 para el estudio de planetas extrasolares.

Las operaciones de vuelo de la misión originalmente estaban programadas para terminar en 2 años y medio desde el lanzamiento¹ pero las operaciones se extendieron a 2013.² El 2 de noviembre de 2012, CoRoT sufrió una falla en uno de sus ordenadores que hizo imposible recuperar todos los datos de su telescopio.³ Después de intentos de reparación, el 24 de junio de 2013, se anunció que CoRoT había sido retirado y puesto fuera de servicio; bajándolo de órbita para permitir que se queme en la atmósfera.⁴

El 3 de mayo de 2007 se publicó que el COROT había descubierto un planeta del tipo Júpiter caliente al que denominaron COROT-1b orbitando en torno a una estrella similar al Sol a unos 1.500 años luz de distancia. El planeta tenía un radio 1,78 veces mayor que Júpiter, una masa aproximadamente 1,3 veces la de Júpiter y describía una órbita alrededor de su estrella cada día y medio.^{5 6} On the 300th day of operations ESA reported that “CoRoT is discovering exo-planets at a rate only set by the available resources to follow up the detections”.⁷ El 20 de diciembre de 2007, se publicaron resultados adicionales, que informaban de que un segundo exoplaneta, COROT-2b había sido descubierto, esta vez con un radio 1.4 y una masa 3.5 veces mayor que los de Júpiter. El periodo orbital es de menos de dos días. Los resultados sobre la astrosismología fueron también publicados en el mismo artículo.⁸ Three papers describing the two exoplanets, with radial-velocity follow-up, appeared in Astronomy and Astrophysics in May 2008 (Barge 2008, Alonso 2008 and Bouchy 2008).

En mayo de 2008, el descubrimiento de dos nuevos exoplanetas, y un nuevo objeto celeste desconocido COROT-3b fueron anunciados por la ESA. COROT-3b parece ser “algo entre una enana marrón y un planeta.”

En febrero de 2009, se anunció el descubrimiento de COROT-7b. Es el planeta extrasolar más pequeño con su diámetro confirmado (1,7 veces el de la Tierra) hasta la fecha (15/9/2009).

COROT científicos han indicado en la reunión de 2009 de la UAI que tienen pruebas de hasta 80 planetas, incluidos los siete que ya han sido publicados, incluyendo los sistemas multi-planeta con un máximo de cinco planetas.⁹

COROT ha encontrado tres estrellas lejanas que muestran sismología como el Sol (oscilaciones y granulaciones), aunque más caliente.¹⁰

“Convección y rotación” se refiere a la capacidad del satélite de explorar el interior de las estrellas para estudiar las ondas acústicas que se propagan en toda la superficie, una técnica llamada sismología estelar o astrosismología.

“Tránsito planetario” se refiere a la técnica utilizada para detectar la presencia de un planeta que orbita alrededor de una estrella con la disminución en el brillo causado por su pasaje delante de la estrella. Para llenar sus dos objetivos científico COROT observa unas 120 000 estrellas con su telescopio de 30 cm de diámetro. El satélite está situado a 896 km de altitud en una órbita circular con una inclinación de 90°. Esta altura permite de repetir cada siete días el ciclo de las operaciones.

En los 10 años transcurridos desde el descubrimiento en 1995 del primer exoplaneta, 51 Pegasi b, otros 220 planetas han sido detectados por los grandes observatorios terrestres. Se espera que el satélite COROT encuentra muchos más durante su misión de cinco años (2006-2011) y empujar los límites de nuestro conocimiento que nos permite descubrir más planetas más pequeños. Cuando apuntará sus instrumentos en una estrella, COROT observará también “terremotos estelares “, estas ondas acústicas generadas en el interior de una estrella que se transmiten a lo largo de su superficie, alterando su brillo. La naturaleza de las ondas permite a los astrónomos calcular la masa exacta, la edad y la composición química de las estrellas.

CoRoT tiene una cosecha abundante desde 2006 y ha encontrado en el año 2009, los exoplanetas más pequeños. Desafortunadamente este planeta orbita muy cerca de su estrella, por lo que su temperatura superficial alcanza 1500° Celsius.

La búsqueda de planetas similares a la Tierra fuera del Sistema Solar ha detectado un nuevo botín de astros, aunque todos están demasiado cerca de sus estrellas como para albergar vida. Se trata de los 10 nuevos exoplanetas detectados por el satélite CoRoT, lanzado en 2006 por la Agencia Espacial Europa (ESA) en un proyecto liderado por Francia.

Observaciones de confirmación realizadas con telescopios terrestres, entre ellos un espectógrafo de la isla de La Palma (Canarias) han confirmado que entre ellos hay una gran variedad de masas, densidades y órbitas, lo que indica que la diversidad planetaria fuera del Sistema Solar es enorme.

Siete de los exoplanetas son de los llamados ‘Júpiters’ calientes (gigantes gaseosos muy cerca de sus estrellas), otro es más pequeño que Saturno y hay dos con la masa de Neptuno en torno a una sola estrella, según los resultados anunciados en el segundo simposio de CoRoT que ha tenido lugar en Marsella (Francia).

El satélite, que fue el primero en ser destinado a buscar exoplanetas, ha localizado en estos cuatro años de operaciones, un total de 26 nuevos exoplanetas de los 565 que se conocen desde que hace 15 años el astrónomo suizo Michel Mayor descubriera el primero.

El aumento del ritmo de hallazgos ha revelado que nuestro Sistema Solar no es una excepción en el Universo, sino algo mucho más común de lo que podía imaginarse. Por ello, ahora el interés científico está en tratar de descubrir las características de estos planetas, para tratar de averiguar si comparten con el nuestro características con las que pudieran albergar vida.

“Desde los comienzos de la astronomía de los exoplanetas, nos hemos sorprendido de la tremenda variedad de planetas descubiertos: los gigantes gaseosos más grandes que Júpiter y cuerpos más pequeños, rocosos, con masas comparables a la Tierra”, señalaba en Marsella Malcolm Fridlund, uno de los científicos del proyecto de la ESA para CoRoT.

Otra sorpresa fue encontrar muy diferentes configuraciones entre los casi 70 sistemas planetarios múltiples localizados. “Estos nuevos 10 planetas que anunciamos ahora no son ninguna excepción, pese a la rica lista de características interesantes que presentan”, agregaba.

De hecho, Fridlund explicó que sus densidades son muy variadas, desde gaseosas a otras similares a la de Marte. Y también hay muy diferentes estrellas: desde dos veces más vieja que nuestro Sol a las que apenas tienen 600 millones de años luz, algo que es de especial interés para los astrónomos porque les ayuda a conocer cómo es la formación y la evolución de los planetas.

Dos de los planetas (CoRoT-16b y CoRoT-20b), además, se mueven en órbitas muy alargadas, lo que supone un desafío, desde el punto de vista de la dinámica, para su supervivencia. También resulta extraño el sistema de dos cuerpos como Neptuno, que tendrán que investigar más para ver si alberga más planetas.

CoRoT es un telescopio espacial de 27 centímetros de diámetro que busca planetas localizando tránsitos, es decir, las minúsculas disminuciones en el brillo de la estrella cuando un objeto, como un planeta, pasa por delante. En total, desde 2006 ha detectado 401 candidatos posibles, de los que se ha confirmado 26.

El telescopio espacial PAMELA (Payload for AntiMatter Exploration and Light-nuclei Astrophysics) es un observatorio en órbita destinado a determinar características de la materia negra.

Pamela ha sido lanzada el 15 de junio de 2006 por un cohete ruso a bordo de un satélite Resurs DK1, desde Italia.

Los investigadores a la búsqueda de antimateria en el universo acuden a detectores embarcados a borde de maquinas espaciales, tales como PAMELA o AMS (módulo para el ISS, estación espacial internacional).

PAMELA será el detector más complejo de partículas lanzado en el espacio ya que podrá detectar y medir con una precisión excepcional la carga, la masa y el espectro de energía de las partículas cósmicas que chocarán su detector.

El objetivo es estudiar las partículas cósmicas, sus espectros, su origen, la presencia de antipartículas, y la posible presencia de materia negra.

La misión PAMELA provocó un gran revuelo en 2008 después de que encontrase un número significativamente mayor de lo esperado de positrones (anti-electrones) en energías entre 10-100 GeV. Teniendo en cuenta que sólo se producen positrones cuando interactúan los protones con el medio interestelar, los físicos han calculado que a energías más altas debería haber una caída gradual en el número de positrones que alcanzan la Tierra. Sin embargo, las colisiones de materia oscura se espera que produzcan un igual número de electrones y positrones en un rango de energía dado. Esto aumentaría la proporción de positrones a electrones detectados, debido a que los positrones son sustancialmente menos abundantes que los electrones en el universo.

¿Fermi ha observado materia oscura?

Artículo publicado por Edwin Cartlidge el 20 de mayo de 2011 en physicsworld.com

Nuevos resultados del Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi de la NASA parecen confirmar una tasa mayor de lo esperado de positrones de alta energía que alcanzan la Tierra desde el espacio exterior. Esta anomalía en el flujo de rayos cósmicos se observó por primera vez por la nave italiana PAMELA en 2008 y sugiere la existencia de partículas de materia oscura en aniquilación.

Los físicos creen que aproximadamente el 80% de la masa del universo está en forma de una misteriosa sustancia conocida como materia oscura. Incapaces de observar la materia oscura usando luz u otras formas de radiación electromagnética, los investigadores están intentando encontrar pruebas directas de la misma en la Tierra usando detectores subterráneos con grandes escudos o aceleradores de partículas. Pero también tienen una tercera opción menos directa – usar instrumentos en satélites o globos para detectar las partículas que algunas teorías predicen que se crean en el espacio cuando colisionan dos partículas de materia oscura y se aniquilan.

La misión PAMELA provocó un gran revuelo en 2008 después de que encontrase un número significativamente mayor de lo esperado de positrones (anti-electrones) en energías entre 10-100 GeV. Teniendo en cuenta que sólo se producen positrones cuando interactúan los protones con el medio interestelar, los físicos han calculado que a energías más altas debería haber una caída gradual en el número de positrones que alcanzan la Tierra. Sin embargo, las colisiones de materia oscura se espera que produzcan un igual número de electrones y positrones en un rango de energía dado. Esto aumentaría la proporción de positrones a electrones detectados, debido a que los positrones son sustancialmente menos abundantes que los electrones en el universo.

¿Positrones o protones?

Los resultados de PAMELA, no obstante, no eran definitivos, principalmente debido a la posibilidad de que la misión estuviese confundiendo positrones con el número mucho mayor de protones que alcanza sus detectores. Pero los últimos resultados de Fermi parecen eliminar estas dudas. Aunque es un telescopio de rayos gamma, Fermi funciona de hecho detectando pares de electrón-positrón y por esto también está perfectamente capacitado para estudiar los rayos cósmicos. Al contrario que PAMELA no incluye un imán para distinguir entre electrones y positrones, pero los científicos de Fermi se dieron cuenta de que podrían usar en su lugar en campo magnético de la Tierra. Éste curva los electrones y positrones de tal forma que ciertas zonas del cielo contendrán justo un tipo de partícula, pero no de la otra. Por lo que estudiando las señales procedentes de estas regiones, los investigadores fueron capaces de medir separadamente los flujos de electrones y positrones, y por tanto, calcular la fracción provocada sólo por los últimos.

Los resultados de este análisis se presentaron en una conferencia en Roma la semana pasada por parte del miembro colaborador de Fermi Warit Mitthumsiri. El colega de Mitthumsiri, Stefan Funk del Laboratorio del Acelerador Nacional SLAC en California, cree que los resultados constituyen “una confirmación muy buena”, de las observaciones de hace tres años, y mantiene que el ruido de fondo se ha tenido en cuenta adecuadamente. “Habrá una pequeña fracción de protones que tendrán el aspecto de electrones”, dice, “pero somos bastante optimistas respecto a que hayamos sustraído esa porción correctamente”.

El investigador principal de PAMELA, Piergiorgio Picozza de la Universidad de Roma Tor Vergata, está de acuerdo. Dice que, salvo alguna fuente desconocida de protones, los resultados de Fermi “apoyan sólidamente el exceso de positrones a una energía mayor”, añadiendo que el acuerdo es el más convincente debido a que los dos conjuntos de datos fueron derivados usando “distintos análisis, distintos detectores, y condiciones experimentales completamente distintas”.

Nuevos resultados de PAMELA sobre el exceso de positrones en los rayos cósmicos

Francisco R. Villatoro 3 ago 2013

El experimento PAMELA, instalado en un satélite, ha medido el flujo de positrones en los rayos cósmicos con energía de hasta 300 GeV. Durante el mínimo del último ciclo solar entre julio de 2006 y diciembre de 2009 se han observado 24.500 positrones, muchos más de los esperados. Este exceso apunta a una fuente astrofísica (quizás galáctica) que aún se desconoce. ¿Será la materia oscura? Por ahora nadie lo sabe, pero todo apunta a otra fuente exótica. El exceso también ha sido observado por AMS-02, en la Estación Espacial Internacional, cuyos datos tienen menor error pero casi coinciden con los nuevos datos publicados por PAMELA. ¿Qué será esa fuente exótica de positrones? Quizás habrá que esperar al telescopio espacial James Webb para descubrir la fuente galáctica de tipo astrofísico responsable de este exceso de positrones. El nuevo artículo técnico es PAMELA Collaboration, “The cosmic-ray positron energy spectrum measured by PAMELA,” arXiv:1308.0133, Subm. 1 Aug 2013.

PAMELA (a Payload for Antimatter Matter Exploration and Lightnuclei Astrophysics) ha medido la fracción entre el flujo de positrones, y el flujo de electrones y positrones, φ(e+) / (φ(e+)+φ(e−)), con energía entre 1,5 y 100 GeV, en los rayos cósmicos que inciden en la tierra. En 2008 ya se publicó la existencia del exceso en los datos de PAMELA [ver aquí y aquí también], que AMS-02 ha confirmado este mismo año [ver aquí y aquí también]. Como muestra esta figura, a comparar los resultados de PAMELA con los de AMS-02 se observa que a baja energía (por debajo de 5 GeV) los resultados de PAMELA son un poco mayores que los AMS-02 (y ambos más bajos que los de otros experimentos, salvo Aesop). La razón es la dinámica del ciclo solar que modula el flujo de partículas de carga positiva en los rayos cósmicos (de origen solar, porque como ya sabrás los rayos cósmicos no tienen por qué tener un origen cosmológico). PAMELA ha tomado datos entre 2006 y 2009, cuando AMS-02 los ha tomado entre 2011 y 2013 (y otros experimentos en otros momentos del ciclo solar).

El gran problema con este exceso de positrones es que no viene acompañado de un exceso de protones. Por ello, si el origen de este exceso es la materia oscura, debe ser muy exótica, como neutrinos de muy alta masa que se desintegran con preferencia en leptones (lo que requiere un ajuste fino en los modelos supersimétricos, en contra de la “naturalidad” de la SUSY). Lo más razonable es que su fuente sea astrofísica; positrones originados en púlsares distribuidos en el halo galáctico que son acelerados por los campos magnéticos de la galaxia [ver aquí, aquí y aquí también]. El problema es que estas fuentes astrofísicas no han sido observadas aún (aunque su existencia no contradice los resultados de los modelos de simulación galáctica). Los próximos años serán muy apasionantes en este campo.

Las partículas normalmente son protones, electrones y núcleos de helio que cuando colisionan con los núcleos de la atmósfera superior de la Tierra pueden producir lluvias de partículas hijas. Estas lluvias pueden ser tan extensas que se observan fácilmente desde tierra.

Cinturones de Van Allen © by Kanijoman

Los astrónomos se dieron cuenta hace tiempo de que estas colisiones deben producir antiprotones, de la misma forma que sucede en los aceleradores de la Tierra. Pero esto genera una interesante pregunta:¿Qué pasa con los antiprotones una vez que se han creado?

Claramente, muchas de estas antipartículas deben aniquilarse cuando se encuentran con partículas de materia común. Pero algunos astrónomos siempre han sospechado que los antiprotones restantes deben quedar atrapados por el campo magnético de la Tierra, formando un cinturón de radiación de antiprotones.

Ahora, los astrofísicos dicen que han descubierto finalmente este cinturón de antiprotones propuesto hace tiempo.

En 2006, estos chicos lanzaron una nave espacial llamada PAMELA a la órbita baja de la Tierra, específicamente para buscar antiprotones en los rayos cósmicos.

Pero como la mayor parte de naves en la órbita baja de la Tierra, PAMELA debe pasar a diario a través de la Anomalía del Atlántico Sur, una región donde los Cinturones de Radiación de Van Allen se acercan a la superficie de la Tierra. Aquí es donde las partículas energéticas tienden a quedar atrapadas. Por tanto, si algunos antiprotones quedaran capturados en esa mezcla, aquí es donde PAMELA debería encontrarlos.

Ahora el equipo de PAMELA ha analizado los 850 días de datos, buscando sólo en los momentos en los que la nave estaba en la Anomalía del Atlántico Sur (aproximadamente un 1,7 por ciento de este tiempo).

Quién lo iba a decir, estos chicos encontraron 28 antiprotones. Eso es aproximadamente tres órdenes de magnitud más de lo que se esperaría encontrar en el viento solar, demostrando que las partículas realmente están atrapadas y almacenadas en este cinturón.

Esto constituye “la fuente más abundante de antiprotones cerca de la Tierra”, dice el equipo de PAMELA.

La Anomalía del Atlántico Sur es bien conocida por ser un completo engorro. Debido a las partículas de alta energía que se acumulan ahí, el Telescopio Espacial Hubble debe desconectarse cuando pasa a través de la misma varias veces al día; y la Estación Espacial Internacional tiene un refuerzo extra para proteger a los astronautas de sus efectos.

El descubrimiento de un cinturón adicional de antiprotones no tendrá mucho impacto en el peligro que representa – el número de antiprotones es minúsculo en comparación con los electrones y protones ahí atrapados.

Pero siempre es interesante que las predicciones teóricas se confirmen. Esto es buena ciencia en funcionamiento.

Astro-F (Akari)

Información general

Organización: JAXA

Fecha de lanzamiento: 21 de febrero de 2006

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Masa: 955 kg

Equipo:

FIS Far Infrared Surveyor
NIR Near Infrared Camera
MIR-S Middle Infrared Shorter Camera

MIR-L Middle Infrared Longer Camera

Tipo de órbita: Circular

Período orbital: 96,6 minutos

Periastro: 694,5 km

ASTRO-F (o Akari) es un satélite de astronomía infrarroja diseñado por la JAXA, en colaboración con universidades e institutos técnicos de Europa y Corea. Fue lanzado el 21 de febrero de 2006 por un cohete M-V a una órbita polar terrestre. Tras el lanzamiento fue rebautizado como Akari, que significa “luz” en japonés.

Su misión principal es escanear el cielo entero en infrarrojo cercano, medio y lejano a través de su telescopio de 68,5 cm de diámetro, que será mantenido durante las observaciones a una temperatura de 6 K para evitar interferencias con la radiación infrarroja que emitiría el propio telescopio.

Se espera que los sensores de infrarrojos lejanos y medios duren unos 550 días, limitados como están por el helio líquido que funciona a modo de refrigerante. El sensor de infrarrojos cercanos podrá continuar operando una vez se agote el refrigerante gracias a un sistema de refrigeración mecánica. El satélite consta de los siguientes instrumentos:

• FIS Far Infrared Surveyor: Instrumento sensor de infrarrojos lejanos
• NIR Near Infrared Camera: Instrumento sensor de infrarrojos cercanos
• MIR-S Middle Infrared Shorter Camera: Sensor de infrarrojos medios con longitudes de onda menores
• MIR-L Middle Infrared Longer Camera: Sensor de infrarrojos medios a longitudes de onda marrón|enanas marrones]]
• Estudiar los procesos de formación de sistemas planetarios
• Descubrir nuevos cometas

AKARI (conocido como ASTRO-F o IRIS – rayos infrarrojos Imaging Surveyor) es la segunda misión espacial para la astronomía infrarroja en Japón. AKARI ha sido desarrollado por los miembros de la JAXA / ISAS y colaboradores. IRAS (Satélite Astronómico Infrarrojo, lanzado en 1983 por el Reino Unido, los Estados Unidos y los Países Bajos), llevó a cabo la primera encuesta de todo el cielo en longitudes de onda infrarrojas y tuvo un gran impacto en la astronomía. La misión AKARI es un ambicioso plan para realizar una encuesta de todo el cielo con mucha más sensibilidad y resolución espacial y la cobertura de longitud de onda más ancha que IRAS. AKARI tiene un telescopio 68.5cm enfrió a 6K, y observar en el intervalo de longitud de onda de 1,7 micras (infrarrojo cercano) a 180 (de infrarrojo lejano). AKARI fue lanzado con éxito al espacio por un cohete MV. AKARI ha sido colocado en una órbita polar sincronizada con el sol de unos 700 kilómetros.

Los datos de imagen AKARI de infrarrojo lejano de todo el cielo se han completado y puesto en libertad a los investigadores de todo el mundo. Los nuevos mapas de imagen AKARI tienen cuatro a cinco veces mejor resolución que la de las imágenes de todo el cielo de infrarrojo lejano convencionales, así como los datos en longitudes de onda más largas. Se espera que los datos de imagen AKARI para contribuir a una variedad muy amplia de estudios astronómicos, por ejemplo, en las zonas de formación estelar y planetaria y la evolución de las galaxias.

Alta Resolución de infrarrojo lejano de todo el cielo la imagen datos publicados (enero de 2015)

El principal objetivo de la misión astronómico infrarrojo ASTRO-F es hacer una encuesta de todo el cielo en longitudes de onda infrarrojas, con una sensibilidad de un orden de magnitud mejor y resolución de un par de veces más alta que IRAS (Infrared Astronomical Satellite), que es el primer satélite astronómico infrarrojo lanzado en 1983. ASTRO-F hará una segunda encuesta generación que satisfaga las expectativas del astrónomo actual.

Hay una gran variedad de objetivos científicos que será investigado por ASTRO-F. Especialmente nos centramos en lo siguiente.

1. Para comprender la formación y evolución de las galaxias.
2. Para indagar en el proceso de formación de estrellas y sistemas planetarios.

Con el fin de lograr estos objetivos, ASTRO-F lleva a cabo las siguientes observaciones.

1. Un imparcial de todo el cielo en longitudes de onda de 50 a 180 micras.
2. Una resolución de alta sensibilidad y observaciones espectroscópicas que cubren más de varias decenas de grados cuadrados en longitudes de onda de 1,7 a 180 micras.

Contorno

ASTRO-F satélite consiste en un criostato y un módulo de bus. Un telescopio e instrumentos científicos se almacenan en el criostato y se enfría por helio líquido y refrigeradores mecánicos. El módulo de bus se encarga de la manutención del satélite, control de actitud, manejo de datos, y la comunicación con el sistema de tierra. La altura y el peso del satélite son 3,7 metros y 952 kg, respectivamente. El criostato y el módulo de bus tienen estructuras independientes con el fin de disminuir flujo de entrada de calor en el criostato.

El panel solar que suministrará energía eléctrica al satélite se extenderá en la órbita. El criostato tiene una tapa de la abertura en el suelo a fin de mantener un vacío apretado y prevenir flujo de entrada de luz parásita. Esta tapa de abertura se expulsa en el espacio después del establecimiento de la actitud del satélite.

ASTRO-F será lanzado por MV No.8 vehículo de lanzamiento que también ha sido desarrollado por JAXA / ISAS. La operación se lleva a cabo después del lanzamiento principalmente a Sagamihara Espacio Centro de Operaciones (SSOC) y Uchinoura Space Center (USC).

Telescopio

El telescopio ASTRO-F es un sistema Ritchey-Chrétien con F / 6.1. La distancia focal es 4200 mm y la abertura eficaz es de 68,5 cm. Todo el telescopio se enfrió hasta aproximadamente 6K durante las observaciones. El objetivo del telescopio enfriado es la de suprimir la radiación térmica perjudicial irradiaba de telescopio en sí.

El telescopio se compone de un espejo primario, un espejo secundario, armazones que soportan el espejo secundario, y deflectores que impiden que la luz parásita. Las cerchas están hechas de berilio (Be) de metal. El berilio es un material con un peso ligero y una buena conducción térmica.

El espejo primario es de SiC (carburo de silicio), un material ligero y rígido. El lado posterior del espejo está ahuecado con el fin de hacerlo más ligero. El peso real de los 71 cm (diámetro efectivo es de 67 cm) espejo primario es sólo 11 kg. Esta es la primera vez que un espejo de SiC va a volar en el espacio.

La superficie del espejo primario se recubre por oro (Au) con el fin de aumentar la reflectancia a la longitud

Criostato

170 litros de helio líquido superfluido (en el momento del lanzamiento) se carga en el tanque del criostato y se enfría los instrumentos y el telescopio hasta una temperatura muy baja.

Dos juegos de Stirling de ciclo refrigeradores mecánicos se incorporan además del helio líquido. La adición de los refrigeradores mecánicos extiende la vida de helio y reduce la cantidad de helio a realizar en el espacio. ASTRO-F hará observaciones durante un año y medio, manteniendo una temperatura muy baja utilizando tanto helio líquido y los refrigeradores mecánicos.

Instrumentos de plano focal

ASTRO-F está equipado con dos tipos de instrumentos; el FIS (infrarrojo lejano Surveyor) para las observaciones de infrarrojo lejano y el IRC (cámara de infrarrojos) para ver de cerca y observaciones en el infrarrojo medio.

FIS: infrarrojo lejano Surveyor

El FIS es el instrumento destinado principalmente para hacer una encuesta de todo el cielo en longitudes de onda del infrarrojo lejano. Dos detectores del FIS son fotoconductores que utilizan cristal semiconductor Ge: Ga, germanio dopado con Galio. Destacaron Ge: Virutas de Ga son sensibles a la luz infrarroja extrema de la longitud de onda más larga que las normales. Cada detector se utiliza con filtros. Por lo tanto el FIS tiene efectivamente cuatro bandas de observación.

El FIS también se utiliza para señalar las observaciones para detectar objetos débiles o para llevar a cabo la espectroscopia utilizando un espectrómetro de transformada de Fourier.

Cámara de infrarrojos: IRC

La IRC se compone de tres sistemas de cámaras independientes. La cámara NIR se asigna a las longitudes de onda del infrarrojo cercano en el 1,7 – 5,5 micras gama. La cámara MIR-S se asigna a cortas longitudes de onda en el infrarrojo medio por encima del 5,8 – 14,1 micras gama y la cámara MIR-L se asigna al infrarrojo medio longitudes de onda más largas de 12.4 – 26.5 micras.

Una de las ventajas de la IRC es que se puede observar a 10 minutos de arco cuadrado a la vez debido a las grandes formaciones de detectores formato (512×412 para NIR, 256×256 para MIR). Cada cámara puede seleccionar una banda de frecuencias específica para observar mediante el uso de filtros. Además, el IRC está equipada con prismas y grisms por lo que puede realizar observaciones espectroscópicas.

Las observaciones de la IRC son básicamente en el modo de puntero. Observaciones de la encuesta utilizando una parte de conjuntos de detectores también están bajo consideración.

Modo de órbita y de Control de Posición

La órbita de ASTRO-F es una órbita polar síncrona Sol con una altitud de 745 km. Se va alrededor de la Tierra por encima de la zona de penumbra y pasa por encima de los polos norte y sur. El periodo orbital es de aproximadamente 100 minutos.

Las observaciones con ASTRO-F se llevan a cabo en dos modos de control de actitud; el modo de encuesta y el modo de puntero.

Modo de encuesta

Modo de encuesta es el modo de observación básica de ASTRO-F. La actitud del satélite siempre se establece de manera que la dirección del telescopio es perpendicular a las direcciones del Sol y de la Tierra. Por lo tanto el telescopio gira y explora el cielo a lo largo de un gran círculo como el satélite gira alrededor de la Tierra. La dirección del Sol desde la Tierra gira una vez en un año. En consecuencia, ASTRO-F puede hacer una encuesta de todo el cielo en medio año en el modo de encuesta.

Modo de cursor

Modo de cursor se utiliza en el caso cuando un observador solicita una exposición a largo o espectroscopia hacia una ubicación fija. El telescopio no puede apuntar en una dirección arbitraria en cualquier momento, debido a que el telescopio no se puede mirar en la dirección desde la cual la luz del sol y / o la Tierra vienen. Debido a esta restricción, cualquier tiempo de exposición es menos de diez minutos para una observación.

Periodo de observación

La vida útil de ASTRO-F termina cuando el helio líquido, el refrigerante principal de a bordo ASTRO-F, se agota. El tiempo de vida esperado se estima en unos 550 días después de su lanzamiento.

El plan de funcionamiento es el siguiente. Los dos primeros meses de la misión es la fase de verificación del rendimiento (PV). En el siguiente medio año, el FIS de todo el cielo se lleva a cabo preferentemente (Fase 1). Después de la fase 1, ASTRO-F observa diversos objetos en el modo de puntero además de complementar las áreas perdidas de la Fase 1, hasta que se consume el helio líquido. La cámara de infrarrojo cercano de la IRC puede continuar observaciones después de que el helio expira, porque la cámara de infrarrojo cercano se puede utilizar a la temperatura mantenida por sólo los refrigeradores mecánicos.

Los objetivos científicos

La evolución de las galaxias

Explorar protogalaxias

¿Cuándo y cómo se galaxias nacen y ¿cómo evolucionaron a la época actual? La luz de las estrellas que han nacido en las primeras fases del Universo se observan en la longitud de onda infrarroja debido a un efecto Doppler cosmológica. Por otra parte, las galaxias recién nacidos pueden ser más luminosa en longitudes de onda infrarrojas, ya que se cree que están sometidos a la formación de estrella grande escala envuelto en nubes de polvo. ASTRO-F buscará galaxias recién nacidas (protogalaxias) con alta sensibilidad a los infrarrojos. Se espera ASTRO-F para detectar más de diez millones de galaxias de todo el cielo.

Origen y evolución de las galaxias

IRAS, el primer satélite astronómico infrarrojo del mundo, descubrieron galaxias luminosas infrarrojas. Resultó que eran galaxias de formación estelar activa. Algunos de ellos están chocando unas con otras en las que un gran número de estrellas están surgiendo. También se cree que un masivo agujero negro está en el centro de tales galaxias y enorme energía está irradiando de ella. Este tipo de interacción se cree que es un fenómeno frecuente en el universo temprano. ASTRO-F hará un estudio sistemático que se remonta a las etapas iniciales del universo, e investigar el origen y evolución de las galaxias.

A buscar sistemas planetarios fuera del sistema solar Propia

Una de nuestras grandes preocupaciones es si existen sistemas planetarios a excepción de nuestro propio Sistema Solar y si existe vida allí. Un planeta se forma dentro de un disco (disco protoplanetario) compuesta de gas y polvo alrededor de una estrella. ASTRO-F puede buscar la radiación de un disco protoplanetario dentro de 1000 años luz. Se revelará el proceso de formación de los sistemas planetarios a través de observaciones en el infrarrojo. También se espera para detectar los discos de polvo que son un vestigio de sistemas planetarios en formación alrededor de estrellas cercanas.

Descubrir nuevos cometas

ASTRO-F tiene el potencial de detectar una gran cantidad de cometas desconocidos. La luz de una cometa que generalmente vemos es la luz solar dispersada por el cometa. ASTRO-F puede detectar la luz infrarroja intrínseca radiada por un cometa en sí que se calienta por el sol Se espera ASTRO-F para detectar más de 50 cometas nuevos.

AKARI completado la operación

Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial informó de que se completó la operación del satélite astronómico infrarrojo AKARI (ASTRO-F). Los transmisores de a bordo fueron apagados a las 17:23 (JST) el 24 de noviembre, 2011.

AKARI fue lanzado el 22 de febrero (JST), 2006 desde el Centro Espacial Uchinoura por el vehículo de lanzamiento MV Nº 8. Es el primer satélite astronómico infrarrojo japonés, y ha sido operado más allá de su vida útil (*). AKARI proporcionan catálogos de la fuente de infrarrojos que contienen 1,3 millones de objetos, así como muchos de los resultados esenciales de la astronomía infrarroja.

operación de la ciencia de Akari se completó en junio de 2011, tras una avería en su sistema de suministro de energía ocurrido el 24 de mayo de 2011. Después de entonces, se han realizado esfuerzos constantes para la interrupción segura.

Los resultados principales que ofrece AKARI se presentan en las siguientes páginas, así como página de resultados de la ciencia del proyecto.

• abrir una nueva ventana AKARI Proyecto del sitio> Resultados
• Estado actual de la Misión de AKARI Después de un año de observaciones — El universo visto por AKARI (Temas: July 11, 2007)
• Reciente más destacado de Akari (Temas: 19 de noviembre de 2008)

Astro-E antes del lanzamiento

Información general

Organización: JAXA

Estado: Astro-E: fallido; Astro-E2: activo

Fecha de lanzamiento: Astro-E: 2000; Astro-E2: 10 de julio de 2005

Aplicación: Observatorio espacial

Configuración: Cilíndrica

Equipo: X-ray Spectrometer (XRS): X-ray Imaging Spectrometer (XIS): Hard X-ray Detector (HXD)

ASTRO-E y ASTRO-EII (también Astro-E2) son satélites japoneses construidos principalmente por la JAXA con el objetivo de estudiar el cielo en el rango de los rayos X. En el año 2000 el lanzamiento del ASTRO-E falló y el satélite se perdió en el océano, por lo que el 10 de julio de 2005 se lanzó un reemplazo conocido como ASTRO-EII. Este satélite tiene una alta resolución espectroscópica así como la capacidad de estudiar una banda de energía bastante ancha, desde los rayos X suaves hasta los rayos gamma (0,3 – 600 keV). Estas características son esenciales a la hora de estudiar fenómenos astronómicos que involucran grandes energías, como agujeros negros y supernovas. Tras el éxito en el lanzamiento, el ASTRO-EII fue rebautizado como Suzaku una deidad japonesa similar al fenix cuyo nombre significa “pájaro rojo del sur”.

Astro-E2, rebautizado Suzaku.

El satélite funcionó correctamente hasta el 29 de julio de 2005, cuando tuvo la primera de una serie de complicaciones con el sistema de vacío. El 8 de agosto de 2005 este fallo causó el derrame del helio líquido usado como refrigerante al espacio, quedando a partir de entonces el instrumento principal del satélite, el XRS, inutilizado aunque los otros instrumentos no se vieron afectados. El ASTRO-EII lleva a bordo los siguientes instrumentos científicos:

• X-ray Spectrometer (XRS)
• X-ray Imaging Spectrometer (XIS)
• Hard X-ray Detector (HXD)

ASTRO-EII utiliza cinco telescopios de rayos X blandos unidos a tres diferentes tipos de instrumentos. Estos telescopios cuentan con rango de energía más eficaz del mundo. Uno tiene un espectroscopio de rayos X que medir la energía de los fotones de rayos X individuales con una precisión 10 veces mayor que los instrumentos anteriores. Cada uno de los cuatro restantes tiene una cámara CCD que puede devolver alta calidad, claras imágenes de rayos X y espectros a la Tierra. ASTRO-E también lleva un detector de rayos X duros con capacidad de cubrir de alta energía, o “duros”, los rayos X en la sensibilidad más alta jamás alcanzada.

ASTRO-EII se caracteriza por los instrumentos de superprecisión se realiza para observar los procesos de alta energía en el Universo, tales como los que se producen en los agujeros negros y racimos de galaxias. Estos instrumentos, que utilizan la tecnología líder en el mundo de Japón en este campo, puede realizar una medición precisa del efecto Doppler de la línea de rayos X – algo que ha sido difícil de lograr con los instrumentos existentes. ASTRO-EII nos permitirá observar con detalle la dinámica del gas en la fusión de grupos de galaxias gigantes, así como el movimiento y el estado físico de la materia que cae en un enorme agujero negro. El aumento de la sensibilidad de los instrumentos permitirá la observación de las estrellas primitivas oscura en las galaxias lejanas, y hacer una contribución significativa a la comprensión de la evolución del Universo y de la estructura del espacio-tiempo.

ASTRO-EII se puso en marcha a las 12:30 pm el 10 de julio de 2005 (hora estándar de Japón, JST) desde el Centro Espacial Uchinoura (USC) por MV.

La puesta en órbita ASTRO-EII se le dio un apodo de “Suzaku”.

Suzaku (anteriormente ASTRO-EII) fue un astronomía de rayos X por satélite desarrollado conjuntamente por la NASA Goddard Space Flight Center y el Instituto de Ciencias Espaciales y Aeronáuticas en JAXA para sondear las fuentes de rayos X de alta energía, como las explosiones de supernovas, agujeros negros y galáctico clusters. Se puso en marcha el 10 de julio de 2005 a bordo del cohete MV-6. Después de su exitoso lanzamiento, el satélite Suzaku fue renombrado después de la mítica ave bermellón del Sur. ^[4]

Apenas unas semanas después de su lanzamiento, el 29 de julio de 2005, el primero de una serie de fallas en el sistema de enfriamiento producido. Estos terminaron provocando todo el reservorio de helio líquido hierva en el espacio antes del 8 de agosto de 2005. Esta cerró efectivamente el Espectrómetro de Rayos X (XRS), que era el instrumento principal de la nave espacial. Los otros dos instrumentos, el Espectrómetro de Imágenes de rayos X (XIS) y el detector de rayos X duros (HXD), no se vieron afectados por el mal funcionamiento. Como resultado de ello, otro XRS se integró en el satélite de rayos X Hitomi, lanzado en 2016.

El 26 de agosto de 2015, JAXA anunció que las comunicaciones con Suzaku habían sido intermitente desde el 1 de junio, y que la reanudación de las operaciones científicas serían difíciles de lograr dada la condición de la nave espacial. ^[5] operadores de la misión decidieron completar la misión de forma inminente, como Suzaku tenía superado su vida útil de diseño por 8 años en este punto. La misión llegó a su fin el 2 de septiembre de 2015, cuando la JAXA ordenó a los transmisores de radio sobre Suzaku para cambiar a sí mismos fuera.^{[3] [6]}

Poco después del lanzamiento, Suzaku perdió el helio líquido para enfriar el detector XRS-2, impactando severamente la resolución del instrumento. Todos los demás instrumentos son operables y proporcionaron resultados valiosos. Suzaku operado mucho más allá del tiempo de vida de dos años de diseño hasta que en junio de 2015, cuando el sistema de comunicaciones del satélite de forma intermitente cortada. En agosto de 2015, la misión fue declarada la pérdida y el satélite se apagó el 2 de septiembre de 2015.

SWIFT Gamma-Ray                                      

Swift es un observatorio espacial dedicado al estudio de las explosiones de rayos gamma o GRB (del inglés Gamma-Ray Burst). Posee tres instrumentos que trabajan juntos permitiéndole estudiar el fenómeno en rayos gamma, rayos x, ultravioleta y visible.

Fue construido por un consorcio internacional formado por Estados Unidos, Reino Unido e Italia y lanzado finalmente el 20 de noviembre de 2004 en un cohete Delta 2. Es controlado por el Goddard Space Flight Center de la NASA.

En principio su misión es de dos años, pero se prevé que si no ocurre ningún contratiempo, la misión pueda ser extendida.

La principal característica de este observatorio es que cuando detecta una explosión de rayos gamma es capaz de localizarla en 15 segundos, para entonces reorientarse automáticamente para quedar apuntando con todos sus instrumentos el lugar de origen de la explosión o llamarada de rayos gamma entre 20 y 75 segundos después de la explosión.

Los objetivos científicos de la misión Swift son:

• Determinar el origen de las llamaradas de rayos gamma.
• Clasificar las llamaradas de rayos gamma y buscar nuevos tipos.
• Determinar como evoluciona e interactúa la onda expansiva con sus alrededores.
• Usar las llamaradas de rayos gamma para estudiar el universo primitivo.
• Un estudio de todo el cielo en rayos X más sensible que cualquier anterior.

Para lo cual dispone de los siguientes instrumentos:

• Burst Alert Telescope (BAT): Detecta las llamaradas y anota sus coordenadas.
• X-Ray Telescope (XRT): Toma imágenes y realiza análisis espectrales de las llamaradas. Con estos datos se consigue una localización más precisa del origen de la explosión.
• UV/Optical Telescope (UVOT): Se usa tanto como para estudiar el espectro en radiación ultravioleta y visible, así como para estudiar la variación de luminosidad de las llamaradas con el tiempo. También afina la posición de la llamarada de rayos gamma hasta una resolución inferior a un arcosegundo.

Gracias a los logros científicos de la misión Swift, se cree haber resuelto el misterio de las llamaradas o explosiones de rayos gamma. Ya se sabía que algunas de las explosiones podían ser provocadas por supernovas, pero se han encontrado indicios de que otras que hasta ahora no tenían explicación podrían ser formadas por colisiones entre agujeros negros y estrellas de neutrones o entre varias de estas últimas.

Observaciones realizadas por el Swift han permitido localizar el objeto más lejano jamás observado, una explosión a 13.000 millones de años luz.

Iformación general

Swift es un multi- longitud de onda observatorio espacial dedicado al estudio de las explosiones de rayos gamma (GRBs). Sus tres instrumentos trabajan juntos para observar GRB y sus resplandores en el de rayos gamma, rayos X, radiación ultravioleta, y ópticos bandas de ondas.

Sobre la base de los análisis continuos de la zona del cielo con uno de los monitores del instrumento, Swift utiliza volantes de inercia para girar de forma autónoma en la dirección de posibles estallidos de rayos gamma. El nombre de “Swift” no es un acrónimo relacionado con la misión, sino más bien una referencia a la capacidad de giro rápido del instrumento, y la agilidad de aves del mismo nombre.^[6] Todos los descubrimientos Swift ‘s se transmiten al suelo y los datos están a disposición de otros observatorios que unen Swift en la observación de los estallidos de rayos gamma.

En el tiempo entre eventos de PSG, Swift está disponible para otras investigaciones científicas y científicos de las universidades y otras organizaciones pueden presentar propuestas para las observaciones.

El Centro de Operaciones de Swift Misión (MOC), donde se lleva a cabo al mando del satélite, se encuentra en State College, Pennsylvania y es operado por la Universidad Estatal de Pensilvania y subcontratistas de la industria. La estación terrestre principal Swift está situado en el centro espacial de Broglio cerca de Malindi, en la costa del este de Kenia, y es operado por la Agencia Espacial Italiana. El Centro de Datos Científicos Swift (SDC) y el archivo se encuentran en la Centro de Vuelo Espacial Goddard fuera de Washington DC El Centro de Ciencias de Datos del Reino Unido Swift se encuentra en la Universidad de Leicester.

El bus de la nave espacial Swift fue construido por Spectrum Astro, que más tarde fue adquirida por General Dynamics Avanzada de Sistemas de Información,^[7] , que a su vez fue adquirida por Orbital Sciences Corporation.

Instrumentos

Burst Telescopio de Alerta (BAT)

El MTD detecta eventos de PSG y calcula sus coordenadas en el cielo. Cubre una gran fracción del cielo (más de un estereorradián codificada totalmente, tres estereorradianes parcialmente codificado; en cambio, el cielo lleno de ángulo sólido es 4π o alrededor de 12,6 estereorradianes). Se localiza la posición de cada evento con una precisión de 1 a 4 minutos de arco dentro de los 15 segundos. Esta posición crudo se transmite inmediatamente al suelo, y algunas de campo amplio, rápido mató telescopios basados en tierra puede coger el PSG con esta información. El MTD utiliza una máscara-apertura codificada de 52.000 puestos aleatoriamente 5 mm de plomo azulejos, 1 metro por encima de un plano detector de 32.768 mm de cuatro CdZnTe azulejos detector de rayos X duros; que se ha diseñado específicamente para Swift. Rango de energía: 15-150 keV.^[8]

Telescopio de Rayos X (XRT)

El XRT ^[9] puede tomar imágenes y realizar análisis espectral de la luminiscencia residual de GRB. Esto proporciona la ubicación más precisa de la GRB, con un círculo de error típico de aproximadamente 2 segundos de arco de radio. El XRT también se utiliza para realizar el seguimiento a largo plazo de los GRB afterglow curvas de luz durante días o semanas después del evento, dependiendo del brillo de la luminiscencia residual. El XRT utiliza un telescopio Wolter tipo I de rayos X con 12 espejos anidados, se centró en un único MOS de carga acoplada dispositivo (CCD) similares a los utilizados por los XMM-Newton cámaras EPIC MOS. A bordo de software permite observaciones totalmente automatizadas, con el instrumento de seleccionar un modo de observación apropiado para cada objeto, en función de su tasa de recuento medido. El telescopio tiene un rango de energía de 0,2 – 10 keV. ^[10]

Telescopio ultravioleta / óptico (UVOT)

Después de Swift ha basculado hacia un GRB, el UVOT se utiliza para detectar un resplandor óptico. El UVOT proporciona una posición de sub-segundo de arco y proporciona la fotometría óptica y ultravioleta a través de filtros lenticulares y los espectros de baja resolución (170-650 nm) mediante el uso de sus ópticas y UV grisms. El UVOT también se utiliza para proporcionar a largo plazo de seguimiento de curvas de luz de fosforescencia de PSG. El UVOT se basa en el XMM-Newton monitor óptico de la misión (OM) de instrumentos, con la óptica mejorada y actualizar los equipos de procesamiento a bordo. ^[11]

El 9 de noviembre de 2011, UVOT fotografiado el asteroide 2005 YU ₅₅ como el asteroide hizo un sobrevuelo cercano de la Tierra. ^[12] El 3 de junio de 2013, UVOT dio a conocer una encuesta masiva ultravioleta de las cercanas nubes de Magallanes.^[13]

Objetivos de la misión

La misión Swift tiene cuatro objetivos científicos clave:

• Para determinar el origen de los estallidos de rayos gamma. Parece que hay al menos dos tipos de GRB, de las que sólo se pueden explicar con una hipernova, creando un haz de rayos gamma. Se necesitan más datos para explorar otras explicaciones.
• Para utilizar los GRBs de ampliar la comprensión del joven universo. GRB parecen tener lugar a “distancias cosmológicas” de muchos millones o miles de millones de años luz, lo que significa que se pueden utilizar para sondear el cosmos distantes, y por lo tanto jóvenes,.
• Para llevar a cabo un estudio de todo el cielo que será más sensible que cualquier anterior, y se sumará de manera significativa al conocimiento científico de las fuentes de rayos X astronómicos. Por lo tanto, también se podría producir resultados inesperados.
• Para servir como una plataforma de rayos gamma / X-ray / observatorio óptico de uso general, la realización rápida “objetivo de oportunidad” observaciones de muchos fenómenos astrofísicos transitorios, tales como supernovas.

Historia de la misión

Swift fue lanzado el 20 de noviembre de 2004, y alcanzó una órbita casi perfecta de 586 × 601 kilometros (364 × 373 millas) de altura, con una inclinación de 20 °.

El 4 de diciembre, se produjo una anomalía durante la activación del instrumento cuando el refrigerador de termoeléctrico (TEC) Fuente de alimentación para el Telescopio de rayos X no se encienden como se esperaba. El equipo de XRT en Leicester y la Universidad Estatal de Pensilvania fueron capaces de determinar el 8 de diciembre que el XRT sería utilizable incluso sin el TEC de ser operativas. Las pruebas adicionales el 16 de diciembre no dió más información en cuanto a la causa de la anomalía.

El 17 de diciembre a las 07:28:30 UT, el Swift de la explosión de Alerta Telescopio (MTD) y provocó encuentra a bordo de un estallido de rayos gamma de manifiesto durante las operaciones de lanzamiento y principios. ^[14] La nave espacial no mataron de forma autónoma a la ráfaga desde la normalidad la operación todavía no había comenzado, y la rotación autónoma aún no se ha activado. Swift tuvo su primer disparador PSG durante un período en el giro autónoma fue activado el 17 de enero de 2005, aproximadamente a las 12:55 GMT. Se señaló el telescopio XRT a las coordenadas de a bordo calcula y se observa una fuente de rayos X brillante en el campo de visión. ^[15]

El 1 de febrero de 2005, el equipo de la misión lanzó la primera luz de la imagen del instrumento UVOT y declaró Swift operativa.

A partir de mayo de 2010, Swift ha detectado más de 500 estallidos de rayos gamma, resplandores de rayos X para más del 90% de ellos, y resplandores ópticas de más del 50% de ellos. ^[16]

Octubre del 2013 Swift había detectado más de 800 estallidos de rayos gamma. ^[17]

A partir de febrero de 2015, Swift sigue funcionando bien y tiene 942 detecciones de PSG en total en su haber, con alrededor de 15 GRBs detectados en 2015 hasta la fecha. ^[18]

Detecciones notables

• 9 mayo de 2005: Swift detectó GRB 050509B, un estallido de rayos gamma que duró una vigésima parte de un segundo. La detección fue la primera vez que la ubicación exacta de una corta duración estallido de rayos gamma había sido identificado y la primera detección de luminiscencia de rayos X en una corta ráfaga individual.^{[19] [20]}
• 4 de septiembre 2005: Swift detectó GRB 050904 con un desplazamiento hacia el rojo valor de 6,29 y una duración de 200 segundos (la mayoría de los estallidos detectados dura unos 10 segundos). También se encontró que los cerca de 12,6 mil millones más distantes aún detectadas, a años luz.
• 18 de febrero 2006: Swift detectó GRB 060218, un inusualmente largo (alrededor de 2000 segundos) y cerca (unos 440 millones de años luz) de ráfaga, que era inusualmente débil a pesar de su corta distancia, y puede ser una indicación de una inminente supernova.
• 14 de junio de 2006: Swift detectó GRB 060614, un estallido de rayos gamma que duró 102 segundos en una galaxia distante (alrededor de 1,6 millones de años luz). Sin supernova fue visto después de este evento (y GRB 060505 a los límites de profundidad) que lleva a algunos a especular que representaba una nueva clase de progenitores. Otros sugirieron que estos eventos podrían haber sido las muertes de estrellas masivas, pero los que producen muy poco radiactivo ⁵⁶ Ni para alimentar una explosión de supernova.
• 9 enero 2008: Swift estaba observando una supernova en NGC 2770 cuando fue testigo de un estallido de rayos X procedentes de la misma galaxia. Se encontró que la fuente de esta explosión ser el comienzo de otra supernova, más tarde llamada SN 2008D. Nunca antes había visto una supernova sido en una etapa tan temprana de su evolución. Después de este golpe de suerte (posición, tiempo, instrumentos más adecuados), los astrónomos fueron capaces de estudiar en detalle esta supernova Tipo Ibc con el telescopio espacial Hubble, el observatorio de rayos X Chandra, el Very Large Array en Nuevo México, el Gemini Norte telescopio en Hawai, Gemini Sur en Chile, el Keck I telescopio en Hawai, el telescopio de 1,3 m PAIRITEL en el Monte Hopkins, los telescopios de 200 pulgadas y 60 pulgadas en el Observatorio Palomar en California, y el telescopio de 3,5 metros en el Apache Observatorio punto en Nuevo México. La importancia de esta supernova fue comparado por el líder del equipo del descubrimiento Dr. Alicia Soderberg a la de la piedra de Rosetta para la egiptología.^[21]
• 8 de febrero y 13 de 2008: Swift proporcionan información crítica acerca de la naturaleza del Objeto Hanny, sobre todo la ausencia de una fuente de ionización dentro de la Voorwerp o en la vecina IC 2497.
• 19 de marzo de 2008: Swift detectó GRB 080319B, un estallido de rayos gamma entre los objetos celestes más brillantes jamás presenciado. En 7.5 mil millones de años luz, Swift estableció un nuevo récord para el objeto más lejano (brevemente) visible para el ojo desnudo. También se dice que es de 2,5 millones de veces intrínsecamente más brillante que el anterior supernova más brillante aceptado (SN 2005ap). Swift observó un récord de cuatro GRB de ese día, que también coincidió con la muerte del señalado escritor de ciencia ficción Arthur C. Clarke. ^{[22 ]}
• 13 de septiembre de 2008: Swift detectó GRB 080913, en el momento en el GRB más distante observado (12,8 mil millones de años luz) hasta la observación de GRB 090423. Unos meses más tarde ^{[23] [24]}
• 23 de abril de 2009: Swift detectó GRB 090423, la explosión cósmica más distante jamás visto en ese momento, a 13.035 millones de años luz. En otras palabras, el universo tenía sólo 630 millones de años cuando se produjo esta explosión.^[25]
• 29 de abril de 2009: Swift detectó GRB 090429B, que fue encontrado por su posterior análisis publicado en 2011 sea de 13,14 mil millones de años luz de distancia (aproximadamente equivalente a 520 millones de años después del Big Bang), incluso más allá de GRB 090423.^[26]
• 16 de marzo de 2010: Swift atado por su récord de nuevo detección y localización de cuatro ráfagas en un solo día.
• 13 de abril de 2010: Swift detectó su GRB 500a. ^[27]
• 28 de marzo de 2011: Swift detectó Swift J1644 + 57, que el análisis posterior demostró ser posiblemente la firma de una estrella está interrumpida por un agujero negro o el encendido de un núcleo galáctico activo.^[28] “Esto es realmente diferente de cualquier evento explosivo hemos visto antes “, dijo Joshua Bloom de la Universidad de California en Berkeley, autor principal del estudio publicado en la edición de junio de la Ciencia. ^[29]
• 16 de septiembre y 17 de 2012: BAT activan dos veces en una fuente de rayos X duros hasta ahora desconocido, llamado Sw J1745-26, unos pocos grados desde el centro galáctico. El estallido, producido por una rara X-ray nova, anunció la presencia de un agujero negro de masa estelar hasta ahora desconocido que experimenta una transición dramática de la baja / duro al estado de alta / suave.^{[30] [31] [32]}
• 2013: Descubrimiento de ultra larga clase de estallidos de rayos gamma.
• 24 de de abril de, 2013: Swift detectó un brote de rayos X desde el centro galáctico. Esto resultó no estar relacionado con Sgr A *, pero a un insospechado magnetar. Posteriores observaciones por parte de la NuSTAR y el Observatorio Chandra de rayos X confirmaron la detección. ^[33]
• 27 de de abril de, 2013: Swift detectó el Gamma-ray “sorprendentemente brillante” reventar GRB 130427A. Observado simultáneamente por el telescopio espacial de rayos gamma Fermi, es uno de los cinco más cercanos GRB detectado y uno de los más brillantes visto por cualquiera telescopio espacial. ^[34]
• 3 de junio de, 2013: Evidencia para la emisión kilonova en definitiva GRB.
• 23 de de abril de 2014: Swift detectó la secuencia más fuerte, más caliente y más larga duración de las erupciones estelares nunca vistos desde una estrella enana roja en las inmediaciones. La explosión inicial de esta serie récord de las explosiones era tanto como 10.000 veces más potente que la mayor erupción solar jamás registrada. ^[35]
• 3 de mayo de 2014: La detección de un pulso de radiación UV de una Fuerza Internacional de Policía descubrió joven de tipo Ia SN.
• 27 de de octubre de, 2015: Swift detectó su 1000a estallido de rayos gamma GRB 151027B.