WIND
Otros nombres: CGS/Wind Clementine
Organización: NASA
Fecha de lanzamiento: 1 de noviembre de 1994
Vehículo de lanzamiento: Delta
Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral
Aplicación: Observación terrestre
Masa: 1195 kg
Tasa de datos: 5,5 o 11,1 kbps
Wind es un satélite artificial de la NASA lanzado el 1 de noviembre de 1994 desde Cabo Cañaveral mediante un cohete Delta a una órbita polar.
Wind es el satélite gemelo del satélite Polar y está dedicado a medir el viento solar y el campo magnético. Los objetivos concretos de Wind son:
- estudiar el plasma, las partículas energéticas y el campo magnético.
- determinar el flujo magnético de salida de la magnetosfera en la zona de la cola magnética.
- estudiar los procesos con plasma implicado en el viento solar en la zona cercana a la Tierra.
- realizar observaciones en el plano de la eclíptica para ser utilizadas en estudios heliosféricos.
El satélite llevó el primer instrumento ruso en volar en una nave estadounidense desde 1987. La alimentación eléctrica era producida por las células solares que recubrían el cuerpo del satélite, del que salían varias antenas y mástiles que soportaban instrumentos. Estaba estabilizado por rotación (20 revoluciones por minuto). Los datos eran guardados por grabadoras de cinta hasta ser transmitidos a la Red del Espacio Profundo a velocidades de 5,5 o 11,1 kbps.
Llevaba los siguientes instrumentos:
- EPACT (Energetic Particle Acceleration, Composition and Transport): mide la aceleración de las partículas energéticas y los procesos de transporte en las erupciones solares, el medio interplanetario, la magnetosfera y los rayos cósmicos.
- Magnetic Field Investigation (MFI): magnetómetros utilizados para estudiar estructuras a gran escala y la fluctuación de los campos magnéticos interplanetarios en función del tiempo. Disponen de siete rangos de medida: 6, 64, 256, 1024, 4096, 16.384 y 65.536 nT con una resolución de hasta 2,5-4 para 1 nT.
- Radio and Plasma Wave Experiment (WAVES): experimento francés de ondas de radio y plasma para medir la intensidad y dirección de llegada de ondas de radio y plasma con origen en el viento solar cercano a la Tierra.
- Solar Wind Ion Composition Spectrometer (SWICS) / Suprathermal Ion Composition Spectrometer (STICS): para medir la composición ionica y la carga del viento solar, la velocidad, densidad y temperatura de los iones de He4++, medir la velocidad media de los protones del viento solar y medir la distribución de energía de algunas especies iónicas.
- Solar Wind Experiment (SWE): espectrómetro de seis ejes que proporciona funciones tridimensionales de la distribución de velocidad para iones y electrones con una alta resolución temporal.
- Transient Gamma Ray and EUV Spectrometer (TGRS): para hacer observaciones de alta resolución de eventos de rayos gamma transitorios en el rango de energía entre 20 keV y 10 MeV.
- 3-D plasma and energetic particle analyzer (3DP): mide la distribución tridimensional del plasma y los electrones e iones energéticos con alta resolución temporal, angular y de energía en un rango de entre 10 eV y 5 MeV.
- KONUS: detector de rayos gamma.
El Global Geoespacio Ciencia (SGG) del viento por satélite es una nave espacial NASA lanzada en 04:31:00 EST el 1 de noviembre de 1994, 17B plataforma de lanzamiento en la estación de Cabo Cañaveral de la Fuerza Aérea (CCAFS) en Merritt Island, Florida a bordo de un Douglas McDonnell Delta II 7925-10 cohete. El viento fue diseñado y fabricado por Martin Marietta División Espacial Astro en East Windsor, Nueva Jersey. El satélite tiene un giro estabilizado cilíndrica satélite con un diámetro de 2,4 m y una altura de 1,8 m.[1]
Fue desplegado para estudiar radio y plasma que se producen en el viento solar y de la magnetosfera de la Tierra antes de que el viento solar llega a la Tierra. La misión original de la nave estaba en órbita alrededor del Sol en el L 1 punto de Lagrange, pero esto se retrasó cuando el SOHO y ACE, naves espaciales fueron enviados a la misma ubicación. El viento ha estado en L 1 de forma continua desde 2004, y todavía está en funcionamiento a partir de marzo 22, 2016.[10] El viento actualmente tiene suficiente combustible para durar más o menos 53 años en L1. El viento sigue produciendo investigaciones pertinentes, con sus datos de haber contribuido a más de 1600 publicaciones desde 2009 y más de 2200 publicaciones anteriores a 2009, al 22 de marzo, 2016 (sin incluir publicaciones de 2016), el número total de publicaciones, ya sea directa o indirectamente, a partir de datos del viento es de ~ 3903.[10] Tenga en cuenta que muchas de estas publicaciones utilizadas datos de viento indirectamente por citar el conjunto de datos OMNI en CDAWeb , que se basa en gran medida en mediciones de viento.
Las operaciones de la misión se llevan a cabo desde el Centro de Operaciones Multi-Misión (MMOC) en el edificio 14 en el Goddard Space Flight Center en Greenbelt, Maryland.
Los datos de viento se puede acceder mediante la SPEDAS software.
El viento es el satélite gemelo del SGG polar .
Los objetivos científicos de la misión del viento
- Proporcionar el estudio del plasma completo, partículas energéticas, y la entrada del campo magnético para los estudios de la ionosfera y la magnetosfera.
- Determinar la salida magnetosférica al espacio interplanetario en la región aguas arriba.
- Investigar los procesos de plasma básicos que se producen en el viento solar cercano a la Tierra.
- Proporcionar observaciones plano de la eclíptica línea de base que se utilizará en las latitudes heliosféricos de ULISES.
Los instrumentos científicos de la nave espacial del viento
El objetivo de ISTP es entender el comportamiento del Sol y la Tierra de plasma medio ambiente con el fin de predecir la forma en la Tierra ‘atmósfera de s responderá a los cambios en el viento solar condiciones. Viento “objetiva s es medir las propiedades del viento solar antes de que se llega a la Tierra. La nave espacial del viento tiene una gran variedad de instrumentos, incluyendo: Konus, [4] La investigación de campo magnético del viento (IMF),[3] el viento solar y supratérmica Ion Composición Experimento (SMS),[5] Las Partículas Energéticas: Aceleración, Composición, y Transportes (EPACT) investigación,[2] el Experimento de viento solar (SWE),[6] una imagen tridimensional de plasma e investigación partículas Energéticas (3DP),[7] el transitorio de rayos Gamma (Espectrómetro TGRS),[8] y la Radio y plasma Wave Investigación (ondas).[9] los instrumentos Konus y TGRS son principalmente para-rayos gamma de alta energía y de fotones observaciones de las erupciones solares o las explosiones de rayos gamma . El experimento SMS mide las proporciones de masa y masa-carga de iones pesados. Los experimentos SWE y 3DP tienen el propósito de medir / analizar la energía más baja (por debajo de 10 MeV) del viento solar protones y electrones . Las olas y experimentos IMF fueron diseñados para medir las eléctricas y campos magnéticos observados en el viento solar. En conjunto, la suite de la nave espacial de los instrumentos de viento permite obtener una descripción completa de los fenómenos de plasma en el plano viento solar de la eclíptica.
Viento / ONDAS
Tiempo de dominio muestreador
Los campos eléctricos detectores de las olas Instrumento de viento[9] se componen de tres campos eléctricos ortogonales antenas dipolo, dos en el plano de giro (más o menos al plano de la eclíptica) de la nave espacial y uno a lo largo del eje de rotación. La suite ONDAS completas de instrumentos incluye cinco receptores totales incluyendo: receptor de baja frecuencia FFT llamado FFT (0,3 Hz a 11 kHz), Receptor de ruido térmico llama TNR (4-256 kHz), Radio de recepción de radio llamado RAD1 1 (20-1040 kHz), radio de banda del receptor 2 llamado RAD2 (1,075 a 13,825 MHz), y el dominio Sampler tiempo llamado TDS (diseñado y construido por la Universidad de Minnesota). Cuanto más largo del plano de giro de dos antenas, que se define como Ex, es 100 m de punta a punta, mientras que el más corto, que se define como Ey, es de 15 metros de punta a punta. El dipolo eje de giro, que se define como Ez, es más o menos 12 metros de punta a punta. Al contabilizar los potenciales nave espacial, estas longitudes de antena se ajustan a ~ 41,1 m, 3,79 m ~, y ~ 2,17 m [Nota: éstos están sujetos a cambios y sólo estimaciones y no necesariamente exacta con dos decimales]. Las ondas Instrumento de viento también detecta los campos magnéticos utilizando tres ortogonales magnetómetros de bobina de búsqueda (diseñado y construido por la Universidad de Iowa). Las bobinas de búsqueda XY están orientados a ser paralela a la antena dipolo XY. Las bobinas de búsqueda permiten mediciones del campo magnético de alta frecuencia (definidos como B x, B y y B z). Las ONDAS Z-Axis es paralela anti-to-Z GSE (geocéntrica solar eclíptica dirección). Por lo tanto cualquier rotación se puede hacer sobre el eje Z en el sentido euleriano normal, seguida por un cambio de signo en el Z-componente de cualquier GSE vector giran en coordenadas olas.
Capturas Electric (y magnético) de forma de onda de campo se pueden obtener del receptor de dominio de tiempo Sampler (TDS).[9] muestras TDS son una captura de forma de onda de 2048 puntos (16384 puntos en la STEREO nave espacial) por componente de campo. Las formas de onda son medidas de campo eléctrico en función del tiempo. En las frecuencias de muestreo más altas, el ayuno (TDSF) muestreador se ejecuta en ~ 120.000 muestras por segundo (sps) y el lento (STT) muestreador funciona a ~ 7.500 sps. TDSF muestras se componen de dos componentes de campo eléctrico (normalmente E x y E y) mientras que las muestras TDSS se componen de cuatro vectores, ya sea de tres eléctrica y un campo magnético o tres magnético y un campo eléctrico. El receptor TDSF tiene poca o ninguna ganancia por debajo de aproximadamente ~ 120 Hz y los magnetómetros de bobina de búsqueda rodar fuera del orden de ~ 3,3 Hz.[11]
Receptor de ruido térmico
Las medidas de TNR ~ campos eléctricos 4-256 kHz en un máximo de 5 bandas de frecuencia logarítmica espaciados, aunque normalmente sólo se fija en 3 bandas, a partir de 32 o 16 canales por banda, con un 7 nV / (Hz)1/2 sensibilidad, 400 Hz a 6,4 de ancho de banda kHz, y el rango dinámico total de más de 100 dB.[9] Los datos han sido tomados por dos receptores multicanal, que nominalmente muestra para 20 ms a una frecuencia de muestreo de 1 MHz (ver[9] para más información). El TNR se utiliza a menudo para determinar la densidad local del plasma mediante la observación de la línea de plasma, una emisión a la frecuencia local del plasma debido a una respuesta de ruido térmico de la antena dipolo de alambre. Hay que señalar que la observación de la línea de plasma requiere la antena dipolo para ser más largo que el local de la longitud de Debye , λDe. [2] Para las condiciones típicas en el viento solar lambda De ~ 7-20 m, mucho más corto que el cable de antena dipolo el viento. La mayor parte de esta sección fue tomada de.[11]
Viento / 3DP
El Instrumento de viento / 3DP (diseñado y construido en el Berkeley Laboratorio de Ciencias Espaciales) fue diseñado para realizar mediciones tridimensionales completos de las distribuciones de supratérmica electrones e iones en el viento solar. El instrumento incluye tres matrices, cada uno compuesto de un par de de doble extremo semi-conductores telescopios cada uno con dos o tres estrechamente intercaladas pasivados de iones implantados silicio detectores, que miden los electrones y los iones por encima de ~ 20 keV. El instrumento también tiene chistera simétrica sección esférica electrostática (ES) analizadores con placa microcanal detectores (MCP) se utilizan para medir los iones y electrones a partir de ~ 3 eV a 30 keV. [7] Los dos tipos de detectores tienen reions energía que van desde ? e / e ≈ 0.3 para los telescopios de estado sólido (SST) y? e / e ≈ 0.2 para la chistera analizadores ES. Las resoluciones angulares son 22,5 ° x 36 ° para el SST y 5,6 ° (cerca de la eclíptica) a 22,5 ° para la chistera analizadores ES. Los detectores de partículas pueden obtener una cobertura completa estereorradián 4π en una (la mitad) de giro completo (~ 3 s) de la SST (chistera analizadores ES). La mayor parte de esta sección fue tomada de. [11]
Analizadores electrostáticos
Los conjuntos de detectores están montados en dos brazos opuestos, cada uno de 0,5 m de longitud. La parte superior del sombrero analizador ES se componen de cuatro detectores separados, cada uno con diferentes factores de geometría para cubrir diferentes rangos de energías. Los detectores de electrones, Jes s, y detectores de iones, PESA, se separan en cada uno bajo (L) y detectores (H) de alta energía. Los analizadores de H y L contienen 24 y 16 ánodos discretos, respectivamente. El ánodo de diseño proporciona una resolución angular de 5,6 ° dentro de ± 22,5 ° del plano de la eclíptica (aumenta a 22,5 ° en incidencia normal al plano de la eclíptica). Los analizadores son barridas de manera logarítmica de la energía y de la muestra contadores a 1024 muestras / centrifugado (~ 3 ms período de la muestra). Así, los analizadores se pueden fijar a la muestra 64 muestras por barrido de energía a los 16 barridos por tirada o 32 muestras por barrido de energía en 32 barridos por tirada, etc. Los detectores se definen como sigue:
- EESA baja (EL): cubre los electrones de ~ 3 eV a ~ 1 keV (Estos valores varían de una estructura momento a la estructura momento dependiendo de la duración del muestreo de datos, el potencial de la nave espacial, y si en ráfaga o modo de encuesta El alcance típico es de ~ 5. eV a ~ 1,11 keV. [11] ) con una resolución de fase de 11,25 ° giro. EL tiene un factor geométrico total de 1,3 x 10 -2 E cm 2 -SR (donde E es la energía en eV) con un casi idéntico 180 ° campo de visión (FOV), radial a la nave espacial, a la de PESA-L.
- EESA alta (EH): cubre electrones de ~ 200 eV a ~ 30 keV (aunque valores típicos varían de un mínimo de ~ 137 eV a un máximo de ~ 28 keV) en un barrido de energía 32 muestra cada 11,25 ° de giro nave espacial. EH tiene un factor geométrico total de 2,0 x 10 cm -1 E 2 -SR, eficiencia MCP de alrededor de 70% y la transmisión de la red de aproximadamente 73%. EH tiene un FOV tangente 360 ° planar a la superficie de la nave espacial que puede ser electro estáticamente desviado en un cono de hasta ± 45 ° fuera de su plano normal.
- PESA baja (PL): cubre iones con un barrido de energía 14 muestra (Tenga en cuenta que en el modo de encuesta las estructuras de datos suelen tener 25 puntos de datos a las 14 energías diferentes, mientras que en el modo de ráfaga se toman 64 puntos de datos a las 14 energías diferentes.) A partir de ~ 100 eV a ~ 10 keV (a menudo energías van desde ~ 700 eV a ~ 6 keV) cada 5,6 ° de giro nave espacial. PL tiene un factor geométrico total de sólo 1,6 x 10 -4 cm E 2 -SR pero una respuesta de ángulo energía idéntica a la de PESA-H. Mientras que en el viento solar, PL se reorienta a lo largo de la dirección de flujo mayor para capturar el flujo de viento solar que da lugar a una estrecha gama de cobertura pitch-ángulo.
- PESA alta (PH): cubre iones con un barrido de energía 15 de la muestra a partir de tan ~ 80 eV hasta un máximo de ~ 30 keV (rango de energía típica es ~ 500 eV a ~ 28 keV [11] ) cada 11,25 ° de la nave espacial ( tenga en cuenta que PH tiene varios modos de datos donde el número de puntos de datos por bin de energía puede ser cualquiera de los siguientes: 121, 97, 88, 65, o 56.). PH tiene un factor geométrico total de 1,5 x 10 -2 E cm 2 -SR con una eficiencia de MCP de alrededor de 50% y la transmisión posterior entrada rejilla de aproximadamente 75%.
Telescopios de estado sólido
Los detectores de SST constan de tres matrices de telescopios de dos extremos, cada uno de los cuales está compuesto de cualquiera de un par o triplete de cerca intercalados semi-conductores detectores. El detector de centro (grueso o T) del triplete es 1,5 cm 2 de superficie, 500 m de espesor, mientras que los otros detectores, lámina (F) y abierto (O), son la misma zona pero sólo 300 m de espesor. Una dirección de los telescopios está cubierto de una delgada lexan papel de aluminio, ~ 1.500 Å de aluminio evaporó a cada lado para eliminar por completo la luz solar, (SST-Foil) donde fue elegido el espesor de detener protones hasta la energía de los electrones (~ 400 keV ). Los electrones son esencialmente afectadas por la lámina. En el lado opuesto (SST-abierto), un común imán escoba se utiliza para rechazar los electrones por debajo de ~ 400 keV de entrar, pero deja los iones esencialmente afectadas. Por lo tanto, si no hay partículas de mayor energía penetran en las paredes del detector, el SST-Foil debe medir solamente los electrones y los iones sólo SST-abiertos. Cada telescopio de doble extremo tiene dos 36 ° x 20 ° FWHM FOV, por tanto, cada extremo de los cinco telescopios puede cubrir un pedazo de espacio 180 ° x 20 °. Telescopio 6 ve el mismo ángulo para hacer girar el eje como telescopio 2, pero ambos extremos del telescopio 2 tener una cubierta de tántalo perforado para reducir el factor geométrico por un factor de 10 para medir los flujos más intensos. Las estructuras de datos SST-Foil típicamente tienen 7 contenedores de energía, cada uno con 48 puntos de datos, mientras que el SST-abierto tiene 9 contenedores de energía cada uno con 48 puntos de datos. Ambos detectores tienen resoluciones de energía de? E / E ≈ 30%. La mayor parte de esta sección fue tomada de.[11]
Viento / IMF
El instrumento de campo magnético (IMF) a bordo del viento[3] se compone de dos triaxiales magnetómetros de saturación. La IMF tiene un rango dinámico de ± 4 nT a ± 65.536 nT, resolución digital que van desde ± 0,001 nT a ± 16 nT, el nivel de ruido del sensor de <0,006 nT (RMS) de las señales de 0-10 Hz y frecuencias de muestreo varía de 44 muestras por segundo (sps) en la memoria instantánea a 10,87 sps en modo estándar. también están disponibles en las medias a los 3 segundos, 1 minuto y 1 hora de los datos. Los datos muestreados a tasas más altas (es decir,> 10 sps) se conoce como Tiempo de alta resolución (HTR) de datos en algunos estudios.[13] [14]
Viento / SWE
La nave espacial del viento tiene instrumentos de iones dos tazas de Faraday (FC).[6] Los bloques FC SWE puede producir reducción de las funciones de distribución de iones con hasta un 20 angular y 30 de energía por contenedores de carga cada 92 segundos.[15] Cada sensor tiene un ~ 15 ° incline por encima o por debajo del plano de giro y un rango de energía de ~ 150 eV a ~ 8 keV. Una abertura circular limita los efectos de la aberración cerca de la rejilla de modulador y define el área de recogida de las placas colectoras en cada FC. La muestra de FCS a una energía de juego para cada rotación de la nave espacial, a continuación, intensificar la energía para la siguiente rotación. Puesto que hay un máximo de 30 contenedores de energía para estos detectores, una función completa de distribución reducida requiere 30 rotaciones o un poco más de 90 segundos.
Algunos descubrimientos y / o contribuciones a la ciencia por la nave espacial del viento
- La observación de la relación entre las interacciones a gran escala del viento solar-magnetosfera y la reconexión magnética en la magnetopausa terrestre.[16]
- Primer estudio estadístico de alta frecuencia (≥1 kHz) las fluctuaciones del campo eléctrico en la rampa de interplanetarias choques (IP).[17] El estudio encontró que la amplitud de las ondas acústicas de iones (IAWS) aumentó con el aumento de modo rápido del número de Mach y de choque de compresión proporción. También encontraron que el IAWS tenía la más alta probabilidad de ocurrencia en la región de rampa.
- La observación de la ola más grande Whistler usando un magnetómetro bobina de búsqueda en los cinturones de radiación.[18] [19]
- Primera observación de shocklets aguas arriba de un choque IP cuasi-perpendiculares.[13]
- Las primeras observaciones simultáneas de Whistler olas modo con distribuciones de electrones inestables a la marmota del flujo de calor inestabilidad.[13]
- Primera observación de una onda solitaria electrostática en un choque IP con una amplitud superior a 100 mV / m.[14]
- Primera observación de electrones Berstein -como las olas en una descarga de IP [14]
- Primera observación de la región de origen de un Tipo II IP de radio de ráfaga.[20]
- Primera evidencia de Langmuir de onda de acoplamiento a las ondas en modo Z.[21]
- Primera evidencia para sugerir que las estructuras embrionarias bipolares observados en la región de transición de choque son consistentes con BGK modos o electrones espacio de fases agujeros.[22]
- Primera evidencia de una correlación entre la amplitud de agujeros espacio de fase de electrones y el cambio en la temperatura de los electrones. [23]
- Primera evidencia de interacciones de tres ondas en la parte terrestre foreshock utilizando bi-coherencia. [24] [25]
- Primera evidencia de protones de temperatura de anisotropía limitaciones debidas a espejo, manguera de bomberos, y el ciclotrón de iones inestabilidades.[26]
- Primera prueba de disipación de Alfvén-ciclotrón.[27]
- En primer lugar (compartido con STEREO nave espacial) la observación de captura de electrones por una gran amplitud de la onda de la marmota en los cinturones de radiación[28] (también visto en las observaciones STEREO[29] ).
- Primera observación de Langmuir y las olas en la marmota lunar estela.[30]
- Primera evidencia de una prueba directa de resonancia de ciclotrón de electrones con las ondas modo marmota impulsados por un flujo de calor inestabilidad en el viento solar.[31]
- Primera evidencia de la generación del haz de iones alineados campo local foreshock ondas electromagnéticas llama estructuras cortas de gran amplitud magnéticos o SLAMS, que son solitones olas -como en el magnetosonic modo.[32]
Science destaca en las noticias
- Viento celebra el 20 aniversario de su lanzamiento el 1 de noviembre de 2014, pone de relieve en las noticias de la página web de la NASA: A caballo de batalla del viento solar se cumplen 20 años de ciencia Descubrimientos
- Proyecto (septiembre de 2014) puso de relieve en el sitio web de la NASA: Más de lo que parece: Científicos de la NASA Escuchar datos y Popular Science NASA Los científicos estudiar el Sol escuchándolo
- Publicación (abril de 2013) puso de relieve en el sitio web de la NASA: Las olas ” de la NASA SLAMS viento Misión Encuentros
- Una publicación reciente (marzo de 2013) con datos de la nave espacial del viento se destacó como Spotlight Physical Review Letters artículo y un Artículo de la NASA en el viento solar Fuente de energía Descubierto
- Publicación (abril de 2012) es noticia la página web de la NASA: cresta de la ola de plasma
Premios
- El equipo de operaciones de viento, NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, recibió el premio AIAA Espacio Operaciones y Mantenimiento , el 2 de septiembre de 2015. El premio honra del equipo “ingenio excepcional y sacrificio personal en la recuperación de la nave espacial del viento de la NASA.” Jacqueline Snell – gerente de ingeniería de viento, Geotail, y las misiones de la ECA – aceptó el premio en nombre del equipo. Premio detalles
- El equipo de operaciones de viento, NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, Maryland, recibió el premio al éxito de la NASA Grupo para la recuperación del procesador de comandos y la actitud de la nave espacial del viento. Premio detalles
ALEXIS
Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors
Organización: Laboratorio Nacional Los Álamos
Fecha de lanzamiento: 25 de abril de 1993
Aplicación: Observatorio espacial
Dimensiones: Diámetro máximo: 0,6 m
Propulsión: Sin Propulsión
Equipo: 2146 retroreflectores “esquina de cubo”
Tipo de órbita: Circular
Inclinación: 69.8 Grados
Período orbital: 99,7 minutos
Array of Low Energy X-ray Imaging Sensors ó ALEXIS fue un observatorio espacial de rayos X estadounidense construido por el laboratorio Nacional Los Álamos.
Fue diseñado para cartografiar con alta resolución fuentes de rayos X de baja energía. Durante el lanzamiento uno de los paneles solares se rompió, con lo que se perdió el control de satélite de manera temporal, pero los controladores consiguieron restablecer el contacto con la nave y ponerla en funcionamiento una vez en órbita.
La computadora de a bordo consistía en un procesador 80C86 con una memoria de estado sólido de 100 Mbytes. El observatorio se orientaba en dirección antisolar y giraba a 2 revoluciones por minuto para su estabilización. La precisión del apuntado era de 0,1 grados.
El instrumento principal consistía en un monitor de rayos X de baja energía compuesto por 6 telescopios de incidencia normal ajustados para detectar bandas estrechas de energía a 66, 71 y 93 eV.
ALEXIS fue lanzado el 25 de abril de 1993 en un cohete Pegasus. Tras 12 años en funcionamiento, las condiciones del observatorio espacial estaban degradadas hasta el punto de ser apenas operativo. El 29 de abril de 2005 el satélite dejó de ser rastreado y no ha vuelto a contactarse con él.
Satélite astronomía de rayos x de América. ALEXIS era una pequeña nave espacial construida por el Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL). Su misión era proporcionar mapas de alta resolución de fuentes de rayos X de baja energía astronómicos.
Cuatro paneles solares desplegados de la nave espacial proporcionan 50 vatios de potencia media y pagan cuatro baterías de NiCd. El equipo de comandos utilizada redundantes procesadores 80C86 y tenía una memoria de masa de 100 Mbytes EDAC almacenamiento de estado sólido. Comunicaciones S-Band tuvieron una tasa de enlace descendente de 750 kbps y una tasa de subida de 9,6 kbps. El bus señaló la carga útil en la dirección anti-sol y hace girar a 2 rpm sobre que dom línea. Sun sensores y las extremidades del sensor proporciona los conocimientos actitud de 0,1 grados. La actitud se controla mediante bobinas magnéticas de par. La única estación de tierra instalada en el LANL tenía una antena de 2 m.
La carga útil primaria era un monitor de rayos X ultrasoft que consistía en 6 telescopios de incidencia normal compactos sintonizados en bandas estrechas centradas en 66, 71 y 93 eV.
El 21 de enero de 1997 ALEXIS continuó operando nominalmente, el envío de los resultados de las observaciones del telescopio EUV en cada pase. ALEXIS identificó una serie de estallidos transitorios casi en tiempo real y, a veces era capaz de suministrar este tipo de oportunidades de destino para los operadores del satélite EUVE que contenían instrumentos que eran sensibles a longitudes de onda similares. Durante ocasionales “tiempos calientes” cuando ALEXIS fue iluminado por el sol durante el 100% de su órbita, los telescopios dejaron de operar para evitar el sobrecalentamiento de la nave espacial (normalmente la nave espacial pasó a través de la sombra de la tierra.) Esta anomalía fue probablemente causado por un desgarro en el aislamiento térmico, asociado con el daño panel solar que se produjo durante el lanzamiento. El costo de la nave espacial se informó a ser de aproximadamente $ 17 millones.
Familia: astronomía, órbita terrestre media, de rayos X satélite astronómico País:. EE.UU. . Vehículos de lanzamiento: Pegasus. Sitios de lanzamiento: Punto Arguello WADZ. Agencia: AeroAstro.
Estatuto de la misión S / C:
- La nave, lanzada en abril de 1993, operado por casi 12 años antes de ser dado de baja el 29 de abril de 2005. La vida útil de un año se ha superado con mucho, (Ref. 2) . 7) 8) 9)
- En agosto de 2003, el satélite ALEXIS había completado con éxito su 10º año de operaciones científicas en órbita. 10)
- Hasta 1999 la misión ALEXIS estaba operando nominalmente, que superó todas las expectativas, a pesar de que el incidente de lanzamiento grave con la matriz de paneles solares. Un sistema de software completamente nuevo (en el suelo) estaba en su lugar para el cálculo de S / C actitud, fundamental para el funcionamiento a bordo de los telescopios de rayos-X. Más del 80 Gbytes de datos de la misión de haber sido recibido hasta el momento. 11) 12) 13) 14)
- Fallos de memoria RAM de doble puerta en el otoño de 1999 han dado lugar a los datos sólo están disponibles a partir de pares de telescopios # 1 y # 2 y del experimento Barbanegra. calidad de los datos de los telescopios ha sido degradante máxima como la solar acercado debido al aumento de los fondos de partículas.
- En abril de 1998, la nave espacial ALEXIS marcó su 5 º año en órbita. Una clave para la durabilidad ALEXIS ‘ha sido el diseño de bus innovadora, de baja potencia proporcionada por AeroAstro y las innovaciones de la compañía en el sistema de telemetría, lo que hizo ALEXIS una nave espacial más simple de operar. 15)
- A finales de julio de 1993, las operaciones de satélites había restablecido el pleno a través de la implementación de nuevos procedimientos para el control de actitud. Las operaciones científicas con los dos experimentos a bordo comenzaron en ese momento.
- ALEXIS tuvo un comienzo incierto. Uno de los paneles solares del satélite liberó de su fijación bisagra durante el lanzamiento; un análisis posterior mostró la bisagra probablemente había sufrido daños durante las pruebas en tierra, y las vibraciones de lanzamiento fueron la última gota. Sólo los cables eléctricos y un cable de guía mantienen el panel adjunto. Como resultado de los paneles solares dañados, la nave espacial se contrajo cierta oscilación -que reduce la información actitud precisa. 16)
Complemento del sensor: (Alexis, Barbanegra)
La carga útil ALEXIS consiste en un conjunto de telescopios de rayos X ultrasuave y un VHF de alta velocidad receptor / digitalizador con el nombre de Barbanegra.
ALEXIS (matriz de Low rayos X de energía sensores de imagen):
El instrumento tiene el mismo nombre que el S / C. El sistema de telescopios ALEXIS se compone de una unidad DPU (Procesamiento de datos que proporciona la conmutación y condicionado energía de baja tensión y alta tensión para los telescopios de ALEXIS, decodificación de comandos, distribución y todo el procesamiento de datos a bordo, FEE (Front End Electronics) que surte el efecto digitalización de pulso y transformación primaria, y los telescopios que contienen espejos, filtros y detectores de placa de microcanales.
Alexis es un instrumento orientado hacia el exterior para la detección de señales astrofísicas. El instrumento es un monitor de rayos X ultrasuave, que consta de seis telescopios de incidencia normal compactos sintonizados para acotar bandas centradas en 66, 71 y 93 eV. Los 66 y 71 eV anchos de banda se centran en un conjunto de líneas de emisión de Fe IX-XII. La banda 93 eV, aunque está diseñado como un canal continuo, incluye características de la línea de Fe XXIII 10 7 K plasma.
Los seis ALEXIS EUV (telescopios ultravioleta extremo) están dispuestos en pares que cubren tres superposiciones de 33º FOV. Durante cada 45 segundos giro de la S / C, ALEXIS supervisa todo el hemisferio antisolar. Cada telescopio consiste en un espejo esférico con un Mo-Si capas microestructura sintético (LSM) o revestimiento de múltiples capas, un detector de placa de perfil microcanal curvado situado en foco primario del telescopio, un filtro UV fondo-rechazo, de electrones rechazar imanes en la abertura de telescopio, y la electrónica de procesamiento de imagen de lectura.
Figura : Vista transversal de un telescopio ALEXIS (Crédito de la imagen:. LANL, Ref 14)
El recinto de concentración geométrica de cada telescopio es de aproximadamente 25 cm2, con una resolución esférica aberración limitante a aproximadamente 0,25º s. La resolución de cada telescopio se limita a aproximadamente 0,5º diámetro. Los detectores de ALEXIS son de doble placa, frente curvo enfrentado, placas de microcanales (MCP) se combina con cuña y tiras resistente ánodos. Los dos MCP, de 46 mm de diámetro, son detectores de imágenes de fotones individuales, cada uno con 12,5 micras de diámetro canales.
Figura 6: detector de MCP curvada de instrumento ALEXIS (Crédito de la imagen: LANL)
La masa del instrumento ALEXIS es de 45 kg, potencia = 45 W; la velocidad de datos media es de 10 kbit / s de datos de eventos. Posición y hora de llegada se registran para cada evento (fotón detectado, etc.). Los objetivos de medición:. Cartografiar el fondo difuso en tres bandas, la realización de una encuesta de banda estrecha de las fuentes puntuales, en busca de fenómenos transitorios, y la vigilancia de las fuentes de rayos X ultrasoft variables 17) 18)
Barbanegra:
Esta carga está diseñada para hacer observaciones de frecuencia de radio en la banda de VHF. Está formado principalmente por dos antenas monopolo seleccionables, un receptor de banda seleccionable, y una banda ancha (150 MS / s) digitalizador. Otros componentes de la carga útil incluyen canales de banda estrecha, un circuito de disparo de banda ancha, y dos conjuntos de fotodiodos simples.
El instrumento analiza las señales emitidas cerca de la Tierra. Blackbeard es un experimento de frecuencia de radio (RF) con el objetivo de estudiar distorsión y la interferencia efectos sobre las señales de VHF transionospheric transitorios, tales como la iluminación y los pulsos artificiales. El instrumento detecta perturbaciones en la ionosfera; se puede hacer una distinción entre las distorsiones resultantes de trayectos múltiples perturbaciones coherentes a gran escala y de las perturbaciones aleatorias en pequeña escala a la ionosfera
. Los experimentos específicos de Blackbeard incluyen:
– Mediciones de VHF de banda ancha de señales transitorias procedentes de un faro de tierra controlada por impulsos, para caracterizar la distorsión ionosférica de banda ancha.
– Mediciones de banda estrecha en ondas métricas de CW-señales de baliza de una matriz de tierra interferometría multichord, para caracterizar la estructura de la ionosfera que contribuye a la distorsión de transmisión.
– Topografía sobres de energía de un rayo y la interferencia hecha por el hombre en las bandas de VHF seleccionables, para los propósitos de fondo de rechazo.
Barbanegra operación consiste en la digitalización de 150 MHz a bordo durante 0,1 s en un
modo de recepción de banda ancha; o 50 kHz para la digitalización de 320 s en un modo de recepción de banda estrecha; o 120 kHz digitalización efectiva durante 130 s en un modo de levantamiento de potencia-sobre. – El modo de banda ancha tiene anchos de banda seleccionables hasta 65 MHz dentro de los intervalos 25 a 100 MHz y 100-175 MHz, con un máximo de 30 dB SNR. El modo de banda estrecha tiene ocho bandas seleccionables 4 kHz entre 32 y 36 MHz, con un máximo 40 dB SNR y resolución Doppler 0,1 Hz. la operación de modo mixto está disponible en el que se recogen los datos de banda estrecha y banda ancha para permitir la distorsión de RF correlacionada y análisis de la estructura de la ionosfera.
El instrumento Barbanegra observado explosiones de radio extraños llamados tips sobre el tema (pares de impulsos Trans-ionosféricos). Estas señales extrañas son las más intensas fuentes de radio de la Tierra que pueden ser mucho más fuerte que un rayo típico. A continuación, en 1996, los investigadores informaron de LANL las primeras observaciones simultáneas de Barbanegra y múltiples mediciones de estaciones en tierra de tips sobre el tema. La nueva evidencia sugiere que tipps provienen de tormentas eléctricas y probablemente comprenden un evento atmosférico y sus reflexiones fuera de la Tierra. 19) 20) 21)
Sigiriya
Subcategoría: Palacio fortaleza.
Sigiriya (Sri Lanka)
Sigiriya es un sitio arqueológico en el distrito de Matale, en la provincia Central, de Sri Lanka. Contiene las ruinas de un antiguo complejo palaciego, construido durante el reino del rey Kasyapa (477–495). Es uno de los más populares destinos turísticos del país. Fue declarado lugar Patrimonio de la Humanidad por la Unesco en el año 1982.
La roca de Sigiriya es el resto de una erupción de magma endurecido de un extinto y largamente erosionado volcán. Sobresale por encima del llano circundante, visible en kilómetros desde todas las direcciones. La roca misma es un cuello volcánico que se eleva 370 (msnm) y es escarpada en todos sus lados, y en muchos sitios que sobresalen desde la base. El plano es elíptico y tiene una cima plana que se inclina gradualmente a lo largo del eje de la elipse.
Sigiriya, consiste en un antiguo complejo construido por el rey Kasyapa durante el siglo 5 d.C. El sitio de Sigiriya contiene ruinas de un palacio situado en la parte superior de los roqueríos, una terraza de medio nivel que incluye la Puerta del León y el muro de espejo con sus frescos, el palacio inferior, que se interna bajo la roca, además de los fosos, muros y jardines que se extienden por cientos de metros desde la base de la roca.
El sitio es al mismo tiempo un palacio y una fortaleza. Hay suficientes restos como para impresionar al visitante con una arrebatadora visión del ingenio y creatividad de los constructores.
El palacio superior, en la cima de la roca, aún tiene cisternas cortadas en la roca, en las que aún se puede hallar agua. Los fosos y murallas que rodean el palacio inferior se encuentran ricamente ornamentados.
Sigiriya se presume haber sido habitada desde tiempos prehistóricos. Fue utilizada como un monasterio enclavado en la roca desde el Siglo III, con cavernas preparadas y donadas por devotos budistas.
El Jardín y el palacio fueron hechos construir por Kasyapa. Luego de la muerte de Kasyapa, sigu
ió siendo un complejo monástico hasta el siglo XIV, luego de lo cual fue abandonado. Las ruinas fueron descubiertas en 1908 por el explorador británico John Still. Las inscripciones Sigiri fueron descifradas por el arqueólogo Paranavithana quien publicó un renombrado trabajo en dos volúmenes, publicado en Oxford, conocido como “Los glifos de Sigiri”. Él mismo escribió el popular libro “Historia de Sigiriya”.
Sigiriya es uno de los monumentos históricos más valiosos de Sri Lanka. Conocida por los lugareños como la Octava Maravilla del Mundo este antiguo palacio y fortaleza complejo tiene significativa importancia arqueológica y atrae a miles de turistas cada año. Es, probablemente, el destino turístico más visitado de Sri Lanka.
El complejo de la fortaleza incluye restos de un palacio en ruinas, rodeado de una extensa red de fortificaciones, extensos jardines, estanques, canales, calles y fuentes.
La entrada principal se encuentra en el lado norte de la roca. Fue diseñado en forma de un enorme león de piedra, cuyos pies 
han sobrevivido hasta hoy, pero las partes superiores del cuerpo fueron destruidas.
Gracias a este león del palacio fue nombrado Sigiriya. El término Sigiriya origina de la palabra Sihagri, es decir, Lion Rock.
La pared occidental de Sigiriya fue casi totalmente cubierto por frescos, creado durante el reinado de Kasyapa. Dieciocho frescos han llegado hasta nuestros días.
A pesar de la identidad desconocida de las mujeres representadas en los frescos, las pinturas antiguas únicas están celebrando la belleza femenina y tienen un significado histórico increíble.
Una de las características más llamativas de Sigiriya es su pared de espejo.
En los viejos tiempos se pulió tan a fondo que el rey podía ver su reflejo en él.
La pared del espejo está pintada con inscripciones y poemas escritos por los visitantes de Sigiriya.
Las más antiguas inscripciones están fechadas desde el siglo octavo.
Estas inscripciones están demostrando que Sigiriya era un destino turístico hace más de mil años.
Hoy en día, la pintura en la pared está terminantemente prohibida.
Los edificios y los jardines de Sigiriya muestran que los creadores de este impresionante monumento arquitectónico utilizan las habilidades y tecnologías de técnicas únicas y creativas.
La construcción de un monumento como en una enorme roca a unos 200 metros más alto desde el paisaje circundante se requiere conocimientos avanzados de arquitectura e ingeniería.
Spartan
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.
Sayhuite
Subcategoría: Complejo megalítico.
Saywite o Sayhuite es una zona arqueológica que se encuentra ubicada en Perú, en la provincia de Abancay, distrito de Curahuasi, en el complejo arqueológico del mismo nombre, en la ex hacienda Saywite propiedad de la familia Valer a la altura del kilómetro 45 de la carretera que conduce de Abancay al Cusco y a 3.500 metros sobre el nivel del mar.
Complejo Arqueológico de Saywite
Este asombroso conjunto arqueológico se encuentra en el eje del camino principal del Tahuantinsuyo, camino que conducía de Cus
co al Chinchaysuyo, este presenta en su conjunto Monolítos y Recintos, escalinatas, fuentes, la piedra de Saywite, entre otras piezas que datan de hace 1200 a.C.
Ubicación
Conjunto arqueológico de 60 ha., ubicado a 2 400 msnm. Entre sus restos destaca la Piedra de Saywite o monolito principal que mide 2,5 metros de altura. En ella se distinguen tallados que representan la geografía y el medio ambiente de la zona.
Dentro del complejo puede observarse una sucesión de nueve fuentes, así como una serie de monolitos menores asociados a otro conjunto de fuentes; un altar o ushnu formado por una plataforma rectangular de 18 x 34 metros vinculado al culto solar y a la observación astronómica; y el Intihuatana, conformado por un bloque de piedra tallada con formas diversas.
El conjunto arqueológico de Saywite está enmarcado dentro de una depresión topográfica muy significativa, siendo delimitado por dos pequeños riachuelos que convergen y cierran el pequeño valle interandino.
Significado de su nombre
La palabra Saywite se define como proveniente de la deformación del vocablo Quechua Sayay –Huite que significa en castellano “detente inquieto” o también Sayay Riti que significa detente o para nieve.
División del Complejo Arqueológico
Sector I: Monolitos y Recintos
El área principal está en el nivel alto, donde se observa toda la zona arqueológica, aquí se encuentra el monolito en el que presenta una iconografía variada por la profusión de elementos esculpidos en él, donde se pueden apreciar especies de fauna que no son de la zona.
Esta representación es de forma ovoid
e cuya altura es de 2.5 m, el material lítico es de roca sedimentaria bastante dura. Hacia el sector oeste de este monolito se da la existencia de varios recintos de dimensiones variadas, el más grande es de 0.50 m. por 0.70 m. Es una tipología tronco piramidal por la ubicación fue vivienda de los sacerdotes que servía como un tambo para guardar sus servicios rituales.
Haciendo excavaciones e investigaciones se encontró como cerámicas, mantos, tupos y aretes de ritual y adoración.
Sector II: Áreas de las escalinatas y fuentes
Comprende de un área de construcción caracterizada por la sucesión de fuentes que son nueve en una orientación de este a oeste, con una escalinata en un numero de sesenta y ocho peldaños, presenta una fina mampostería delimitada por dos muros hecho a base de tejas de 0.60 m. por 0.40 m. que servía para celebrar el culto del agua.
Sector III: Área de Rumi Huasi
Ubicado al este del conjunto, comprende un área de 1200 m. A este lugar también se le conoce como Rumi Huasi y aquí se encuentra el monolito II de estructura ciclópea de forma rectangular, las tallas son de trazo geométrico (plataforma, escalinatas, círculos, etc.).
Sector IV: Área de definiciones Tronco Piramidales
Ubicado en el sector sur este, estructura maciza denominado como USNU PAMPA, de 18 m. por 34 m. En esta edificación se realizaban ceremonias religiosas de culto al sol y el agua, constituyendo un lugar de concentración masiva y culto al dios sol y la luna.
Sector V: Área de monolitos denominado Intihuatana
Caracterizada por la presencia del monolito intihuatana, siendo un elemento de observatorio Inca de forma rectangular, su dimensión es de 3.40 m. de ancho y altura de 0.94 m., se aprecia un complejo de fuentes de plataforma asociadas a recintos donde controlaban la hora.
La Piedra de Saywite
La piedra de Saywite es un gran bloque de granito de unos once metros de circunferencia, cuatro de diámetro y casi dos y medio de alto, adornado en su parte superior con una serie de figuras complejas y misteriosas.
Representa la escala del mapa de Tahuantinsuyoy, tiene motivos en relieve de la flora, fauna, topografía y costumbres de los Incas.
Descripción
El monolito contiene más de 200 figuras fitomorfas, zoomorfas, de las construcciones geográficas y humanas talladas en un aparente desorden y aprovechando el relieve y las depresiones naturales de la piedra.
Bajo esta estructura lítica hay pozos, canales y pasos que conducen directamente a la ciudad de Concacha, que son más pequeños moldes de superficies talladas que recuerdan las piedras talladas Kenqo en Cusco, y Vilcashuamán en Ayacucho.
Representaciones
En este monolito está representada una gran montaña o una cordillera con sus picos, sus laderas, una de ellas bastante empinada, con acantilados, con sus gargantas, valles glaciales, cauces de los ríos desde el más pequeño al más grande, más alto en los tres grandes lagos que abastecen agua a todas las partes, los canales y arroyos que atraviesan el campo y luego bajar a las llanuras y vaya a un campo rectangular que está creciendo. Además, se dice que en las partes altas, las rocas se han transformado en los gatos, a veces se agachó con los miembros extendidos y escondido después.
Estudios
Este trabajo ha atraído la atención de los estudiosos Julio C. Tello, Squier y Doering. La primera expedición arqueológica en 1942 a Urubamba, hizo un estudio detallado del monumento y se crió un plan preliminar de las cifras, la investigación que no está publicado y es celosamente guardada en los archivos de la Universidad Nacional Mayor de San Marcos. Por otra parte, Luis A. Pardo, ex director del Museo Arqueológico del Cusco, tiene una interesante monografía sobre el tema.
Las teorías
No se sabe qué uso se dio, pero al estar en un centro ceremonial es probable que tenga una significación religiosa, quizá una representación simbólica del universo o, como sostiene Federico Kauffman Doig, estaba relacionado con el culto al agua, una especie de gigantesca vista de la Paccha receptáculos donde represamiento podría llover. Los gatos se dividieron a este destacado estudioso “representaciones naturalistas Qhoa de fertilizar una actitud.”
Otros, teniendo en cuenta que muchas figuras representan construcciones humanas, canales, escalinatas, estanques, proponen que la piedra Saywite fue una especie de plano o croquis de los arquitectos hechoi piedra Inca para tomar el control de las obras hidráulicas que realizaron.
Deidades
Como guardianes de estos lugares se encuentran consagrados los gatos sagrados. El monumento arqueológico más importante de esto son sus deidades antropomorfas, generalmente dispuestos en “parejas” o dualidad en puquiales o fuente de agua. Algunos de los más grandes seres mitológicos están dispuestos simétricamente, como apuntando hacia los cuatro puntos cardinales.
Estos trabajos están diseñados y concebidos para aumentar el agua simbólica, estaban relacionadas con otros monumentos de la cultura inca, como el Intihuatana y cámaras subterráneas que fueron especialmente cuidadosos con el cómputo de tiempo, especialmente con la frecuencia de ciertos fenómenos naturales que eran favorables a la Mamapacha , es decir, la Madre Tierra.
Otros lugares de interés cercanos
A 300 metros. Hay también pequeños monolitos como Rumihuasi o casa de piedra con escalinatas trazos geométricos, canales. Intihuatana, finalmente encuentra el “Reloj Solar” que fue destinado, posiblemente, para ver Inca observatorio movimientos astronómicos.
Vías de Acceso
El acceso de la población de Cachora (Apurímac), es actualmente el más frecuentado por un camino de herradura de 1,80 m de ancho, cubriendo una distancia de 29,8 km. por supuesto que toma aproximadamente 12 horas.
HEAO-3
El satélite HEAO-3 fue el tercero de la serie de observatorios astronómicos espaciales de altas energías High Energy Astronomy Observato
ry, 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 Esp
aciales (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 (Corsa-b)
Hakucho (también conocido como Corsa-b antes del lanzamiento) fue la primera astronomía de rayos X por satélite de Japón, desarrollado por el Instituto de Ciencia Espacial y Aeronáutica (entonces una división de la Universidad de Tokio). Se puso en marcha por el ISAS M-3C-4 cohete el 21 de febrero de 1979, y volvió a entrar en la 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.
Puma Punku
Subcategoría: Complejo megalítico monumental.
Las ruinas de Puma Punku son una de las cuatro estructuras en la antigua ciudad de Tiahuanaco. Las otras tres estructuras son: La Pirámide de Akapana, la Plataforma de Kalasasaya, y el templo subterráneo.
Incluso con la tecnología moderna y la información, estas estructuras desafían la lógica, y confunden a aquellos que buscan resolver los misterios que se encuentran dentro de ellas. Las ruinas de Puma Punku se dice que son las más fascinantes y más confusas de todas.
El misterio de Puma Punku
Cuando en 1549 el español Cieza de León llegó al alto valle andino de Tiahuanaco, no lejos del lago Titicaca, descubrió unas ruinas extraordinarias. Ubicada a 20 kilómetros del extremo sur de la parte boliviana del lago Titicaca y a unos 3.840 metros de altitud, Tiahuanaco se extiende sobre unas 420 hectáreas, con vestigios megalíticos que cubren cerca de 16 hectáreas. El paisaje desolado está flanqueado al este y al oeste por dos cadenas montañosas que alcanzan más de 4.700 y 6.000 metros respectivamente. Es difícil imaginar un lugar más impropio para el desarrollo de una civilización avanzada…
Puerta del Sol de Tihuanaco
El monumento más conocido de Tiahuanaco es la “puerta del sol”, un enorme bloque de piedra erigido y decorado con un fresco.
Además encontramos restos de templos (uno de ellos piramidal y otro en parte subterráneo), los vestigios de un palacio, numerosas construcciones e ídolos tallados en imponentes monolitos. Cuando fueron descubiertas por los españoles, las ruinas eran mucho más imponentes, pero los movimientos telúricos, frecuentes en la región, y el desmantelamiento de que fueron objeto los muros de la ciudad para utilizar las piedras en otras construcciones, contribuyeron a su destrucción, hasta que fuera declarado sitio arqueológico. Sólo los bloques de piedra más grandes permanecen actualmente en su lugar. Fue necesario realizar observaciones aéreas para establecer el trazado de toda la ciudad.
Desde la llegada de los españoles, surge la pregunta acerca de la antigüedad de Tiahuanaco. Los indios de entonces eran incapaces de dar la menor información confiable: sólo cuentan que la ciudad fue edificada por gigantes, en una sola noche, antes del Diluvio, y que fue destruida por un enorme terremoto o por los rayos del Sol.
Sobre su origen y datación, otros autores como Daniken, o como Denis Suarat en 1962 en su obra sobre la Atlántida, postulan que nuestro planeta tendría 250.000 años de historia de civilizaciones, en vez de los 6.000 que conocemos. Hace 250.000 años habría habido una civilización muy desarrollada en esa zona. El mar subía hasta esa altura en aquella época y Tihuanaco estaría al nivel del mar. Las construcciones que podemos ver en las ruinas actuales serían por lo tanto un puerto. La causa de que el nivel del mar estuviese tan alto es que la Luna se encontraba tan solo a 5 ó 6 radios terrestres, lo que provocaba unas fuertes mareas que no 
descendían en todo el día, ya que la Luna daba vueltas a la Tierra a gran velocidad.
Puma Punku, que se traduce en la Puerta del Puma, es parte de las ruinas de Tihuanaco, que es conocida por sus enormes piedras y por la extraordinaria precisión de su corte y colocación. Es uno de esos lugares de los que se dice que las piedras están tan estrechamente concebidas que un cuchillo no se puede insertar entre ellas. Este es otro de los argumentos esgrimidos para afirmar que estas construcciones fueron construidos por una civilización superavanzada, atlante o extraterrestre, siendo considerada la Baalbek del nuevo mundo.
La cultura Tihuanaco es anterior a la Inca, y su cultura en conocida gracias a la arqueología, ya que no tenían lenguaje escrito. Los primeros vestigios de la cultura Tihuanaco datan del 400 a.C. pero no fue hasta el 500 d.C. cuando estuvo verdaderamente desarrollada. En su mejor momento vivían en la zona 400.000 personas, centrándose alrededor de Puma Punku. El comercio y la agricultura eran boyantes. Sin embargo, décadas de sequía sacudieron la zona alrededor del año 1000 y la ciudad de Tihuanaco fue abandonada, disolviéndose sus habitantes por las montañas circundantes.
Lo extraordinario de Puma Punku con respecto al resto de ruinas de Tihuanaku es por ejemplo un conjunto de bloques pétreos con forma de H que encajan con gran precisión.
Otra peculiaridad es la sujeción de baldosas de roca con piezas de cobre. Algunas fueron martilladas en frio sobre las muescas talladas en la roca, y en otras ocasiones el metal derretido se vertía sobre la muesca.
Debido a la regularidad de las formas muchos autores han sugerido que realmente estos bloques no son de piedra, sino que están hechos con cemento. No hay evidencias de que culturas pre-incas tuviesen el conocimiento de la fabricación de cemento y además las pruebas realizadas sobre las mismas indican que no lo son. Los análisis indican que las hay dos tipos. Los grandes bloques son de una piedra arenisca roja que era extraída en una cantera a 10 Km de distancia. El otro tipo es la andesita ígnea, que se utilizaba para ornamentación y era extraída de una cantera a orillas del lago Titicaca, a unos 90 Km de distancia. Estas piedras se desplazaban en canoas de caña por 80 Km y se arrastraban por tierra los 10 kilómetros restantes.
Mucho se ha hablado del peso de las piedras de Puma Punku. Hay autores que dicen que la más grandes pesa unas 440 toneladas. Yo he visto incluso algunos sitios en los que hablan de 1000 toneladas. Puma Punku efectivamente tiene la piedra más pesada de todas las ruinas de Tihuanaco, que se encuentra en la plataforma de piedra. El peso calculado de ese bloque es de unas 131 toneladas. El segundo bloque en peso es de 85 toneladas. El resto son bastante más pequeños.
No ha quedado constancia de las técnicas que se usaron para trabajar y mover estas piedras, pero este hecho no sirve para afirmar que esta civilización no fuese capaz de ello. El Partenón griego se realizó 1000 años antes que las ruinas de Puma Punku, y sin embargo nadie dice que fue realizado por los extraterrestres.
Puma Punku no es un puerto. Es simplemente una estructura escalonada más de las que se encuentran en Tihuanaco, como Akapana, Oriente Akapana, Kalasasaya, Putuni, y el templo semisubterráneo. Estas formaciones vistas desde arriba son cuadrados esparcidos por la zona. Si en algún momento Tihuanaco hubiese estado cubierto de agua, estas estructuras en vez de puertos serían pequeñas islas, rodeadas por un mar que cubriría hasta las rodillas, demasiado poco profundo para ser navegable. No tiene ningún sentido hacer un puerto así.
http://squitel.blogspot.com.es/2016/05/el-misterio-de-la-precisa-mamposteria.html
Puma Punku, también llamado “Pumapunku” o “Puma Puncu”, es parte del complejo monumental de Tiahuanaco cercano al poblado de Tiwanaku en el Departamento de La Paz, Bolivia. Se encuentra al suroeste del Templo de Kalasasaya. En aimara, su nombre significa, “La Puerta del Puma”. El complejo consta del Pumapunku, una corte al occidente sin muros, una explanada central, un montículo de terrazas de piedras megalíticas, y un corte amurallado al occidente.1 2 3
El Pumapunku es un montículo de tierra en terrazas que se se enfrentan con bloques megalíticos. Es 167,36 m de ancho a lo largo de su eje norte-sur y 116,7 m de largo a lo largo de su eje este-oeste. En las esquinas noreste y sureste de la Pumapunku tiene 20-metros de ancho que se extienden proyecciones 27,6 metros al norte y al sur del montículo rectangular. El borde oriental del Pumapunku está ocupado por lo que se denomina “Plataforma lítica.” La Plataforma lítica consiste en una terraza de piedra que es 6,75 po
r 38,72 metros de dimensión. Esta terraza está llena de múltiples bloques de piedras enormes; contienen el 
mayor bloque de piedra encontrada, tanto en Pumapunku como en el sitio de Tiwanaku. Esta lápida es 7,81 metros de largo, 5,17 metros de ancho y 1,07 metros de espesor promedio. Con base en la gravedad específica de la arenisca roja de la que fue tallada, esta losa de piedra se ha estimado que pesan 131 toneladas métricas.4 El núcleo del Pumapunku consiste de arcilla. El relleno subyacente partes seleccionadas de la orilla del Pumapunku se compone de arena de río y los adoquines en lugar de barro. Las excavaciones en el Pumapunku han documentado “tres épocas principales de construcción, además de pequeñas reparaciones y remodelaciones.”1 2 5 3 4
En su apogeo, Pumapunku se cree que ha sido “increíblemente maravilloso,”2 adornado con placas de metal pulido, de cerámica de colores brillantes y la ornamentación de tela, ciudadanos vestidos elaboradamente, sacerdotes y élites con cubierta de joyas exóticas. Nuestra comprensión de este complejo es limitado debido a su edad, la falta de una prueba escrita, el deteriorado estado actual de las estructuras debido a los cazadores de tesoros, el saqueo, explotación minera de piedra para la construcción y el desgaste natural.1 2 4
El área que separa el Pumapunku y complejos de Kalasasaya ha sido objeto de reconocimiento con radar de penetración de suelo, magnetometría, inducida por la conductividad eléctrica y susceptibilidad magnética. Los datos geofísicos obtenidos mediante estos estudios y excavaciones han puesto de manifiesto en la zona comprendida entre la Pumapunku y complejos de Kalasasaya la presencia de numerosas estructuras artificiales. Estas estructuras incluyen los cimientos de los muros de los edificios y sus compuestos, conductos de agua, como piscinas o pozos funcionales, revestimientos, terrazas, complejos residenciales, y las difundidas aceras de grava todos los cuales ahora se encuentran enterrados y ocultos bajo la superficie.6 7
La determinación de la edad del complejo Pumapunku ha sido un foco discusión de los investigadores desde el descubrimiento del sitio de Tiwanaku. De acuerdo con el especialista de las culturas andinas, profesor de la Universidad de Binghamton Antropología WH Isbell,1 una datación de radiocarbono obtenida por Vranich2 de las capas de materiales orgánicos, depositadas durante la época más antigua y a mayor profundidad en Pumapunku dio de 1510 ± 25 BP (AD 440; calibrado, AD 536
-600). La excavación de zanjas hecha por Vranich demostraró que la arcilla, la arena y la grava usada en los cimientos del complejo Pumapunku descansan directamente en los sedimentos estériles del pleistoceno. Estas zanjas también demostraron la no existencia de depósitos de alguna cultura pre-Andina del Horizonte Medio dentro del área adyacente al complejo de Tiwanaku Pumapunku.2
Demostración de técnica de construcción empleada en el Puma Punku.
SAS-3
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:
- Determinar las ubicaciones de origen de rayos X brillantes con una precisión de 15 segundos de arco
- Fuentes de estudio seleccionado sobre el rango de energía keV 0,1-55
- 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.
Aryabhata
Satélite Aryabhata.
Tipo de misión: Astrofísica
Operador: ISRO
ID COSPAR: 1975-033A
SatCat №: 7752
Masa de lanzamiento: 360 kg (794 lb) [1]
Potencia: 46 vatios
Fecha de lanzamiento: 19 de abril de 1975, 07:30 UTC [2]
Cohete: Kosmos-3M
Sitio de lanzamiento: Kapustin Yar 107/2
Fin de la misión último contacto: 24 de de abril de 1975
Reentrada: 12 de febrero 1992
Sistema de referencia: Geocentricq
Perigeo: 568 kilómetros (353 millas)
Apogeo: 611 kilómetros (380 millas)
Inclinación: 50,6 grados
Período: 96.46 minutos
Época: 19 de de mayo de 1975 [3]
Aryabhata fue el primer satélite artificial fabricado por la India. El nombre proviene del matemático y astrónomo hindú Aryabhata (476 d.C. – 550 d.C.). Fue lanzado por la antigua Unión Soviética a bordo de un cohete Cosmos-3M (Kosmos 11K65M) desde el Cosmódromo de Kapustin Yar el 19 de abril de 1975. El satélite fue fabricado por la Agencia India de Investigación Espacial (ISRO).
Las operaciones científicas del satélite consistían en experimentos sobre astronomía de rayos-X, el estudio de las capas altas de la atmósfera terrestre y sobre física solar. El satélite tenía forma de polígono de 26 caras, cubiertas por paneles solares excepto la cara inferior y la cara superior; la masa total del cuerpo era 360 kg. Tras cuatro días en órbita, un fallo de energía inutilizó al satélite para proseguir con los experimentos, y a los cinco días de estar en órbita se dejó de recibir señal alguna del satélite.
La reentrada en la atmósfera se produjo el 11 de febrero de 1992.
Aryabhata, primero no tripulado la Tierra por satélite construido por India. Fue nombrado para un astrónomo indio prominente y matemático del siglo 5 ce. El satélite fue ensamblado en Peenya, cerca de Bangalore, pero se puso en marcha desde el interior de la Unión Soviética por un cohete de fabricación rusa el 19 de abril de 1975. Aryabhata pesaba 794 libras (360 kilogramos) y se instrumentó para explorar las condiciones de la ionosfera de la Tierra, medir neutrones y rayos gamma procedentes del Sol, y llevar a cabo investigaciones en astronomía de rayos X. Los instrumentos científicos tuvieron que ser apagado durante el quinto día en órbita debido a un fallo en el sistema de energía eléctrica del satélite. … (100 de 114 palabras)
Lanzamiento
Fue lanzado por la India el 19 de abril 1975 [1] de Kapustin Yar utilizando un Kosmos-3M vehículo de lanzamiento. Fue construido por la Organización de Investigación Espacial de la India (ISRO) para ganar experiencia en la construcción y operación de un satélite en el espacio.[5] El lanzamiento vino de un acuerdo entre la India y la Unión Soviética dirigida por UR Rao y firmado en 1972. Permitía la URSS para utilizar puertos de la India para el seguimiento de los buques y el lanzamiento de los buques a cambio de lanzamiento de satélites de la India.[6]
El 19 de abril de 1975, 96.46 minutos en la órbita del satélite tuvo un apogeo de 611 kilómetros (380 millas) y un perigeo de 568 kilómetros (353 millas), con una inclinación de 50,6 grados. [3] Fue construido para llevar a cabo experimentos en los X la astronomía de rayos gamma, astronomía, y la física solar. La nave espacial era un poliedro de 26 caras 1,4 metros (4,6 pies) de diámetro. Todas las caras (a excepción de la parte superior e inferior) estaban cubiertas con células solares. Un fallo de alimentación detuvo experimentos después de cuatro días y 60 órbitas con todas las señales de la sonda se perdieron después de cinco días de operación. De acuerdo con informes de los medios soviéticos, el satélite siguió funcionando y transmitir información desde hace algún tiempo. El satélite devuelta a la atmósfera de la Tierra el 11 de febrero de 1992. Fue uno de los mejores satélites jamás realizadas por la India.
Legado
Año 1984 sello de URSS con Bhaskara -I, II y Bhaskara-satélites Aryabhata
- Aryabhata fue nombrado por el astrónomo y matemático del siglo quinto de la India por el mismo nombre.[7]
- La imagen del satélite apareció en el reverso de la India 2 rupias billetes de banco entre 1976 y 1997 (Escoja catálogo) y el número de nota una rupia:. P-79a-m) [8]
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