Observatorio espacial infrarrojo - Infrared Space Observatory

Observatorio espacial infrarrojo
Nombres YO ASI
Operador ESA con importantes contribuciones de ISAS y NASA
ID COSPAR 1995-062A
SATCAT no. 23715
Sitio web ISO en la ciencia de la ESA
Duración de la misión 28 meses 22 días
Propiedades de la nave espacial
Fabricante Aérospatiale (actualmente Thales)
Masa BOL 2498 kilogramos
Inicio de la misión
Fecha de lanzamiento 01:20, 17 de noviembre de 1995 (UTC) ( 1995-11-17T01: 20Z )
Cohete Ariane 4 4P
Sitio de lanzamiento ELA-2
Parámetros orbitales
Sistema de referencia Geocéntrico
Régimen Altamente elíptica
Altitud del perigeo 1000 kilometros
Altitud de apogeo 70600 kilometros
Período 24 horas
Orbitador
Principal
Escribe Ritchey-Chrétien
Diámetro 60 cm
Longitud focal 900 cm, f / 15
Longitudes de onda 2,4 a 240 micrómetros ( infrarrojos )
Insignia de misión heredada ISO
Insignia heredada de la ESA para la misión   ISO

El Observatorio Espacial Infrarrojo ( ISO ) fue un telescopio espacial para luz infrarroja diseñado y operado por la Agencia Espacial Europea (ESA), en cooperación con ISAS (ahora parte de JAXA ) y la NASA . El ISO fue diseñado para estudiar la luz infrarroja en longitudes de onda de 2,5 a 240 micrómetros y funcionó de 1995 a 1998.

El € 480.1- millones satélite fue lanzado el 17 de noviembre de 1995 del ELA-2 plataforma de lanzamiento en el Centro Espacial de la Guayana cerca de Kourou en la Guayana francesa. El vehículo de lanzamiento , un cohete Ariane 4 4P, colocó ISO con éxito en una órbita geocéntrica altamente elíptica , completando una revolución alrededor de la Tierra cada 24 horas. El espejo primario de su telescopio Ritchey-Chrétien medía 60 cm de diámetro y se enfrió a 1,7 kelvins por medio de helio superfluido . El satélite ISO contenía cuatro instrumentos que permitían obtener imágenes y fotometría de 2,5 a 240 micrómetros y espectroscopía de 2,5 a 196,8 micrómetros.

Actualmente, la ESA y la IPAC continúan sus esfuerzos para mejorar las canalizaciones de datos y las herramientas de análisis de software especializado para producir los métodos de reducción de datos y calibración de la mejor calidad de la misión. IPAC apoya a los observadores de ISO y a los usuarios de archivos de datos a través de visitas internas y talleres.

Historia y desarrollo

En 1983, el IRAS estadounidense-holandés-británico inauguró la astronomía infrarroja basada en el espacio al realizar el primer "estudio de todo el cielo" en longitudes de onda infrarrojas . El mapa resultante del cielo infrarrojo señaló unas 350.000 fuentes infrarrojas que esperaban ser exploradas por los sucesores de IRAS. En 1979, IRAS se encontraba en una etapa avanzada de planificación y los resultados esperados de IRAS llevaron a la primera propuesta de ISO realizada a la ESA en el mismo año. Con las rápidas mejoras en la tecnología de detectores de infrarrojos, ISO iba a proporcionar observaciones detalladas para unas 30.000 fuentes de infrarrojos con una sensibilidad y resolución muy mejoradas . ISO debía funcionar 1000 veces mejor en sensibilidad y 100 veces mejor en resolución angular a 12 micrómetros en comparación con IRAS.

Varios estudios de seguimiento dieron como resultado la selección de ISO como la próxima entrega del Programa Científico de la ESA en 1983. Luego vino una Convocatoria de Experimentos y Propuestas de Científicos de Misión a la comunidad científica, que resultó en la selección de los instrumentos científicos en 1985 Los cuatro instrumentos elegidos fueron desarrollados por equipos de investigadores de Francia, Alemania, Holanda y Reino Unido.

El diseño y desarrollo del satélite comenzó en 1986 con la división espacial de Aérospatiale (actualmente absorbida por Thales Alenia Space ) liderando un consorcio internacional de 32 empresas responsables de la fabricación , integración y prueba del nuevo satélite. El montaje final tuvo lugar en el Centro Espacial Cannes Mandelieu .

El satélite

Animación de la órbita del Observatorio Espacial Infrarrojo
   Observatorio espacial infrarrojo  ·    tierra

El diseño básico de ISO estuvo fuertemente influenciado por el de su predecesor inmediato. Al igual que IRAS, ISO se componía de dos componentes principales:

El módulo de carga útil también tenía un parasol cónico , para evitar que la luz parásita llegara al telescopio, y dos grandes rastreadores de estrellas . Estos últimos formaban parte del Subsistema de Control de Actitud y Órbita (AOCS) que proporcionaba estabilización de tres ejes de ISO con una precisión de apuntado de un segundo de arco . Consistía en sensores del Sol y la Tierra, los rastreadores de estrellas antes mencionados, un sensor de estrella cuadrante en el eje del telescopio, giroscopios y ruedas de reacción . Un sistema de control de reacción complementario (RCS), que utilizaba propulsor de hidracina , fue responsable de la dirección orbital y del ajuste fino poco después del lanzamiento . El satélite completo pesaba poco menos de 2500 kg, tenía 5,3 m de alto, 3,6 m de ancho y medía 2,3 m de profundidad.

El módulo de servicio contenía todos los componentes electrónicos calientes , el tanque de propulsor de hidracina y proporcionaba hasta 600 vatios de energía eléctrica por medio de células solares montadas en el lado que apunta hacia el sol del parasol montado en el módulo de servicio. La parte inferior del módulo de servicio lucía una interfaz física con forma de anillo de soporte de carga para el vehículo de lanzamiento.

El criostato del módulo de carga útil rodeó el telescopio y el instrumento científico con un gran Dewar que contenía un tanque toroidal cargado con 2268 litros de helio superfluido. El enfriamiento por evaporación lenta del helio mantuvo la temperatura del telescopio por debajo de 3,4 K y los instrumentos científicos por debajo de 1,9 K. Estas temperaturas muy bajas fueron necesarias para que los instrumentos científicos fueran lo suficientemente sensibles como para detectar la pequeña cantidad de radiación infrarroja de fuentes cósmicas. Sin este enfriamiento extremo, el telescopio y los instrumentos solo verían sus propias emisiones infrarrojas intensas en lugar de las débiles desde lejos.

Telescopio óptico

El telescopio ISO se montó en la línea central del Dewar, cerca del lado inferior del tanque de helio torodial. Era del tipo Ritchey-Chrétien con una pupila de entrada efectiva de 60 cm, una relación de longitud focal de 15 y una distancia focal resultante de 900 cm. Para garantizar la sensibilidad garantizada de los instrumentos científicos, era necesario un control muy estricto de la luz parásita, en particular la procedente de fuentes de infrarrojos brillantes fuera del campo de visión del telescopio . Una combinación de pantallas herméticas a la luz, deflectores dentro del telescopio y la sombrilla en la parte superior del criostato lograron una protección total contra la luz difusa. Además, ISO no pudo realizar observaciones demasiado cerca del Sol, la Tierra y la Luna; todas las principales fuentes de radiación infrarroja. ISO siempre apuntó entre 60 y 120 grados lejos del Sol y nunca apuntó más cerca de 77 grados de la Tierra, 24 grados de la Luna o más cerca de 7 grados de Júpiter . Estas restricciones significaron que en un momento dado solo alrededor del 15 por ciento del cielo estaba disponible para ISO.

Un espejo en forma de pirámide detrás del espejo primario del telescopio distribuyó la luz infrarroja a los cuatro instrumentos, proporcionando a cada uno de ellos una sección de 3 minutos de arco del campo de visión de 20 minutos de arco del telescopio. Por lo tanto, apuntar un instrumento diferente al mismo objeto cósmico significaba volver a apuntar todo el satélite ISO.

Repuesto de vuelo para el instrumento LWS en ISO

Instrumentos

ISO llevó una serie de cuatro instrumentos científicos para observaciones en el infrarrojo:

  • Cámara de infrarrojos (ISOCAM) : una cámara de alta resolución que cubre una longitud de onda de 2,5 a 17 micrómetros con dos detectores diferentes . Como una cámara de luz visible, toma fotografías de objetos astronómicos, pero la imagen muestra cómo se ve el objeto en luz infrarroja.
  • Photo-polarímetro (ISOPHOT) - Un instrumento diseñado para medir la cantidad de radiación infrarroja emitida desde un objeto astronómico. El amplio rango de longitud de onda de 2,4 a 240 micrómetros permitió que este instrumento viera las emisiones infrarrojas de incluso los objetos astronómicos más fríos, como las nubes de polvo interestelares.
  • Espectrómetro de onda corta (SWS) : espectrómetro que cubre la longitud de onda de 2,4 a 45 micrómetros. Las observaciones con este instrumento proporcionaron información valiosa sobre la composición química , la densidad y la temperatura del universo.
  • Espectrómetro de onda larga (LWS) : un espectrómetro que cubre la longitud de onda de 45 a 196,8 micrómetros. Este instrumento hizo esencialmente lo mismo que el SWS, pero miró objetos mucho más fríos que el SWS. Con este instrumento se estudiaron nubes de polvo particularmente frías entre estrellas.

Los cuatro instrumentos se montaron directamente detrás del espejo principal del telescopio, en una disposición circular, con cada instrumento ocupando un segmento de 80 grados del espacio cilíndrico. El campo de visión de cada instrumento se compensó con el eje central del campo de visión del telescopio. Esto significa que cada instrumento 'vio' una porción diferente del cielo en un momento dado. En el modo de funcionamiento estándar, un instrumento estaba en funcionamiento principal.

Lanzamiento y operaciones

Después de una fase de desarrollo e integración muy exitosa, ISO finalmente se puso en órbita el 17 de noviembre de 1995 a bordo de un vehículo de lanzamiento Ariane-44P. El rendimiento del vehículo de lanzamiento fue muy bueno con el apogeo sólo 43 km por debajo de lo esperado. El Centro de Operaciones Espaciales de la ESA en Darmstadt, Alemania, tuvo control total sobre ISO en los primeros cuatro días de vuelo. Después de la primera puesta en servicio, el control primario sobre ISO se entregó al Centro de Control de Naves Espaciales (SCC) en Villafranca en España ( VILSPA ) para el resto de la misión. En las primeras tres semanas después del lanzamiento, se ajustó la órbita y se activaron y probaron todos los sistemas de satélite. El enfriamiento del criostato demostró ser más eficiente de lo calculado anteriormente, por lo que la duración prevista de la misión se extendió a 24 meses. Entre el 21 y el 26 de noviembre, los cuatro instrumentos científicos se encendieron y revisaron minuciosamente. Entre el 9 de diciembre de 1995 y el 3 de febrero de 1996 se llevó a cabo la 'Fase de Verificación del Desempeño', dedicada a la puesta en servicio de todos los instrumentos y la solución de problemas. Las observaciones de rutina comenzaron a partir del 4 de febrero de 1996 y duraron hasta que se agotó el último refrigerante de helio el 8 de abril de 1998.

El perigeo de la órbita de ISO se encuentra bien dentro del cinturón de radiación de Van Allen , lo que obliga a apagar los instrumentos científicos durante siete horas durante cada paso a través del cinturón de radiación. Así, quedaban 17 horas en cada órbita para la observación científica. Una órbita típica de 24 horas de ISO se puede dividir en seis fases:

  • Adquisición de Señal (AOS) por el Centro de Control de Misión principal VILSPA en España y activación del satélite.
  • Operaciones científicas durante la ventana VILSPA, que comienzan cuatro horas después del perigeo y duran hasta nueve horas.
  • Traspaso de operaciones al centro de control de misión secundario en Goldstone en apogeo. Durante este período de 15 minutos no se pudieron operar los instrumentos científicos.
  • Operaciones científicas durante la ventana de Goldstone, con una duración de hasta ocho horas.
  • Desactivación de los instrumentos al acercarse al cinturón de radiación de Van Allen y pérdida de señal (LOS) en Goldstone.
  • Paso del perigeo.

A diferencia de IRAS, no se registraron datos científicos a bordo de ISO para su posterior transmisión a tierra. Todos los datos, tanto los datos científicos como los de mantenimiento, se transmitieron al suelo en tiempo real. El punto de perigeo de la órbita de ISO estaba por debajo del horizonte de radio de los centros de control de la misión tanto en VILSPA como en Goldstone, lo que obligaba a apagar los instrumentos científicos en el perigeo.

Fin de la misión

A las 07:00 UTC del 8 de abril de 1998, los controladores de vuelo de VILSPA notaron un aumento en la temperatura del telescopio. Esta fue una clara señal de que la carga de refrigerante de helio superfluido se había agotado. A las 23:07 UTC del mismo día, la temperatura de los instrumentos científicos había subido por encima de 4,2 K y cesaron las observaciones científicas. Algunos detectores en el instrumento SWS fueron capaces de realizar observaciones a temperaturas más altas y permanecieron en uso durante otras 150 horas para realizar mediciones detalladas de 300 estrellas adicionales . En el mes siguiente al agotamiento del refrigerante, se inició la 'Fase de prueba tecnológica' (TTP) para probar varios elementos del satélite en condiciones fuera de lo nominal. Después de completar el TTP, el perigeo de la órbita de ISO se redujo lo suficiente como para garantizar que ISO se quemará en la atmósfera de la Tierra en 20 a 30 años después del cierre. Luego, ISO se desactivó permanentemente el 16 de mayo de 1998 a las 12:00 UTC.

Resultados

En promedio, ISO realizó 45 observaciones en cada órbita de 24 horas. A lo largo de su vida útil de más de 900 órbitas, ISO realizó más de 26.000 observaciones científicas exitosas. La enorme cantidad de datos científicos generados por ISO estuvo sujeta a extensas actividades de archivo hasta 2006. El conjunto de datos completo ha estado disponible para la comunidad científica desde 1998 y se han hecho muchos descubrimientos, y probablemente muchos más aún están por venir:

  • ISO detectó la presencia de vapor de agua en regiones de formación de estrellas, en las proximidades de estrellas al final de sus vidas, en fuentes muy cercanas al centro galáctico , en las atmósferas de los planetas del Sistema Solar y en la Nebulosa de Orión .
  • La formación de planetas se detectó alrededor de estrellas viejas y moribundas. Este descubrimiento contradecía las teorías de que la formación de planetas solo era posible alrededor de estrellas jóvenes.
  • El gas de fluoruro de hidrógeno se detectó por primera vez en nubes de gas interestelar .
  • La primera detección de las primeras etapas de formación estelar. El núcleo preestelar L1689B fue encontrado y estudiado en gran detalle con el instrumento LWS de ISO.
  • ISO descubrió grandes cantidades de polvo cósmico en el espacio vacío entre galaxias que se pensaba anteriormente .
  • Las observaciones del objeto más luminoso del universo, Arp 220 , revelaron que la fuente de su enorme emisión de radiación infrarroja es un estallido de formación estelar.
  • Las observaciones con el instrumento LWS confirmaron el descubrimiento anterior por parte del IRAS de grandes estructuras en forma de nubes de hidrocarburos muy fríos que irradian principalmente en el infrarrojo. Estos cirros infrarrojos afectan el balance energético de todo el universo, actuando como una especie de refrigerador galáctico .
  • ISO buscó y encontró varios discos protoplanetarios : anillos o discos de material alrededor de estrellas que se consideran la primera etapa de la formación de planetas .
  • ISO apuntó sus instrumentos sensibles a varios de los planetas del Sistema Solar para determinar la composición química de sus atmósferas.

Ver también

Referencias

enlaces externos