Obserwatorium Kosmiczne Podczerwieni - Infrared Space Observatory
Nazwy | ISO | ||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Operator | ESA ze znaczącym wkładem ISAS i NASA | ||||||||||
ID COSPAR | 1995-062A | ||||||||||
SATCAT nr. | 23715 | ||||||||||
Strona internetowa | ISO w nauce ESA | ||||||||||
Czas trwania misji | 28 miesięcy 22 dni | ||||||||||
Właściwości statku kosmicznego | |||||||||||
Producent | Aérospatiale (obecnie Thales) | ||||||||||
Masa BOL | 2498 kg | ||||||||||
Początek misji | |||||||||||
Data uruchomienia | 01:20, 17 listopada 1995 (UTC) | ||||||||||
Rakieta | Ariane 4 4P | ||||||||||
Uruchom witrynę | ELA-2 | ||||||||||
Parametry orbitalne | |||||||||||
System odniesienia | Geocentryczny | ||||||||||
Reżim | Wysoce eliptyczny | ||||||||||
Wysokość perygeum | 1000 km | ||||||||||
Wysokość apogeum | 70600 km | ||||||||||
Okres | 24 godziny | ||||||||||
Orbiter | |||||||||||
Główny | |||||||||||
Rodzaj | Ritchey-Chrétien | ||||||||||
Średnica | 60 cm | ||||||||||
Długość ogniskowa | 900 cm, f / 15 | ||||||||||
Długości fal | 2,4 do 240 mikrometrów ( podczerwień ) | ||||||||||
| |||||||||||
Insygnia Legacy ESA dla misji ISO |
Przestrzeń Infrared Observatory ( ISO ) był teleskop przestrzeń dla podczerwonego światła zaprojektowanym i realizowanym przez Europejską Agencję Kosmiczną (ESA), we współpracy z ISAS (obecnie część JAXA ) i NASA . ISO został zaprojektowany do badania światła podczerwonego o długości fal od 2,5 do 240 mikrometrów i działał od 1995 do 1998 roku.
€ 480.1- mln satelita został uruchomiony w dniu 17 listopada 1995 roku od ELA-2 launch pad w Space Center Gujana najbliższej Kourou w Gujanie Francuskiej. Rakiety , Ariane 4 4P rakieta, umieszczony ISO powodzeniem w bardzo eliptycznej geocentrycznego orbicie , kończąc jeden obrót wokół Ziemi co 24 godziny. Zwierciadło jego teleskop ritcheya-chrétiena pomiarze po 60 cm i ochłodzono do 1,7 stopniach Kelvina poprzez nadciekłym helu . Satelita ISO zawierał cztery instrumenty, które pozwalały na obrazowanie i fotometrię od 2,5 do 240 mikrometrów oraz spektroskopię od 2,5 do 196,8 mikrometrów.
Obecnie ESA i IPAC kontynuują wysiłki w celu ulepszenia potoków danych i specjalistycznych narzędzi do analizy oprogramowania, aby uzyskać najlepszą jakość kalibracji i metody redukcji danych z misji. IPAC wspiera obserwatorów ISO i użytkowników archiwów danych poprzez wizyty wewnętrzne i warsztaty.
Historia i rozwój
W 1983 r. amerykańsko-holendersko-brytyjska jednostka IRAS zainaugurowała kosmiczną astronomię w podczerwieni , przeprowadzając pierwszy w historii „przegląd całego nieba” na falach podczerwonych . Powstała mapa nieba w podczerwieni wskazała około 350 000 źródeł podczerwieni czekających na zbadanie przez następców IRAS. W 1979 r. IRAS znajdował się na zaawansowanym etapie planowania, a oczekiwane wyniki IRAS doprowadziły do pierwszej propozycji ISO złożonej ESA w tym samym roku. Wraz z szybkim postępem w technologii detektorów podczerwieni, ISO miało zapewnić szczegółowe obserwacje dla około 30 000 źródeł podczerwieni ze znacznie lepszą czułością i rozdzielczością . ISO miało działać 1000 razy lepiej pod względem czułości i 100 razy lepiej w rozdzielczości kątowej przy 12 mikrometrach w porównaniu do IRAS.
Szereg dalszych badań zaowocowało wyborem ISO jako kolejnej raty do Programu Naukowego ESA w 1983 roku. Następnie do społeczności naukowej trafiło wezwanie do eksperymentów i propozycji naukowców misyjnych , w wyniku których w 1985 roku wybrano instrumenty naukowe Cztery wybrane instrumenty zostały opracowane przez zespoły naukowców z Francji, Niemiec, Holandii i Wielkiej Brytanii.
Projektowanie i rozwój satelity rozpoczęto w 1986 roku od oddziału kosmicznego Aérospatiale (obecnie wchłoniętego przez Thales Alenia Space ) kierującego międzynarodowym konsorcjum 32 firm odpowiedzialnych za produkcję , integrację i testowanie nowego satelity. Końcowy montaż odbył się w Cannes Mandelieu Space Center .
Satelita
Podstawowy projekt ISO był pod silnym wpływem projektu jego bezpośredniego poprzednika. Podobnie jak IRAS, ISO składało się z dwóch głównych komponentów:
- Moduł ładunku , składający się z dużego kriostatu trzymającego teleskop oraz czterech instrumentów naukowych.
- Moduł serwisowy , wspiera działania modułu ładowności poprzez dostarczanie energii elektrycznej , kontrolę termiczną, kontrolę orientacji i orbity oraz telekomunikację .
Moduł ładowności posiadał również stożkową osłonę przeciwsłoneczną, aby zapobiec przedostawaniu się światła rozproszonego do teleskopu, oraz dwa duże urządzenia do śledzenia gwiazd . Te ostatnie wchodziły w skład podsystemu Attitude and Orbit Control Subsystem (AOCS), który zapewniał trójosiową stabilizację ISO z dokładnością wskazywania do jednej sekundy kątowej . Składał się z czujników Słońca i Ziemi, wspomnianych wcześniej trackerów gwiazd, kwadrantowego czujnika gwiazd na osi teleskopu, żyroskopów i kół reakcyjnych . Komplementarny system kontroli reakcji (RCS), wykorzystujący propelent hydrazynowy , był odpowiedzialny za kierunek orbity i dostrojenie krótko po wystrzeleniu . Kompletny satelita ważył niecałe 2500 kg, miał 5,3 m wysokości, 3,6 m szerokości i 2,3 m głębokości.
Moduł serwisowy zawierał całą ciepłą elektronikę , zbiornik paliwa hydrazyny i dostarczał do 600 watów energii elektrycznej za pomocą ogniw słonecznych zamontowanych po skierowanej ku słońcu stronie osłony przeciwsłonecznej zamontowanej w module serwisowym. Pod spodem modułu serwisowego znajdował się nośny, w kształcie pierścienia, fizyczny interfejs dla pojazdu startowego.
Kriostat modułu ładunku otoczony instrumentu teleskop i nauki z dużą Dewar zawierającej toroidalny zbiornik załadowano 2268 litrów nadciekłego helu. Chłodzenie przez powolne parowanie helu utrzymywało temperaturę teleskopu poniżej 3,4 K, a instrumentów naukowych poniżej 1,9 K. Te bardzo niskie temperatury były wymagane, aby instrumenty naukowe były wystarczająco czułe, aby wykryć niewielką ilość promieniowania podczerwonego ze źródeł kosmicznych. Bez tego ekstremalnego chłodzenia teleskop i instrumenty widziałyby tylko własne intensywne emisje w podczerwieni, a nie słabe z daleka.
Teleskop optyczny
Teleskop ISO został zamontowany na linii środkowej Dewara, w pobliżu dolnej części torodialnego zbiornika z helem. Był to typ Ritchey-Chrétien z efektywną źrenicą wejściową 60 cm, ogniskową 15 i uzyskaną ogniskową 900 cm. Aby zapewnić gwarantowaną czułość instrumentów naukowych, konieczna była bardzo ścisła kontrola nad światłem rozproszonym, zwłaszcza pochodzącym z jasnych źródeł podczerwieni poza polem widzenia teleskopu . Połączenie lekkich osłon, przegród wewnątrz teleskopu i osłony przeciwsłonecznej na szczycie kriostatu zapewniło pełną ochronę przed rozproszonym światłem. Co więcej, ISO nie mogła prowadzić obserwacji zbyt blisko Słońca, Ziemi i Księżyca; wszystkie główne źródła promieniowania podczerwonego. ISO zawsze wskazywało od 60 do 120 stopni od Słońca i nigdy nie wskazywało bliżej niż 77 stopni na Ziemię, 24 stopnie na Księżyc lub bliżej niż 7 stopni na Jowisza . Te ograniczenia oznaczały, że w danym momencie tylko około 15 procent nieba było dostępne dla ISO.
Kształcie piramidy lustro za zwierciadła głównego teleskopu rozprowadzane podczerwieni do czterech dokumentów, zapewnia każda z nich o przekroju łuku 3 minuty w polu 20 łuku minut widzenia teleskopu. Tak więc skierowanie innego instrumentu na ten sam obiekt kosmiczny oznaczało ponowne nakierowanie całego satelity ISO.
Instrumenty
ISO posiada zestaw czterech instrumentów naukowych do obserwacji w podczerwieni:
- Kamera na podczerwień (ISOCAM) – Kamera o wysokiej rozdzielczości obejmująca długość fali od 2,5 do 17 mikrometrów z dwoma różnymi detektorami . Podobnie jak kamera światła widzialnego robi zdjęcia obiektów astronomicznych, ale obraz pokazuje, jak obiekt wygląda w świetle podczerwonym.
- Foto-polarymetru (ISOPHOT) - Przyrząd do pomiaru ilości promieniowania podczerwonego emitowanego przez astronomicznego obiektu. Bardzo szeroki zakres długości fal od 2,4 do 240 mikrometrów pozwolił temu instrumentowi dostrzec emisje w podczerwieni nawet najzimniejszych obiektów astronomicznych, takich jak obłoki pyłu międzygwiazdowego
- Spektrometr krótkofalowy (SWS) – spektrometr obejmujący fale o długości od 2,4 do 45 mikrometrów. Obserwacje za pomocą tego instrumentu dostarczyły cennych informacji o składzie chemicznym , gęstości i temperaturze Wszechświata.
- Spektrometr długofalowy (LWS) – spektrometr obejmujący długość fali od 45 do 196,8 mikrometrów. Ten instrument zachowywał się zasadniczo tak samo jak SWS, ale patrzył na znacznie chłodniejsze obiekty niż SWS. Za pomocą tego instrumentu badano szczególnie zimne obłoki pyłu między gwiazdami.
Wszystkie cztery instrumenty zostały zamontowane bezpośrednio za zwierciadłem głównym teleskopu, w układzie kołowym, przy czym każdy instrument zajmował 80- stopniowy segment cylindrycznej przestrzeni. Pole widzenia każdego instrumentu zostało przesunięte względem centralnej osi pola widzenia teleskopu. Oznacza to, że każdy instrument „widział” w danym momencie inną część nieba. W standardowym trybie pracy jeden przyrząd pracował w trybie podstawowym.
Uruchomienie i operacje
Po bardzo udanej fazie rozwoju i integracji ISO został ostatecznie wyniesiony na orbitę 17 listopada 1995 roku na pokładzie rakiety nośnej Ariane-44P. Osiągi rakiety nośnej były bardzo dobre, a apogeum było tylko 43 km niższe niż oczekiwano. Centrum Operacji Kosmicznych ESA w Darmstadt w Niemczech miało pełną kontrolę nad ISO w ciągu pierwszych czterech dni lotu. Po wczesnym uruchomieniu, główna kontrola nad ISO została przekazana do Centrum Kontroli Statków Kosmicznych (SCC) w Villafranca w Hiszpanii ( VILSPA ) na pozostałą część misji. W ciągu pierwszych trzech tygodni po wystrzeleniu orbita została dostrojona, a wszystkie systemy satelitarne zostały aktywowane i przetestowane. Schładzanie kriostatu okazało się bardziej wydajne niż wcześniej obliczono, więc przewidywany czas misji został wydłużony do 24 miesięcy. Między 21 a 26 listopada wszystkie cztery instrumenty naukowe zostały włączone i dokładnie sprawdzone. W dniach 9 grudnia 1995 – 3 lutego 1996 odbyła się „Faza Weryfikacji Wydajności”, poświęcona uruchamianiu wszystkich przyrządów i rozwiązywaniu problemów. Rutynowe obserwacje rozpoczęły się 4 lutego 1996 r. i trwały do ostatniego wyczerpania chłodziwa helowego 8 kwietnia 1998 r.
Perygeum orbity ISO leżało głęboko w pasie radiacyjnym Van Allena , zmuszając instrumenty naukowe do wyłączania na siedem godzin podczas każdego przejścia przez pas radiacyjny. Tak więc na obserwację naukową pozostało 17 godzin na każdej orbicie. Typową 24-godzinną orbitę ISO można podzielić na sześć faz:
- Akwizycja sygnału (AOS) przez główne Centrum Kontroli Misji VILSPA w Hiszpanii i aktywacja satelity.
- Operacje naukowe w oknie VILSPA, rozpoczynające się cztery godziny po perygeum i trwające do dziewięciu godzin.
- Przekazanie operacji do drugorzędnego centrum kontroli misji w Goldstone w apogeum. Podczas tego 15-minutowego okresu instrumenty naukowe nie mogły działać.
- Operacje naukowe w oknie Goldstone, trwające do ośmiu godzin.
- Dezaktywacja instrumentów po zbliżeniu się do pasa radiacyjnego Van Allena i utrata sygnału (LOS) w Goldstone.
- Przejście Perygeum.
W przeciwieństwie do IRAS, na pokładzie ISO nie zarejestrowano żadnych danych naukowych do późniejszej transmisji na ziemię. Wszystkie dane, zarówno naukowe, jak i dane porządkowe, były przesyłane na ziemię w czasie rzeczywistym. Punkt perygeum orbity ISO znajdował się poniżej horyzontu radiowego centrów kontroli misji w VILSPA i Goldstone, zmuszając w ten sposób do wyłączenia instrumentów naukowych w perygeum.
Koniec misji
O godzinie 07:00 UTC 8 kwietnia 1998 kontrolerzy lotu w VILSPA zauważyli wzrost temperatury teleskopu. Był to wyraźny znak, że ładunek chłodziwa w postaci nadciekłego helu zmniejszył się. O 23:07 UTC tego samego dnia temperatura instrumentów naukowych wzrosła powyżej 4,2 K i obserwacje naukowe zostały przerwane. Kilka detektorów w instrumencie SWS było w stanie prowadzić obserwacje w wyższych temperaturach i pozostawało w użyciu przez kolejne 150 godzin, aby wykonać szczegółowe pomiary dodatkowych 300 gwiazd . Miesiąc po wyczerpaniu chłodziwa rozpoczęto „Fazę testów technologii” (TTP) w celu przetestowania kilku elementów satelity w warunkach odbiegających od nominalnych. Po zakończeniu TTP, perygeum orbity ISO obniżono wystarczająco, aby zapewnić, że ISO spłonie w ziemskiej atmosferze w ciągu 20 do 30 lat po zamknięciu. ISO zostało następnie na stałe wyłączone 16 maja 1998 roku o godzinie 12:00 UTC.
Wyniki
ISO wykonało średnio 45 obserwacji na każdej orbicie 24-godzinnej. W ciągu swojego życia obejmującego ponad 900 orbit ISO wykonało ponad 26 000 udanych obserwacji naukowych. Ogromne ilości danych naukowych wygenerowanych przez ISO były przedmiotem szeroko zakrojonych działań archiwizacyjnych do 2006 r. Pełny zestaw danych jest dostępny dla społeczności naukowej od 1998 r. i dokonano wielu odkryć, a prawdopodobnie wiele innych ma dopiero nadejść:
- ISO wykryto obecność pary wodnej w starforming regiony, w sąsiedztwie gwiazd pod koniec ich życia, w źródłach bardzo blisko galaktycznego centrum , w atmosferach planet w Układzie Słonecznym i w Mgławicy Oriona .
- Powstawanie planet zostało wykryte wokół starych, umierających gwiazd. Odkrycie to zaprzeczało teoriom, że formowanie się planet było możliwe tylko wokół młodych gwiazd.
- Gazowy fluorowodór został po raz pierwszy wykryty w obłokach gazu międzygwiazdowego .
- Pierwsze w historii wykrycie najwcześniejszych etapów formowania się gwiazd. Pre-gwiezdny rdzeń L1689B stwierdzono, studiował w najdrobniejszych szczegółach z instrumentu MOS LWS.
- ISO odkryło duże ilości kosmicznego pyłu we wcześniej uważanej pustej przestrzeni między galaktykami .
- Obserwacje najjaśniejszego obiektu we wszechświecie, Arp 220 , wykazały, że źródłem ogromnej emisji promieniowania podczerwonego jest wybuch powstawania gwiazd.
- Obserwacje za pomocą instrumentu LWS potwierdziły wcześniejsze odkrycie przez IRAS dużych, podobnych do chmur struktur bardzo zimnych węglowodorów, promieniujących głównie w podczerwieni. Te podczerwone chmury cirrus wpływają na bilans energetyczny całego wszechświata, działając jak rodzaj galaktycznej lodówki.
- ISO szukało i znalazło kilka dysków protoplanetarnych : pierścienie lub dyski materii wokół gwiazd, które uważane są za pierwszy etap formowania się planet .
- ISO skierowało swoje czułe instrumenty na kilka planet Układu Słonecznego, aby określić skład chemiczny ich atmosfer.
Zobacz też
- Kamera na podczerwień (Spitzer w pobliżu średniej kamery na podczerwień)
- Lista największych teleskopów na podczerwień
- Kamera bliskiej podczerwieni i spektrometr wieloobiektowy (NICMOS, instrument bliskiej podczerwieni Hubble'a zainstalowany w 1997 r.)
Bibliografia
Zewnętrzne linki
- Podręcznik ISO , tom 1, ISO - Przegląd misji i satelitów
- ISO – wszystkie fakty
- ISO – podsumowanie misji
- Szczegóły statku kosmicznego ISO na stronie naukowej ESA
- Szczegóły teleskopu ISO na stronie naukowej ESA
- Szczegóły ISOCAM na stronie naukowej ESA
- Szczegóły ISOPHOT na stronie naukowej ESA
- Szczegóły ISO SWS na stronie naukowej ESA
- Szczegóły ISO LWS na stronie naukowej ESA
- Szczegóły dotyczące startu i orbity ISO na stronie naukowej ESA
- ISO Data Center , z przeglądem projektu i galerią zdjęć