Mały satelita astronomiczny 3

Mały satelita astronomiczny 3
SAS 3.gif
Mały satelita astronomiczny 3
Typ misji Astronomia rentgenowska
Operator NASA
IDENTYFIKATOR COSPAR 1975-037A Edit this at Wikidata
SATCAT nr. 07788
Czas trwania misji 4 lata
Właściwości statków kosmicznych
Producent   APL · Uniwersytet Johnsa Hopkinsa
Uruchom masę 196,7 kilograma (434 funtów)
Moc 65,0 watów
Początek misji
Data uruchomienia 7 maja 1975, 22:45:01 ( 1975-05-07UTC22:45:01Z ) UTC
Rakieta Zwiadowca F-1 S194C
Uruchom witrynę Świętego Marka
Koniec misji
Data rozkładu 9 kwietnia 1979 ( 10.04.1979 )
Parametry orbity
Układ odniesienia Geocentryczny
Reżim LEW
Ekscentryczność 0,0000313
Wysokość perygeum 509,0 km (316,3 mil)
Wysokość apogeum 516,0 km (320,6 mil)
Nachylenie 3,0033°
Okres 94,90 minuty
RAAN 13,5403 stopni
Argument perygeum 37,2127 stopni
Średnia anomalia 322,7960 stopni
Średni ruch 16.22945651
Epoka 8 kwietnia 1979
Rewolucja nr. 21935
 
Statek kosmiczny SAS 3, jak mógł wyglądać, został rozmieszczony na orbicie. Nominalna oś obrotu, czyli oś +z, jest skierowana w prawy górny róg, z RMC i jednym układem śledzenia gwiazd do określania położenia. Pozostałe instrumenty i drugi tropiciel gwiazd kierują obraz w stronę widza. Cztery panele słoneczne ładowały akumulatory podczas dnia orbitalnego.

Small Astronomy Satellite 3 ( SAS 3 , przed startem znany również jako SAS-C ) był kosmicznym teleskopem astronomii rentgenowskiej NASA . Funkcjonował od 7 maja 1975 do kwietnia 1979. Obejmował zakres promieniowania rentgenowskiego z czterema eksperymentami na pokładzie. Satelita, zbudowany przez Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (APL), został zaproponowany i obsługiwany przez Centrum Badań Kosmicznych (CSR) MIT . Został uruchomiony na pojeździe Scout od Włochów Platforma startowa San Marco w pobliżu Mombasy w Kenii na niską orbitę okołoziemską, prawie równikową. Był również znany jako Explorer 53, jako część programu Explorer NASA .

Statek kosmiczny był stabilizowany w 3 osiach za pomocą koła pędnego, które zostało użyte do ustalenia stabilności wokół nominalnego obrotu lub osi z. Orientację osi Z można było zmieniać w ciągu kilku godzin za pomocą cewek magnetycznych, które oddziaływały z ziemskim polem magnetycznym. Panele słoneczne ładowały akumulatory podczas dziennej części każdej orbity, więc SAS 3 zasadniczo nie miał żadnych materiałów eksploatacyjnych, które ograniczałyby jego żywotność poza żywotność magnetofonów, baterii i oporu orbitalnego. Sonda zwykle działała w trybie obrotowym, obracając się z jednym obrotem na 95-minutową orbitę, dzięki czemu eksperymenty z diodami LED, kolimatorami rurowymi i listwowymi, które patrzyły wzdłuż osi y, mogły oglądać i skanować niebo prawie nieprzerwanie. Rotację można było również zatrzymać, co pozwoliło na wydłużone (do 30 min) punktowe obserwacje wybranych źródeł za pomocą instrumentów osi y. Dane były rejestrowane na pokładzie przez magnetofony i odtwarzane podczas przelotów stacji na każdej orbicie.

SAS 3 był sterowany z NASA Goddard Space Flight Center (GSFC) w Greenbelt MD, ale dane były przesyłane modemem do MIT w celu analizy naukowej, gdzie personel naukowy i techniczny był na służbie 24 godziny na dobę. Dane z każdej orbity zostały poddane szybkiej analizie naukowej w MIT przed przejściem następnej stacji orbitalnej, więc naukowy plan operacyjny mógł zostać zmieniony przez telefoniczne instrukcje z MIT do GSFC w celu zbadania celów w czasie zbliżonym do rzeczywistego.

Początek

Sonda została wystrzelona z platformy San Marco u wybrzeży Kenii w Afryce na prawie kołową orbitę równikową . Ten statek kosmiczny zawierał cztery instrumenty: Eksperyment Pozagalaktyczny, Eksperyment Monitora Galaktycznego, Eksperyment Monitorowania Skorpiona i Eksperyment Absorpcji Galaktycznej. W konfiguracji orbitalnej statek kosmiczny miał 145,2 cm (57,2 cala) wysokości, a wymiar od czubka do czubka wynosił 470,3 cm (185,2 cala). Użyto czterech łopatek słonecznych w połączeniu z 12-ogniwową baterią niklowo-kadmową aby zapewnić zasilanie na całej orbicie. Sonda została ustabilizowana wzdłuż osi Z i obrócona z prędkością około 0,1°/s. Zmiany orientacji osi obrotu odbywały się za pomocą polecenia naziemnego, z opóźnieniem lub w czasie rzeczywistym. Statek kosmiczny można zmusić do poruszania się tam iz powrotem ± 2,5° wzdłuż wybranego źródła wzdłuż osi X z szybkością 0,01°/s. Eksperymenty patrzyły wzdłuż osi Z statku kosmicznego, prostopadle do niej i pod kątem.

Cele

Głównymi celami naukowymi misji były:

  1. Określ lokalizację źródeł jasnego promieniowania rentgenowskiego z dokładnością do 15 sekund kątowych
  2. Zbadaj wybrane źródła w zakresie energii 0,1-55 keV
  3. Nieustannie przeszukuj niebo w poszukiwaniu nowych rentgenowskich, rozbłysków i innych przejściowych zjawisk

Explorer 53 (SAS-C) był małym statkiem kosmicznym, którego celem było zbadanie sfery niebieskiej w poszukiwaniu źródeł promieniujących w zakresie rentgenowskim , gamma , ultrafioletowym i innych obszarach widmowych. Głównymi misjami Explorer 53 były pomiary emisji promieniowania rentgenowskiego z dyskretnych źródeł pozagalaktycznych, monitorowanie intensywności i widm galaktycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego od 0,2 do 60 keV oraz monitorowanie intensywności promieniowania rentgenowskiego Scorpio X- 1 .


Eksperymenty

Eksperyment pozagalaktyczny (EGE)

W tym eksperymencie określono pozycje bardzo słabych pozagalaktycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego . Instrument obserwował obszar nieba o powierzchni 100 stopni kwadratowych wokół kierunku osi obrotu satelity. Nominalnymi celami dla rocznych badań były: (1) gromada galaktyk w Pannie na 4 miesiące, (2) równik galaktyczny na 2 miesiące, (3) Mgławica Andromeda na 3 miesiące oraz (4) Obłoki Magellana przez 3 miesiące. Oprzyrządowanie składało się z jednego 2,5 -minutowego łuku i jednego 4,5-minutowego łuku Pełna szerokość w połowie maksimum (FWHM) kolimator modulacyjny , a także liczniki proporcjonalne czułe w zakresie energii od 1,5 do 10 keV . Efektywna powierzchnia każdego kolimatora wynosiła około 225 cm2 . System proporcji dostarczał informacji o orientacji kolimatorów z dokładnością do 15 sekund kątowych.

Galaktyczny Eksperyment Absorpcji (GAE)

Gęstość i rozmieszczenie materii międzygwiazdowej określono, mierząc zmiany intensywności niskoenergetycznego rozproszonego tła rentgenowskiego w funkcji szerokości geograficznej galaktyki . Dla zakresów energii od 0,1 do 0,4 keV i od 0,4 do 1,0 keV zastosowano licznik proporcjonalny z okienkiem polipropylenowym o grubości 1 mikrometra, natomiast licznik z okienkiem tytanowym o grubości 2 mikrometrów obejmował zakres energii od 0,3 do 0,5 keV . Dodatkowo dwa berylowe 1 mm dla zakresu energii od 1,0 do 10 keV zastosowano liczniki okien. Kolimatory w tym eksperymencie miały pole widzenia 3° dla licznika 1-mikrometrowego, 2° dla licznika 2-mikrometrowego i 2° dla licznika 1-milimetrowego.

Eksperyment z monitorem galaktycznym (GME)

Celem tego eksperymentu było zlokalizowanie galaktycznych źródeł promieniowania rentgenowskiego z dokładnością do 15 sekund kątowych i monitorowanie tych źródeł pod kątem zmian intensywności. Pozycje źródeł określono za pomocą kolimatorów modulacyjnych Eksperymentu Pozagalaktycznego podczas nominalnej 2-miesięcznej obserwacji równika galaktycznego. Monitoring rentgenowskiego nieba realizowano za pomocą trzech kolimatorów listwowych. Jeden kolimator, 1° na 70° FWHM, był ustawiony prostopadle do płaszczyzny równikowej satelity, podczas gdy dwa pozostałe, każdy o 0,5° na 45° FWHM, były ustawione 30° powyżej i 30° poniżej pierwszego. Detektorem za każdym kolimatorem był licznik proporcjonalny, czuły od 1,5 do 13 keV, o efektywnej powierzchni około 100 cm 2 . Kolimator 1,0° miał dodatkowy licznik o tej samej powierzchni, czuły od 8 do 50 keV. Uzyskano trzy linie pozycji dla dowolnego źródła, gdy satelita obracał się ze stałym obrotem 4 minuty kątowe/sekundę wokół osi Z.

Eksperyment z monitorem Skorpiona (MŚP)

Kolimator listwowy FWHM 12° na 50° był ustawiony tak, aby jego długa oś była prostopadła do osi obrotu satelity tak, że dany punkt na niebie mógł być monitorowany przez około 25% obrotu. Kolimator ten był nachylony pod kątem 31° w stosunku do płaszczyzny równikowej satelity, tak że Scorpio X-1 był obserwowany, podczas gdy oś Z była zorientowana na gromadę galaktyk w Pannie. Detektory użyte w tym eksperymencie były licznikami proporcjonalnymi z okienkami berylowymi o grubości 1 mm. Zakres energii wynosił od 1,0 do 60 keV, a całkowita efektywna powierzchnia wynosiła około 40 cm2 .

Winiki wyszukiwania

SAS 3 był szczególnie produktywny ze względu na swoją elastyczność i szybkość reakcji. Wśród jego najważniejszych wyników były:

  • przez ANS pierwszego rozbłysku rentgenowskiego , intensywny okres odkrywania źródeł rozbłysków przez SAS 3 szybko doprowadził do odkrycia i scharakteryzowania około tuzina dodatkowych obiektów, w tym słynnego Rapid Burstera, MXB1730-335. Obserwacje te umożliwiły identyfikację wybuchowych źródeł promieniowania rentgenowskiego z układami podwójnymi gwiazd neutronowych.
  • RMC był pierwszym instrumentem, który rutynowo zapewniał pozycje rentgenowskie, które były wystarczająco precyzyjne, aby umożliwić obserwację przez obserwatoria optyczne w celu ustalenia rentgenowskich / optycznych odpowiedników, nawet w zatłoczonych obszarach w pobliżu płaszczyzny galaktyki. Uzyskano około 60 pozycji z dokładnością rzędu 1 minuty kątowej lub mniej. Uzyskane w ten sposób identyfikacje źródeł pomogły połączyć astronomię rentgenowską z głównym korpusem astrofizyki gwiazd.
  • Odkrycie 3,6 s pulsacji przejściowej gwiazdy neutronowej / układu podwójnego Be star 4U 0115+63 ., prowadzące do wyznaczenia jej orbity i obserwacji linii absorpcyjnej cyklotronu w jej silnym polu magnetycznym. Wiele układów podwójnych typu Be gwiazda / gwiazda neutronowa zostało następnie odkrytych jako klasa emiterów promieniowania rentgenowskiego.
  • Odkrycie emisji promieniowania rentgenowskiego z HZ 43 (odosobniony biały karzeł), Algol i AM Her , pierwszy wysoce magnetyczny układ podwójny białego karła widziany w promieniach rentgenowskich.
  • Ustalono częstą lokalizację źródeł promieniowania rentgenowskiego w pobliżu centrów gromad kulistych.
  • Pierwsza identyfikacja QSO poprzez emisję promieniowania rentgenowskiego.
  • Instrument do miękkiego promieniowania rentgenowskiego ustalił, że intensywność rozproszenia 0,10-28 keV jest generalnie odwrotnie skorelowana z gęstością neutralnej kolumny H , co wskazuje na absorpcję zewnętrznych źródeł rozproszonych przez pierwszoplanowy galaktyczny ośrodek międzygwiazdowy .

Głównymi badaczami SAS 3 byli profesorowie MIT George W. Clark , Hale V. Bradt i Walter HG Lewin . Innymi głównymi współpracownikami byli profesorowie Claude Canizares i Saul A. Rappaport oraz dr Jeffrey A. Hoffman , George Ricker, Jeff McClintock, Rodger E. Doxsey , Garrett Jernigan , Lynn Comminsky, John Doty i wielu innych, w tym wielu doktorantów.

Zobacz też

Notatki

Pobrane z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Small_Astronomy_Satellite_3&oldid=1104369253 ”