El Cosmic Background Explorer ( COBE / ˈk oʊ b i / KOH -bee ), también conocido como Explorer 66 , fue un satélite de la NASA dedicado a la cosmología , que operó de 1989 a 1993. Sus objetivos eran investigar la radiación cósmica de fondo de microondas. (CMB o CMBR) del universo y proporcionar mediciones que ayudarían a dar forma a nuestra comprensión del cosmos .
Las mediciones del COBE proporcionaron dos pruebas clave que respaldaban la teoría del Big Bang del universo: que el CMB tiene un espectro de cuerpo negro casi perfecto y que tiene anisotropías muy débiles . Dos de los investigadores principales del COBE, George F. Smoot y John C. Mather , recibieron el Premio Nobel de Física en 2006 por su trabajo en el proyecto. Según el comité del Premio Nobel, "el proyecto COBE también puede considerarse como el punto de partida de la cosmología como ciencia de precisión". [4]
COBE fue el segundo satélite cósmico de fondo de microondas, después de RELIKT-1 , y fue seguido por dos naves espaciales más avanzadas: la Sonda de Anisotropía de Microondas Wilkinson (WMAP) operada de 2001 a 2010 y la nave espacial Planck de 2009 a 2013.
El objetivo de la misión Cosmic Background Explorer (COBE) era tomar medidas precisas de la radiación difusa entre 1 micrómetro y 1 cm (0,39 pulgadas) en toda la esfera celeste. Se midieron las siguientes cantidades: (1) el espectro de la radiación de 3 K en el rango de 100 micrómetros a 1 cm (0,39 pulgadas) (2) la anisotropía de esta radiación de 3 a 10 mm (0,39 pulgadas); y (3) el espectro y la distribución angular de la radiación de fondo infrarroja difusa en longitudes de onda de 1 a 300 micrómetros. [5]
En 1974, la NASA emitió un Anuncio de Oportunidad para misiones astronómicas que utilizarían una nave espacial Explorer de tamaño pequeño o mediano . De las 121 propuestas recibidas, tres se referían al estudio de la radiación cosmológica de fondo. Aunque estas propuestas perdieron frente al Satélite Astronómico Infrarrojo ( IRAS ), su fuerza hizo que la NASA explorara más a fondo la idea. En 1976, la NASA formó un comité de miembros de cada uno de los tres equipos propuestos en 1974 para reunir sus ideas para dicho satélite. Un año después, este comité sugirió que se lanzara un satélite en órbita polar llamado COBE mediante un vehículo de lanzamiento Delta 5920-8 o el transbordador espacial . Contendría los siguientes instrumentos: [6]
El módulo experimental contenía los instrumentos y un Dewar lleno de 650 L (140 imp gal; 170 US gal) de helio líquido de 1,6 K , con una visera cónica. El módulo base contenía los sistemas de control de actitud , comunicaciones y energía . El satélite giraba a 1 rpm alrededor del eje de simetría para controlar errores sistemáticos en las mediciones de anisotropía y permitir observaciones de la luz zodiacal en varios ángulos de elongación solar. La orientación del eje de giro se mantuvo en sentido contrario a la Tierra y a 94° con respecto a la línea Sol-Tierra. La órbita operativa era sincronizada con el sol entre el amanecer y el anochecer, de modo que el Sol estaba siempre de lado y, por tanto, protegido de los instrumentos. Con esta órbita y orientación del eje de giro, los instrumentos realizaban un escaneo completo de la esfera celeste cada seis meses. Las operaciones por instrumentos finalizaron el 23 de diciembre de 1993. A partir de enero de 1994, las operaciones de ingeniería debían concluir ese mes, después de lo cual la operación de la nave espacial se transferiría a Wallops Flight Facility (WFF) para su uso como satélite de prueba. [5]
La investigación del radiómetro diferencial de microondas (DMR) utiliza tres radiómetros diferenciales para mapear el cielo a 31,4, 53 y 90 GHz . Los radiómetros están distribuidos por la superficie exterior del criostato. Cada radiómetro emplea un par de antenas de bocina que miran a 30° del eje de giro de la nave espacial, midiendo la temperatura diferencial entre puntos en el cielo separados por 60°. En cada frecuencia hay dos canales para mediciones de polarización dual para mejorar la sensibilidad y la confiabilidad. Cada radiómetro es un receptor de microondas cuya entrada se conmuta rápidamente entre las dos antenas de bocina, obteniendo la diferencia de brillo de dos campos de visión de 7° de diámetro situados a 60° de distancia y a 30° del eje de la nave espacial. La alta sensibilidad se logra mediante la estabilización de la temperatura (a 300 K para 31,4 GHz y a 140 K para 53 y 90 GHz), el giro de la nave espacial y la capacidad de integración durante todo el año. La sensibilidad a anisotropías a gran escala es de aproximadamente 3E-5 K. El instrumento pesa 120 kg (260 lb), utiliza 114 vatios y tiene una velocidad de datos de 500 bit/s . [7]
El experimento de fondo infrarrojo difuso (DIRBE) consiste en un radiómetro multibanda enfriado criogénicamente (a 2 K) que se utiliza para investigar la radiación infrarroja difusa de 1 a 300 micrómetros. El instrumento mide el flujo absoluto en 10 bandas de longitud de onda con un campo de visión de 1° apuntado a 30° del eje de giro. Los detectores ( fotoconductores ) y filtros para los canales de 8 a 100 micrómetros son los mismos que los de la misión IRAS. Los bolómetros se utilizan para el canal de longitud de onda más larga (de 120 a 300 micrómetros). La sensibilidad DIRBE será mejor que 2E-12 W/(cm 2 sr) en los canales 1 a 3. Los canales 4 a 8 alcanzarán 6E-13 [ se necesita aclaración ] mientras que los canales 9 y 10, con sus bolómetros menos sensibles pero con mayor etendue , llegará a 4E-12. Estos límites se pueden alcanzar con los detectores existentes enfriados hasta cerca de la temperatura del criostato de 1,6 K. El telescopio es un colector de flujo gregoriano fuera del eje, bien desconcertado y con capacidad de reimaginación. El instrumento pesa aproximadamente 34 kg (75 lb), utiliza 100 W y tiene una velocidad de datos de 1700 bit/s. [8]
El espectrofotómetro absoluto de infrarrojo lejano (FIRAS) es un interferómetro de Michelson polarizador enfriado criogénicamente que se utiliza como espectrómetro de transformada de Fourier . El instrumento apunta a lo largo del eje de giro y tiene un campo de visión de 7°. Este dispositivo mide el espectro con una precisión de 1/1000 del flujo máximo a 1,7 mm (0,067 pulgadas) por cada campo de visión de 7° en el cielo (en el rango de 0,1 a 10 mm (0,39 pulgadas)). El FIRAS utiliza un colector de flujo de trompeta acampanado especial que tiene niveles de lóbulos laterales muy bajos y un calibrador externo que cubre todo el haz; Se requiere regulación y calibración precisas de la temperatura. El instrumento tiene una entrada diferencial para comparar el cielo con una referencia interna a 3 K. Esta característica proporciona inmunidad contra errores sistemáticos en el espectrómetro y contribuye significativamente a la capacidad de detectar pequeñas desviaciones del espectro de un cuerpo negro. El instrumento pesa 60 kg (130 lb), utiliza 84 vatios y tiene una velocidad de datos de 1200 bit/s. [9]
La NASA aceptó la propuesta siempre que los costos se mantuvieran por debajo de los 30 millones de dólares, excluyendo el lanzador y el análisis de datos. Debido a los sobrecostos del programa Explorer debido al IRAS, los trabajos de construcción del satélite en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (GSFC) no comenzaron hasta 1981. Para ahorrar costes, los detectores de infrarrojos y el recipiente de helio líquido del COBE serían similares a los utilizados. sobre el satélite astronómico infrarrojo (IRAS).
Originalmente se planeó que COBE fuera lanzado en una misión del transbordador espacial STS-82-B en 1988 desde la Base de la Fuerza Aérea Vandenberg , pero la explosión del Challenger retrasó este plan cuando los transbordadores quedaron en tierra. La NASA impidió que los ingenieros de COBE acudieran a otras compañías espaciales para lanzar COBE y, finalmente, el 18 de noviembre de 1989 se colocó un COBE rediseñado en órbita sincrónica con el Sol a bordo de un vehículo de lanzamiento Delta.
El 23 de abril de 1992, los científicos del COBE anunciaron en la reunión de abril de la APS en Washington, DC el hallazgo de las "semillas primordiales" (anisotropía CMBE) en los datos del instrumento DMR; hasta entonces los demás instrumentos "no podían ver la plantilla". [10] Al día siguiente , The New York Times publicó la historia en primera plana, explicando el hallazgo como "la primera evidencia que revela cómo un cosmos inicialmente liso evolucionó hasta el panorama actual de estrellas, galaxias y gigantescos cúmulos de galaxias". [11]
El Premio Nobel de Física de 2006 fue otorgado conjuntamente a John C. Mather, del Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA, y a George F. Smoot, de la Universidad de California, Berkeley , "por su descubrimiento de la forma del cuerpo negro y la anisotropía de la radiación cósmica de fondo de microondas". ". [12]
COBE era un satélite de clase Explorer, con tecnología tomada en gran medida de IRAS, pero con algunas características únicas.
La necesidad de controlar y medir todas las fuentes de errores sistemáticos requirió un diseño riguroso e integrado. COBE tendría que funcionar durante un mínimo de 6 meses y limitar la cantidad de interferencias de radio procedentes de la Tierra, COBE y otros satélites, así como interferencias radiativas de la Tierra , el Sol y la Luna . [13] Los instrumentos requerían estabilidad de temperatura y mantenimiento de la ganancia, y un alto nivel de limpieza para reducir la entrada de luz parásita y la emisión térmica de partículas.
La necesidad de controlar el error sistemático en la medición de la anisotropía del CMB y medir la nube zodiacal en diferentes ángulos de elongación para el modelado posterior requirió que el satélite girara a una velocidad de giro de 0,8 rpm . [13] El eje de giro también está inclinado hacia atrás respecto del vector de velocidad orbital como precaución contra posibles depósitos de gas atmosférico residual en la óptica, así como contra el brillo infrarrojo que resultaría de partículas neutras rápidas que golpean sus superficies a una velocidad extremadamente alta.
Para satisfacer las demandas gemelas de rotación lenta y control de actitud de tres ejes, se empleó un sofisticado par de ruedas de momento angular de orientación con su eje orientado a lo largo del eje de giro. [13] Estas ruedas se utilizaron para transportar un momento angular opuesto al de toda la nave espacial para crear un sistema de momento angular neto cero.
La órbita se determinaría en función de las particularidades de la misión de la nave espacial. Las consideraciones primordiales fueron la necesidad de cubrir completamente el cielo, la necesidad de eliminar la radiación parásita de los instrumentos y la necesidad de mantener la estabilidad térmica del dewar y los instrumentos. [13] Una órbita circular sincrónica con el Sol satisfacía todos estos requisitos. Se eligió una órbita de 900 km (560 millas) de altitud con una inclinación de 99°, ya que encajaba dentro de las capacidades de un transbordador espacial (con propulsión auxiliar en COBE) o un vehículo de lanzamiento Delta. Esta altitud fue un buen compromiso entre la radiación de la Tierra y las partículas cargadas en los cinturones de radiación de la Tierra en altitudes más altas. Se eligió un nodo ascendente a las 18:00 para permitir que COBE siga el límite entre la luz solar y la oscuridad en la Tierra durante todo el año.
La órbita combinada con el eje de giro hizo posible mantener la Tierra y el Sol continuamente debajo del plano del escudo, permitiendo un escaneo completo del cielo cada seis meses.
Las dos últimas partes importantes de la misión COBE fueron el dewar y el escudo Sol-Tierra. El dewar era un criostato de helio superfluido de 650 L (140 imp gal; 170 US gal) diseñado para mantener refrigerados los instrumentos FIRAS y DIRBE durante la duración de la misión. Se basó en el mismo diseño que el utilizado en IRAS y pudo ventilar helio a lo largo del eje de giro cerca de las matrices de comunicación. El escudo cónico Sol-Tierra protegió los instrumentos de la radiación directa solar y terrestre, así como de las interferencias de radio de la Tierra y de la antena transmisora del COBE. Sus mantas aislantes multicapa proporcionaron aislamiento térmico al dewar. [13]
La misión científica fue realizada por los tres instrumentos detallados anteriormente: DIRBE, FIRAS y DMR. Los instrumentos se superpusieron en la cobertura de longitudes de onda, lo que permitió comprobar la coherencia de las mediciones en las regiones de superposición espectral y ayudar a discriminar señales de nuestra galaxia, el Sistema Solar y el CMB. [13]
Los instrumentos del COBE cumplirían con cada uno de sus objetivos además de hacer observaciones que tendrían implicaciones fuera del alcance inicial del COBE.
Durante el período de 15 años transcurrido entre la propuesta y el lanzamiento del COBE, se produjeron dos acontecimientos astronómicos importantes:
Con estos avances sirviendo de telón de fondo para la misión COBE, los científicos esperaban ansiosamente los resultados de FIRAS. Los resultados de FIRAS fueron sorprendentes porque mostraron un ajuste perfecto del CMB y la curva teórica para un cuerpo negro a una temperatura de 2,7 K, demostrando así que los resultados de Berkeley-Nagoya eran erróneos.
Las mediciones de FIRAS se realizaron midiendo la diferencia espectral entre una zona del cielo de 7° frente a un cuerpo negro interno. El interferómetro en FIRAS cubrió entre 2 y 95 cm-1 en dos bandas separadas a 20 cm-1. Hay dos longitudes de escaneo (corta y larga) y dos velocidades de escaneo (rápida y lenta) para un total de cuatro modos de escaneo diferentes. Los datos se recopilaron durante un período de diez meses. [dieciséis]
El DMR pudo pasar cuatro años cartografiando la anisotropía detectable de la radiación cósmica de fondo, ya que era el único instrumento que no dependía del suministro de helio del dewar para mantenerlo refrigerado. Esta operación pudo crear mapas celestes completos del CMB restando las emisiones galácticas y los dipolos en varias frecuencias. Las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas son extremadamente débiles, sólo una parte entre 100.000 en comparación con la temperatura media del campo de radiación de 2,73 K. La radiación cósmica de fondo de microondas es un remanente del Big Bang y las fluctuaciones son la huella del contraste de densidad en el universo primitivo. Se cree que las ondas de densidad produjeron la formación de estructuras como las que se observan hoy en el universo: cúmulos de galaxias y vastas regiones desprovistas de galaxias. [17]
DIRBE también detectó 10 nuevas galaxias emisoras de IR lejano en la región no estudiadas por IRAS, así como otras nueve candidatas en el IR lejano débil que pueden ser galaxias espirales . Las galaxias detectadas a 140 y 240 μm también pudieron proporcionar información sobre polvo muy frío (VCD). En estas longitudes de onda, se puede derivar la masa y la temperatura del VCD. Cuando estos datos se combinaron con datos de 60 y 100 μm tomados de IRAS, se encontró que la luminosidad del infrarrojo lejano surge del polvo frío (≈17-22 K) asociado con nubes cirros difusas de la región HI , 15-30% del frío ( ≈19 K) polvo asociado con gas molecular, y menos del 10% de polvo cálido (≈29 K) en las regiones H II extendidas de baja densidad . [18]
Además de los hallazgos que realizó DIRBE sobre las galaxias, también hizo otras dos contribuciones significativas a la ciencia. [18] El instrumento DIRBE pudo realizar estudios sobre el polvo interplanetario (IPD) y determinar si su origen era de partículas de asteroides o cometas. Los datos DIRBE recopilados a 12, 25, 50 y 100 μm pudieron concluir que los granos de origen asteroidal pueblan las bandas IPD y la suave nube IPD. [19]
La segunda contribución que hizo DIRBE fue un modelo del disco galáctico visto de canto desde nuestra posición. Según el modelo, si el Sol está a 8,6 kpc del centro galáctico , entonces está 15,6% por encima del plano medio del disco, que tiene unas longitudes de escala radial y vertical de 2,64 y 0,333 kpc, respectivamente, y está deformado de alguna manera. consistente con la capa HI. Tampoco hay indicios de un disco grueso. [20]
Para crear este modelo, se tuvo que restar el IPD de los datos de la DIRBE. Se ha descubierto que esta nube, que vista desde la Tierra es luz zodiacal , no estaba centrada en el Sol, como se pensaba hasta ahora, sino en un lugar del espacio a unos pocos millones de kilómetros de distancia. Esto se debe a la influencia gravitatoria de Saturno y Júpiter . [6]
Además de los resultados científicos detallados en la última sección, existen numerosas preguntas cosmológicas que los resultados del COBE dejan sin respuesta. Una medición directa de la luz de fondo extragaláctica (EBL) también puede proporcionar importantes limitaciones sobre la historia cosmológica integrada de la formación estelar, la producción de metal y polvo, y la conversión de la luz estelar en emisiones infrarrojas por el polvo. [21]
Al observar los resultados de DIRBE y FIRAS en el rango de 140 a 5000 μm, podemos detectar que la intensidad EBL integrada es ≈16 nW /(m 2 ·sr). Esto es consistente con la energía liberada durante la nucleosíntesis y constituye alrededor del 20 al 50% de la energía total liberada en la formación de helio y metales a lo largo de la historia del universo. Atribuida únicamente a fuentes nucleares, esta intensidad implica que más del 5 al 15% de la densidad de masa bariónica implicada en el análisis de nucleosíntesis del big bang se ha procesado en estrellas para obtener helio y elementos más pesados. [21]
También hubo implicaciones importantes en la formación de estrellas . Las observaciones COBE proporcionan importantes limitaciones sobre la tasa de formación de estrellas cósmicas y nos ayudan a calcular el espectro EBL para varias historias de formación estelar. Las observaciones realizadas por COBE requieren que la tasa de formación de estrellas con corrimientos al rojo de z ≈ 1,5 sea mayor que la inferida a partir de observaciones ópticas UV en un factor de 2. Este exceso de energía estelar debe ser generado principalmente por estrellas masivas en galaxias envueltas en polvo aún no detectadas. o regiones de formación de estrellas extremadamente polvorientas en las galaxias observadas. [21] El COBE no puede resolver de manera inequívoca la historia exacta de la formación estelar y se deben realizar más observaciones en el futuro.
El 30 de junio de 2001, la NASA lanzó una misión de seguimiento al COBE dirigida por el investigador principal adjunto del DMR, Charles L. Bennett . La sonda de anisotropía de microondas Wilkinson ha aclarado y ampliado los logros de COBE. Después de WMAP, la sonda de la Agencia Espacial Europea, Planck ha seguido aumentando la resolución con la que se ha mapeado el fondo. [22] [23]
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