El Observatorio Astrofísico Internacional «GRANAT» (conocido habitualmente como Granat ; en ruso : Гранат , lit. granada ) fue un observatorio espacial soviético (posteriormente ruso) desarrollado en colaboración con Francia, Dinamarca y Bulgaria . Fue lanzado el 1 de diciembre de 1989 a bordo de un cohete Protón y colocado en una órbita altamente excéntrica de cuatro días , de los cuales tres se dedicaron a observaciones. Funcionó durante casi nueve años.
En septiembre de 1994, tras casi cinco años de observaciones dirigidas, se agotó el suministro de gas para el control de actitud y el observatorio pasó a modo de observación no dirigida. Las transmisiones cesaron finalmente el 27 de noviembre de 1998. [3]
Con siete instrumentos diferentes a bordo, Granat fue diseñado para observar el universo en energías que van desde los rayos X hasta los rayos gamma . Su instrumento principal, SIGMA, era capaz de obtener imágenes tanto de fuentes de rayos X duros como de rayos gamma blandos. El instrumento PHEBUS estaba destinado a estudiar los estallidos de rayos gamma y otras fuentes transitorias de rayos X. Otros experimentos, como ART-P, estaban destinados a obtener imágenes de fuentes de rayos X en el rango de 35 a 100 keV . Un instrumento, WATCH, fue diseñado para monitorear el cielo continuamente y alertar a los otros instrumentos sobre fuentes de rayos X nuevas o interesantes. El espectrómetro ART-S cubría el rango de energía de rayos X, mientras que los experimentos KONUS-B y TOURNESOL cubrían tanto el espectro de rayos X como el de rayos gamma.
Granat era una nave espacial estabilizada en tres ejes y la última de la serie 4MV Bus producida por la Asociación de Producción Científica Lavochkin . Era similar al observatorio Astron que estuvo en funcionamiento desde 1983 hasta 1989; por esta razón, la nave espacial fue conocida originalmente como Astron 2. Pesaba 4,4 toneladas métricas y transportaba casi 2,3 toneladas métricas de instrumentación científica internacional. Granat medía 6,5 m de alto y tenía una envergadura total de 8,5 m entre sus paneles solares . La potencia disponible para los instrumentos científicos era de aproximadamente 400 W. [ 1]
La nave espacial fue lanzada el 1 de diciembre de 1989 a bordo de un Proton-K desde el cosmódromo de Baikonur en la República Socialista Soviética de Kazajstán . Se colocó en una órbita altamente excéntrica de 98 horas con un apogeo / perigeo inicial de 202.480 km / 1.760 km respectivamente y una inclinación de 51,9 grados. [4] Esto significaba que las perturbaciones solares y lunares aumentarían significativamente la inclinación de las órbitas al tiempo que reducirían su excentricidad, de modo que la órbita se había vuelto casi circular cuando Granat completó sus observaciones dirigidas en septiembre de 1994. (En 1991, el perigeo había aumentado a 20.000 km; en septiembre de 1994, el apogeo / perigeo era de 59.025 km / 144.550 km con una inclinación de 86,7 grados).
De los cuatro días que duró la órbita, tres días se dedicaron a observaciones. [8] Después de más de nueve años en órbita, el observatorio finalmente volvió a entrar en la atmósfera de la Tierra el 25 de mayo de 1999. [2]
El telescopio SIGMA de rayos X duros y rayos gamma de baja energía fue una colaboración entre CESR (Toulouse) y CEA (Saclay). Cubrió el rango de energía de 35 a 1300 keV, [5] con un área efectiva de 800 cm 2 y un campo de visión de sensibilidad máxima de ~5°×5°. La resolución angular máxima fue de 15 arcmin. [9] La resolución de energía fue del 8% a 511 keV. [8] Sus capacidades de imagen se derivaron de la asociación de una máscara codificada y un detector sensible a la posición basado en el principio de la cámara Anger. [3]
El telescopio de rayos X ART-P era responsabilidad del IKI en Moscú . El instrumento cubría el rango de energía de 4 a 60 keV para imágenes y de 4 a 100 keV para espectroscopia y cronometraje. Había cuatro módulos idénticos del telescopio ART-P, cada uno de los cuales consistía en un contador proporcional multihilo sensible a la posición (MWPC) junto con una máscara codificada URA. Cada módulo tenía un área efectiva de aproximadamente 600 cm 2 , produciendo un campo de visión de 1,8° por 1,8°. La resolución angular era de 5 arcmin ; las resoluciones temporal y energética eran 3,9 ms y 22% a 6 keV, respectivamente. [6] El instrumento alcanzó una sensibilidad de 0,001 de la fuente de la nebulosa del Cangrejo (= 1 "mCrab") en una exposición de ocho horas. La resolución temporal máxima fue de 4 ms. [3] [8]
El espectrómetro de rayos X ART-S, también construido por el IKI, cubría el rango de energía de 3 a 100 keV. Su campo de visión era de 2° por 2°. El instrumento constaba de cuatro detectores basados en MWPC espectroscópicos , lo que generaba un área efectiva de 2.400 cm2 a 10 keV y 800 cm2 a 100 keV. La resolución temporal era de 200 microsegundos . [3]
El experimento PHEBUS fue diseñado por CESR (Toulouse) para registrar eventos transitorios de alta energía en el rango de 100 keV a 100 MeV. Consistía en dos detectores independientes y su electrónica asociada . Cada detector consistía en un cristal de germanato de bismuto (BGO) de 78 mm de diámetro por 120 mm de espesor, rodeado por una cubierta de plástico anti-coincidencia. Los dos detectores estaban dispuestos en la nave espacial de manera que observaran 4 π estereorradianes . El modo ráfaga se activaba cuando la tasa de conteo en el rango de energía de 0,1 a 1,5 MeV excedía el nivel de fondo en 8 sigma en 0,25 o 1,0 segundos. Había 116 canales de energía. [3]
A partir de enero de 1990, cuatro instrumentos WATCH, diseñados por el Instituto de Investigación Espacial Danés , estuvieron en funcionamiento en el observatorio Granat. Los instrumentos podían localizar fuentes brillantes en el rango de 6 a 180 keV con una precisión de 0,5° utilizando un colimador de modulación de rotación . En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrían aproximadamente el 75% del cielo. La resolución de energía era del 30% FWHM a 60 keV. Durante los períodos de calma, las tasas de conteo en dos bandas de energía (6 a 15 y 15 a 180 keV) se acumulaban durante 4, 8 o 16 segundos, dependiendo de la disponibilidad de memoria de la computadora de a bordo. Durante una ráfaga o un evento transitorio, las tasas de conteo se acumulaban con una resolución temporal de 1 segundo por cada 36 canales de energía. [3]
El instrumento KONUS-B, diseñado por el Instituto Físico-Técnico Ioffe de San Petersburgo , constaba de siete detectores distribuidos por la nave espacial que respondían a fotones de energía de 10 keV a 8 MeV. Consistían en cristales centelleadores de NaI (Tl) de 200 mm de diámetro por 50 mm de espesor detrás de una ventana de entrada de Be . Las superficies laterales estaban protegidas por una capa de plomo de 5 mm de espesor. El umbral de detección de ráfagas era de 500 a 50 microjulios por metro cuadrado (5 × 10 -7 a 5 × 10 -8 erg/cm 2 ), dependiendo del espectro de ráfaga y del tiempo de subida . Los espectros se tomaron en dos analizadores de altura de pulso (PHA) de 31 canales, de los cuales los primeros ocho se midieron con una resolución temporal de 1/16 s y los restantes con resoluciones temporales variables dependiendo de la tasa de conteo. El rango de resoluciones abarcaba de 0,25 a 8 s.
El instrumento KONUS-B estuvo en funcionamiento desde el 11 de diciembre de 1989 hasta el 20 de febrero de 1990. Durante ese período, el tiempo de funcionamiento del experimento fue de 27 días. Se detectaron unas 60 erupciones solares y 19 explosiones de rayos gamma cósmicos. [3]
El instrumento francés TOURNESOL constaba de cuatro contadores proporcionales y dos detectores ópticos . Los contadores proporcionales detectaban fotones entre 2 keV y 20 MeV en un campo de visión de 6° por 6°. Los detectores visibles tenían un campo de visión de 5° por 5°. El instrumento fue diseñado para buscar contrapartes ópticas de fuentes de ráfagas de alta energía, así como para realizar análisis espectrales de los eventos de alta energía. [3]
Durante los primeros cuatro años de observaciones dirigidas, Granat observó muchas fuentes de rayos X galácticas y extragalácticas, con énfasis en la obtención de imágenes profundas y espectroscopia del centro galáctico , observaciones de banda ancha de candidatos a agujeros negros y novas de rayos X. Después de 1994, el observatorio pasó al modo de sondeo y llevó a cabo un sondeo sensible de todo el cielo en la banda de energía de 40 a 200 keV.
Algunos de los aspectos más destacados incluyeron:
Tras la disolución de la Unión Soviética , el proyecto se vio afectado por dos problemas. El primero era de naturaleza geopolítica: el centro principal de control de la nave espacial se encontraba en las instalaciones de Eupatoria , en la región de Crimea . Este centro de control era importante para el programa espacial soviético, ya que era uno de los dos únicos del país equipados con una antena parabólica RT-70 de 70 m . Con la disolución de la Unión, la región de Crimea pasó a formar parte de la recién independizada Ucrania y el centro quedó bajo el control nacional ucraniano, lo que provocó nuevos obstáculos políticos. [1]
El problema principal y más urgente, sin embargo, era encontrar fondos para apoyar la operación continua de la nave espacial en medio de la crisis de gastos en la Rusia postsoviética. La agencia espacial francesa , que ya había contribuido significativamente al proyecto (tanto científica como financieramente), se encargó de financiar directamente las operaciones continuas. [1]
Este artículo incorpora material de dominio público de sitios web o documentos de la Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio .
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