El Pequeño Satélite de Astronomía 3 ( SAS 3 , también conocido como SAS-C antes del lanzamiento) fue un telescopio espacial de astronomía de rayos X de la NASA . [1] Funcionó desde el 7 de mayo de 1975 hasta abril de 1979. Cubrió el rango de rayos X con cuatro experimentos a bordo. El satélite, construido por el Laboratorio de Física Aplicada (APL) de la Universidad Johns Hopkins , fue propuesto y operado por el Centro de Investigación Espacial (CSR) del MIT . Fue lanzado en un vehículo Scout desde la plataforma de lanzamiento italiana San Marco cerca de Mombasa, Kenia, a una órbita terrestre baja, casi ecuatorial. También fue conocido como Explorer 53, como parte del programa Explorer de la NASA . [2]
La nave espacial se estabilizó en 3 ejes con una rueda de impulso que se utilizó para establecer la estabilidad alrededor de la rotación nominal, o eje z. La orientación del eje z podría alterarse en un período de horas utilizando bobinas de torsión magnéticas que interactuaban con el campo magnético de la Tierra. Los paneles solares cargaban las baterías durante la parte diurna de cada órbita, de modo que SAS 3 esencialmente no tenía elementos prescindibles que limitaran su vida útil más allá de la vida útil de las grabadoras, las baterías y la resistencia orbital. La nave espacial normalmente operaba en modo giratorio, girando a una revolución por órbita de 95 minutos, de modo que los experimentos con LED, colimador de tubo y listones, que miraban a lo largo del eje y, podían ver y escanear el cielo casi continuamente. La rotación también podría detenerse, lo que permite observaciones puntuales prolongadas (hasta 30 minutos) de fuentes seleccionadas mediante los instrumentos del eje y. Los datos se registraron a bordo mediante grabadoras de cinta magnética y se reprodujeron durante los pasos de la estación en cada órbita. [3]
El SAS 3 fue comandado desde el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de la NASA (GSFC) en Greenbelt MD, pero los datos se transmitieron por módem al MIT para su análisis científico, donde el personal científico y técnico estaba de servicio las 24 horas del día. Los datos de cada órbita se sometieron a un análisis científico rápido en el MIT antes del paso de la siguiente estación orbital, por lo que el plan operativo científico podría modificarse mediante instrucciones telefónicas del MIT al GSFC para estudiar objetivos casi en tiempo real.
La nave espacial fue lanzada desde la plataforma San Marco frente a la costa de Kenia , África , hacia una órbita ecuatorial casi circular . Esta nave espacial contenía cuatro instrumentos: el Experimento Extragaláctico, el Experimento Monitor Galáctico, el Experimento Monitor Escorpio y el Experimento de Absorción Galáctica. En la configuración orbital, la nave espacial tenía 145,2 cm (57,2 pulgadas) de alto y la dimensión de punta a punta era de 470,3 cm (185,2 pulgadas). Se utilizaron cuatro paletas solares junto con una batería de níquel-cadmio de 12 celdas para proporcionar energía a toda la órbita. La nave espacial se estabilizó a lo largo del eje Z y giró aproximadamente 0,1°/segundo. Los cambios en la orientación del eje de giro se realizaron mediante comando terrestre, ya sea retrasados o en tiempo real. Se podría hacer que la nave espacial se moviera hacia adelante y hacia atrás ± 2,5° a través de una fuente seleccionada a lo largo del eje X a 0,01°/segundo. Los experimentos se realizaron a lo largo del eje Z de la nave espacial, perpendicular a él y en ángulo. [4]
Los principales objetivos científicos de la misión fueron:
Explorer 53 (SAS-C) era una pequeña nave espacial cuyos objetivos eran estudiar la esfera celeste en busca de fuentes que radien en rayos X , rayos gamma , ultravioleta y otras regiones espectrales. Las misiones principales del Explorer 53 fueron medir la emisión de rayos X de fuentes extragalácticas discretas, monitorear la intensidad y el espectro de fuentes de rayos X galácticos de 0,2 a 60 keV y monitorear la intensidad de rayos X de Scorpio X- 1 . [5]
Este experimento determinó las posiciones de fuentes de rayos X extragalácticas muy débiles . El instrumento observó una región del cielo de 100 grados cuadrados alrededor de la dirección del eje de giro del satélite. Los objetivos nominales para un estudio de 1 año fueron: (1) el Cúmulo de galaxias de Virgo durante 4 meses, (2) el ecuador galáctico durante 2 meses, (3) la Nebulosa de Andrómeda durante 3 meses y (4) las Nubes de Magallanes Por 3 meses. La instrumentación consistió en un colimador de modulación de ancho completo a mitad del máximo (FWHM) de 2,5 minutos de arco y otro de 4,5 minutos de arco , así como contadores proporcionales sensibles en el rango de energía de 1,5 a 10 keV . El área efectiva de cada colimador fue de aproximadamente 225 cm 2 . El sistema de aspecto proporcionó información sobre la orientación de los colimadores con una precisión de 15 segundos de arco. [6]
La densidad y distribución de la materia interestelar se determinó midiendo la variación en la intensidad del fondo difuso de rayos X de baja energía en función de la latitud galáctica . Se utilizó un contador proporcional de ventana de polipropileno de 1 micrómetro para los rangos de energía de 0,1 a 0,4 keV y de 0,4 a 1,0 keV, mientras que un contador de ventana de titanio de 2 micrómetros cubrió el rango de energía de 0,3 a 0,5 keV. Además, se utilizaron dos contadores de ventana de berilio de 1 mm para el rango de energía de 1,0 a 10 keV. Los colimadores en este experimento tenían campos de visión de 3° para el contador de 1 micrómetro, 2° para el contador de 2 micrómetros y 2° para los contadores de 1 mm. [7]
Los objetivos de este experimento eran localizar fuentes de rayos X galácticos a 15 segundos de arco y monitorear estas fuentes para detectar variaciones de intensidad. Las posiciones de las fuentes se determinaron con el uso de los colimadores de modulación del Experimento Extragaláctico durante la observación nominal de dos meses del ecuador galáctico. La vigilancia del cielo con rayos X se realizó mediante el uso de tres colimadores de láminas. Un colimador, de 1° por 70° FWHM, estaba orientado perpendicular al plano ecuatorial del satélite, mientras que los otros dos, cada uno de 0,5° por 45° FWHM, estaban orientados 30° por encima y 30° por debajo del primero. El detector detrás de cada colimador era un contador proporcional, sensible de 1,5 a 13 keV, con un área efectiva de aproximadamente 100 cm 2 . El colimador de 1,0° tenía un contador adicional de la misma área, sensible de 8 a 50 keV. Se obtuvieron tres líneas de posición para cualquier fuente dada cuando el satélite giraba con una rotación constante de 4 minutos de arco/segundo alrededor del eje Z. [8]
Se orientó un colimador de láminas FWHM de 12° por 50° con su eje mayor perpendicular al eje de giro del satélite de manera que se pudiera monitorear un punto determinado en el cielo durante aproximadamente el 25% de una rotación. Este colimador estaba inclinado 31° con respecto al plano ecuatorial del satélite, de modo que se podía observar Scorpio X-1 mientras el eje Z estaba orientado hacia el Cúmulo de galaxias de Virgo. Los detectores utilizados en este experimento fueron contadores proporcionales con ventanas de berilio de 1 mm. El rango de energía era de 1,0 a 60 keV y el área efectiva total era de aproximadamente 40 cm 2 . [9]
SAS 3 fue especialmente productivo debido a su flexibilidad y rápida capacidad de respuesta. Entre sus resultados más importantes se encuentran:
Los investigadores principales de SAS 3 fueron los profesores del MIT George W. Clark , Hale V. Bradt y Walter HG Lewin . Otros contribuyentes importantes fueron los profesores Claude Cañizares y Saul A. Rappaport, y los doctores Jeffrey A. Hoffman , George Ricker, Jeff McClintock, Rodger E. Doxsey , Garrett Jernigan , Lynn Comminsky, John Doty y muchos otros, incluidos numerosos estudiantes de posgrado.
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