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 de fondo cósmico de microondas (CMB o CMBR) del universo y proporcionar mediciones que ayudaran a dar forma a nuestra comprensión del cosmos .
Las mediciones de COBE proporcionaron dos piezas clave de evidencia que respaldaron 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 de COBE, George F. Smoot III 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 de medición del fondo cósmico de microondas, después de RELIKT-1 , y fue seguido por dos naves espaciales más avanzadas: la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP), que funcionó entre 2001 y 2010, y la nave espacial Planck, que funcionó entre 2009 y 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 ocupaban del estudio de la radiación cosmológica de fondo. Aunque estas propuestas perdieron ante el Satélite Astronómico Infrarrojo ( IRAS ), su fuerza hizo que la NASA explorara más la idea. En 1976, la NASA formó un comité de miembros de cada uno de los tres equipos de propuestas de 1974 para reunir sus ideas para dicho satélite. Un año después, este comité sugirió un satélite de órbita polar llamado COBE que sería lanzado por un vehículo de lanzamiento Delta 5920-8 o por el Transbordador Espacial . Contendría los siguientes instrumentos: [6]
La NASA aceptó la propuesta con la condición de que los costes se mantuvieran por debajo de los 30 millones de dólares, sin contar el lanzador ni el análisis de datos. Debido a los sobrecostes del programa Explorer debido al IRAS, el trabajo de construcción del satélite en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (GSFC) no comenzó hasta 1981. Para ahorrar costes, los detectores infrarrojos y el recipiente de helio líquido del COBE serían similares a los utilizados en el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS).
El lanzamiento del COBE se planeó originalmente para la misión STS-82-B del transbordador espacial en 1988 desde la base aérea de Vandenberg , pero la explosión del Challenger retrasó este plan cuando los transbordadores tuvieron que quedarse en tierra. La NASA impidió que los ingenieros del COBE fueran a otras compañías espaciales para lanzar el COBE, y finalmente un COBE rediseñado fue colocado en órbita heliosincrónica el 18 de noviembre de 1989 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 del CMBE) en los datos del instrumento DMR; hasta entonces, los otros instrumentos "no habían podido ver la plantilla". [7] Al día siguiente, The New York Times publicó la historia en primera página, explicando el hallazgo como "la primera evidencia que revela cómo un cosmos inicialmente liso evolucionó hasta el panorama actual de estrellas, galaxias y cúmulos gigantescos de galaxias". [8]
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 III, de la Universidad de California, Berkeley , "por su descubrimiento de la forma de cuerpo negro y la anisotropía de la radiación de fondo de microondas cósmica". [9]
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 requería un diseño riguroso e integrado. El COBE tendría que funcionar durante un mínimo de 6 meses y limitar la cantidad de interferencias de radio procedentes de la Tierra, el COBE y otros satélites, así como la interferencia radiativa de la Tierra , el Sol y la Luna . [10] Los instrumentos requerían estabilidad de temperatura y mantener 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 la medición de 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 . [10] El eje de giro también está inclinado hacia atrás con respecto al 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 guiñada con su eje orientado a lo largo del eje de giro. [10] 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 una cobertura total del cielo, la necesidad de eliminar la radiación dispersa de los instrumentos y la necesidad de mantener la estabilidad térmica del recipiente termo y de los instrumentos. [10] Una órbita circular heliosincrónica satisfacía todos estos requisitos. Se eligió una órbita de 900 km (560 mi) de altitud con una inclinación de 99°, ya que se ajustaba a las capacidades de un transbordador espacial (con una propulsión auxiliar en el COBE) o un vehículo de lanzamiento Delta. Esta altitud era un buen compromiso entre la radiación de la Tierra y las partículas cargadas en los cinturones de radiación de la Tierra a altitudes superiores. Se eligió un nodo ascendente a las 18:00 para permitir que el COBE siguiera el límite entre la luz solar y la oscuridad en la Tierra durante todo el año.
La órbita combinada con el eje de rotación permitió 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 recipiente dewar y el escudo Sol-Tierra. El recipiente dewar era un criostato de helio superfluido de 650 L (140 galones imperiales; 170 galones estadounidenses) diseñado para mantener refrigerados los instrumentos FIRAS y DIRBE durante la duración de la misión. Se basaba en el mismo diseño que el utilizado en IRAS y podía ventilar helio a lo largo del eje de giro cerca de los paneles de comunicación. El escudo cónico Sol-Tierra protegía los instrumentos de la radiación solar y terrestre directa, así como de las interferencias de radio de la Tierra y de la antena transmisora del COBE. Sus mantas aislantes multicapa proporcionaban aislamiento térmico para el recipiente dewar. [10]
En enero de 1994, las operaciones de ingeniería concluyeron y la operación de la nave espacial se transfirió 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 cartografiar el cielo a 31,4, 53 y 90 GHz . Los radiómetros están distribuidos alrededor de 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 ubicados a 60° de distancia y a 30° del eje de la nave espacial. Se logra una alta sensibilidad mediante la estabilización de la temperatura (a 300 K para 31,4 GHz y a 140 K para 53 y 90 GHz), mediante el giro de la nave espacial y por la capacidad de integración durante todo el año. La sensibilidad a las 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 . [11]
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 30° fuera del eje de giro. Los detectores ( fotoconductores ) y filtros para los canales de 8 a 100 micrómetros son los mismos que para la misión IRAS . Se utilizan bolómetros para el canal de longitud de onda más larga (120 a 300 micrómetros). El telescopio es un colector de flujo gregoriano fuera del eje con deflectores y capacidad de reimagen. El instrumento pesa aproximadamente 34 kg (75 lb), utiliza 100 W y tiene una velocidad de datos de 1700 bit/s. [12]
El espectrofotómetro absoluto de infrarrojo lejano (FIRAS) es un interferómetro polarizador de Michelson 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 pico 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 cuerno de trompeta ensanchado especial que tiene niveles de lóbulos laterales muy bajos y un calibrador externo que cubre todo el haz; se requiere una 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 a los errores sistemáticos en el espectrómetro y contribuye significativamente a la capacidad de detectar pequeñas desviaciones de un espectro de cuerpo negro. El instrumento pesa 60 kg (130 lb), utiliza 84 vatios y tiene una velocidad de datos de 1200 bit/s. [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 verificar la coherencia de las mediciones en las regiones de superposición espectral y ayudó a discriminar las señales de nuestra galaxia, el Sistema Solar y el CMB. [10]
Los instrumentos del COBE cumplirían cada uno de sus objetivos y además realizarían observaciones que tendrían implicaciones fuera del alcance inicial del COBE.
Durante el período de 15 años transcurrido entre la propuesta y el lanzamiento de COBE, hubo dos avances astronómicos importantes:
Con estos avances como telón de fondo para la misión COBE, los científicos esperaban con impaciencia los resultados de FIRAS. Los resultados de FIRAS fueron sorprendentes, ya que mostraron un ajuste perfecto del CMB y la curva teórica para un cuerpo negro a una temperatura de 2,7 K, en contraste con los resultados de Berkeley-Nagoya.
Las mediciones de FIRAS se realizaron midiendo la diferencia espectral entre un área de 7° del cielo y un cuerpo negro interno. El interferómetro de FIRAS cubrió entre 2 y 95 cm−1 en dos bandas separadas a 20 cm−1. Hay dos longitudes de escaneo (corto y largo) y dos velocidades de escaneo (rápido y lento) para un total de cuatro modos de escaneo diferentes. Los datos se recopilaron durante un período de diez meses. [16]
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 recipiente Dewar para mantenerlo refrigerado. Esta operación fue capaz de crear mapas completos del cielo del CMB al restar las emisiones galácticas y el dipolo a varias frecuencias. Las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas son extremadamente débiles, solo una parte en 100.000 en comparación con la temperatura promedio de 2,73 K del campo de radiación. 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 ondulaciones de densidad produjeron la formación de estructuras como las que se observan en el universo actual: cúmulos de galaxias y vastas regiones desprovistas de galaxias. [17]
DIRBE también detectó 10 nuevas galaxias emisoras de infrarrojo lejano en la región no estudiada por IRAS, así como otros nueve candidatos en el infrarrojo lejano débil que pueden ser galaxias espirales . Las galaxias que se detectaron en los 140 y 240 μm también pudieron proporcionar información sobre el 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 los 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 las nubes cirros difusas de la región HI , el 15-30% del polvo frío (≈19 K) asociado con el gas molecular, y menos del 10% del polvo cálido (≈29 K) en las regiones H II de baja densidad extendidas . [18]
Además de los hallazgos que el DIRBE realizó sobre las galaxias, también realizó 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 cometarias. Los datos del DIRBE recopilados a 12, 25, 50 y 100 μm permitieron concluir que los granos de origen asteroidal pueblan las bandas de IPD y la nube lisa de IPD. [19]
La segunda contribución de 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 un 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 una manera consistente con la capa HI. Tampoco hay indicios de un disco grueso. [20]
Para crear este modelo, se tuvo que restar la IPD de los datos de DIRBE. Se descubrió que esta nube, que vista desde la Tierra es luz zodiacal , no estaba centrada en el Sol, como se creía anteriormente, 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, los resultados de COBE dejan sin respuesta numerosas preguntas cosmológicas. Una medición directa de la luz de fondo extragaláctica (EBL) también puede proporcionar importantes limitaciones sobre la historia cosmológica integrada de la formación de estrellas, la producción de metal y polvo, y la conversión de la luz de las estrellas 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 de EBL integrada es de ≈16 nW /(m2 · sr). Esto es consistente con la energía liberada durante la nucleosíntesis y constituye alrededor del 20-50% de la energía total liberada en la formación de helio y metales a lo largo de la historia del universo. Atribuida solo a fuentes nucleares, esta intensidad implica que más del 5-15% de la densidad de masa bariónica implicada por el análisis de nucleosíntesis del Big Bang se ha procesado en estrellas para formar helio y elementos más pesados. [21]
También hubo implicaciones significativas en la formación de estrellas . Las observaciones de COBE proporcionan restricciones importantes sobre la tasa de formación estelar cósmica y nos ayudan a calcular el espectro EBL para varias historias de formación estelar. La observación realizada por COBE requiere que la tasa de formación estelar en corrimientos al rojo de z ≈ 1,5 sea mayor que la inferida a partir de observaciones UV-ópticas por 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 estelar extremadamente polvorientas en galaxias observadas. [21] La historia exacta de formación estelar no puede ser resuelta inequívocamente por COBE y se deben realizar más observaciones en el futuro.
El 30 de junio de 2001, la NASA lanzó una misión de seguimiento del 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 del COBE. Después de WMAP, la sonda de la Agencia Espacial Europea, Planck ha seguido aumentando la resolución con la que se ha cartografiado el fondo. [22] [23]
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