El Observatorio Astrofísico Internacional "GRANAT" (generalmente conocido como Granat ; ruso : Гранат , lit. granada ), fue un observatorio espacial soviético (más tarde ruso) desarrollado en colaboración con Francia, Dinamarca y Bulgaria . Fue lanzado el 1 de diciembre de 1989 a bordo de un cohete Proton y colocado en una órbita muy excéntrica de cuatro días , de los cuales tres se dedicaron a las observaciones. Funcionó durante casi nueve años.
En septiembre de 1994, después de casi cinco años de observaciones dirigidas, se agotó el suministro de gas para su control de actitud y el observatorio fue puesto en modo de estudio no dirigido. 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 estallidos de rayos gamma y otras fuentes transitorias de rayos X. Otros experimentos, como ART-P, tenían como objetivo 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 cubrió el rango de energía de los rayos X, mientras que los experimentos KONUS-B y TOURNESOL cubrieron tanto el espectro de rayos X como el de rayos gamma.
Granat era una nave espacial estabilizada en tres ejes y la última del Bus 4MV producida por la Asociación de Producción Científica Lavochkin . Era similar al observatorio Astron que estuvo en funcionamiento de 1983 a 1989; por esta razón, la nave espacial se conoció 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 altura y tenía una envergadura total de 8,5 m entre sus paneles solares . La potencia puesta a disposición de los instrumentos científicos fue 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 muy 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. (Para 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).
Tres días de los cuatro de la órbita 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). Cubría 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 minutos de arco. [9] La resolución de energía fue del 8% a 511 keV. [8] Sus capacidades de obtención de imágenes 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 sincronización. Había cuatro módulos idénticos del telescopio ART-P, cada uno de los cuales constaba de un contador proporcional de múltiples cables (MWPC) sensible a la posición 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 fue de 5 minutos de arco ; Las resoluciones temporales y energéticas fueron de 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 cm 2 a 10 keV y 800 cm 2 a 100 keV. La resolución temporal fue 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. Constaba de dos detectores independientes y su electrónica asociada . Cada detector constaba de un cristal de germanato de bismuto (BGO) de 78 mm de diámetro por 120 mm de espesor, rodeado por una camisa de plástico anti-coincidencia. Los dos detectores estaban dispuestos en la nave espacial de manera que pudieran observar 4 π estereorradiánes . El modo de ráfaga se activó cuando la tasa de conteo en el rango de energía de 0,1 a 1,5 MeV excedió el nivel de fondo en 8 sigma en 0,25 o 1,0 segundos. Había 116 canales de energía. [3]
Desde enero de 1990, cuatro instrumentos WATCH, diseñados por el Instituto Danés de Investigaciones Espaciales , estaban en funcionamiento en el observatorio Granat. Los instrumentos podrían localizar fuentes brillantes en el rango de 6 a 180 keV con un margen de error de 0,5° utilizando un colimador de modulación de rotación . En conjunto, los tres campos de visión de los instrumentos cubrieron aproximadamente el 75% del cielo. La resolución de energía fue del 30% FWHM a 60 keV. Durante los períodos de silencio, se acumularon tasas de conteo en dos bandas de energía (6 a 15 y 15 a 180 keV) durante 4, 8 o 16 segundos, dependiendo de la disponibilidad de memoria de la computadora a bordo. Durante una ráfaga o un evento transitorio, las tasas de conteo se acumularon con una resolución temporal de 1 segundo por 36 canales de energía. [3]
El instrumento KONUS-B, diseñado por el Instituto Físico-Técnico Ioffe de San Petersburgo , constaba de siete detectores distribuidos alrededor de la nave espacial que respondían a fotones de 10 keV a 8 MeV de energía. 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 fue de 500 a 50 microjulios por metro cuadrado (5 × 10 -7 a 5 × 10 -8 ergios/cm 2 ), dependiendo del espectro de ráfagas y el 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 de tiempo de 1/16 s y el resto con resoluciones de tiempo variables dependiendo de la tasa de conteo. El rango de resoluciones abarcó de 0,25 a 8 s.
El instrumento KONUS-B funcionó 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 cósmicas de rayos gamma. [3]
El instrumento francés TOURNESOL constaba de cuatro contadores proporcionales y dos detectores ópticos . Los contadores proporcionales detectaron 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 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 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 estudio y llevó a cabo un estudio sensible de todo el cielo en la banda de energía de 40 a 200 keV.
Algunos de los aspectos más destacados incluyeron:
Tras el fin de la Unión Soviética , surgieron dos problemas para el proyecto. El primero era de naturaleza geopolítica: el principal centro de control de naves espaciales estaba ubicado en las instalaciones de Eupatoria, en la región de Crimea . Este centro de control fue importante en el programa espacial soviético, siendo uno de los dos únicos del país equipados con una antena parabólica de 70 m . Con la desintegración de la Unión, la región de Crimea pasó a formar parte de la recién independizada Ucrania y el centro quedó bajo control nacional ucraniano, lo que provocó nuevos obstáculos políticos. [1]
Sin embargo, el problema principal y más urgente era encontrar fondos para apoyar la operación continua de la nave espacial en medio de la crisis de gasto 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 en curso. [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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