Infrarött rymdobservatorium - Infrared Space Observatory

Infrarött rymdobservatorium
Namn ISO
Operatör ESA med betydande bidrag från ISAS och NASA
COSPAR -ID 1995-062A
SATCAT nr. 23715
Hemsida ISO vid ESA science
Uppdraget varaktighet 28 månader 22 dagar
Rymdfarkostens egenskaper
Tillverkare Aérospatiale (för närvarande Thales)
BOL -massa 2498 kg
Uppdragets början
Lanseringsdag 01:20, 17 november 1995 (UTC) ( 1995-11-17T01: 20Z )
Raket Ariane 4 4P
Lanseringsplats ELA-2
Orbitalparametrar
Referenssystem Geocentrisk
Regimen Mycket elliptiskt
Perigee höjd 1000 km
Apogee höjd 70600 km
Period 24 timmar
Orbiter
Main
Typ Ritchey-Chrétien
Diameter 60 cm
Brännvidd 900 cm, f /15
Våglängder 2,4 till 240 mikrometer ( infraröd )
ISO legacy mission insignia
Äldre ESA -insignier för ISO -uppdraget  

Den infraröda rymdobservatorium ( ISO ) var en rymdteleskop för infrarött ljus utformas och drivs av European Space Agency (ESA), i samarbete med ISAS (nu en del av JAXA ) och NASA . ISO var utformat för att studera infrarött ljus vid våglängder på 2,5 till 240 mikrometer och fungerade från 1995 till 1998.

Den € 480.1- miljoner satellit inleddes den 17 november 1995 från ELA-2 startplattan vid Guyana Space Center nära Kourou i Franska Guyana. Den bärraket , en Ariane 4 4P raket, placeras ISO framgångsrikt i en mycket elliptisk geocentriska bana , slutföra ett varv runt jorden var 24 timmar. Den primära spegeln av dess Ritchey-Chrétien teleskop mätt 60 cm i diameter och kyldes till 1,7 kelvin genom supra helium . ISO -satelliten innehöll fyra instrument som möjliggjorde avbildning och fotometri från 2,5 till 240 mikrometer och spektroskopi från 2,5 till 196,8 mikrometer.

För närvarande fortsätter ESA och IPAC sina ansträngningar för att förbättra datapipelines och specialiserade verktyg för analys av mjukvara för att ge de bästa kvalitetsmetoderna för kalibrering och datareducering av uppdraget. IPAC stöder ISO-observatörer och dataarkivanvändare genom interna besök och workshops.

Historia och utveckling

År 1983 invigde den amerikansk-nederländska-brittiska IRAS rymdbaserad infraröd astronomi genom att utföra den första 'all-sky-undersökningen' vid infraröda våglängder . Den resulterande kartan över den infraröda himlen visade ungefär 350 000 infraröda källor som väntade på att utforskas av IRAS efterträdare. År 1979 var IRAS i en avancerad planering och de förväntade resultaten från IRAS ledde till det första förslaget om ISO som gjordes till ESA samma år. Med de snabba förbättringarna av infraröd detektorteknik skulle ISO tillhandahålla detaljerade observationer för cirka 30 000 infraröda källor med mycket förbättrad känslighet och upplösning . ISO skulle prestera 1000 gånger bättre i känslighet och 100 gånger bättre i vinkelupplösning vid 12 mikrometer jämfört med IRAS.

Ett antal uppföljningsstudier resulterade i valet av ISO som nästa del för ESA: s vetenskapliga program 1983. Därefter kom en uppmaning till experiment och missionens forskarförslag till det vetenskapliga samfundet, vilket resulterade i valet av de vetenskapliga instrumenten 1985 De fyra valda instrumenten utvecklades av forskargrupper från Frankrike, Tyskland, Nederländerna och Storbritannien.

Design och utveckling av satelliten startade 1986 med Aérospatiales rymdavdelning (för närvarande upptagen i Thales Alenia Space ) som ledde ett internationellt konsortium med 32 företag som ansvarar för tillverkning , integration och testning av den nya satelliten. Slutmontering ägde rum i Cannes Mandelieu Space Center .

Satelliten

Animering av infraröd rymdobservatoriums bana
   Infrarött rymdobservatorium  ·    Jorden

ISO: s grundläggande design påverkades starkt av dess närmaste föregångares. Precis som IRAS bestod ISO av två huvudkomponenter:

Nyttolastmodulen innehöll också en konisk solskugga för att förhindra att strålande ljus når teleskopet, och två stora stjärnspårare . Den senare var en del av attityd och Orbit Kontroll Subsystem (AOCS), som tillhandahålls treaxlig stabilisering av ISO med en pekande noggrannhet av en bågsekunder . Den bestod av sol- och jordsensorer, de tidigare nämnda stjärnspårarna, en kvadrantstjärnsensor på teleskopaxeln, gyroskop och reaktionshjul . En komplementär reaktionsstyrsystem (RCS), med användning av hydrazin drivmedel , var ansvarig för orbital riktning och finjustera kort efter lansering . Hela satelliten vägde knappt 2500 kg, var 5,3 m hög, 3,6 m bred och mätte 2,3 m på djupet.

Servicemodulen innehöll all den varma elektroniken , tanken för hydrazindrivmedel och gav upp till 600 watt elkraft med hjälp av solceller monterade på solpunkten på servicemodulmonterad solskydd. Undersidan av servicemodulen hade ett bärande, ringformat, fysiskt gränssnitt för startbilen.

Den kryostat av nyttolastmodulen omgiven teleskopet och vetenskap instrument med en stor dewar innehållande en toroidformad tank laddas med 2268 liter av supra helium. Kylning genom långsam avdunstning av helium höll teleskopets temperatur under 3,4 K och vetenskapliga instrument under 1,9 K. Dessa mycket låga temperaturer krävdes för att de vetenskapliga instrumenten skulle vara tillräckligt känsliga för att detektera den lilla mängden infraröd strålning från kosmiska källor. Utan denna extrema kylning skulle teleskopet och instrumenten bara se sina egna intensiva infraröda utsläpp snarare än de svaga på avstånd.

Optiskt teleskop

ISO-teleskopet monterades på dewarens mittlinje , nära undersidan av den torodiala heliumtanken. Den var av typen Ritchey-Chrétien med en effektiv entrépupill på 60 cm, ett brännviddförhållande på 15 och en resulterande brännvidd på 900 cm. Mycket strikt kontroll över straylight, särskilt den från ljusa infraröda källor utanför teleskopets synfält , var nödvändig för att säkerställa den garanterade känsligheten hos de vetenskapliga instrumenten. En kombination av ljustäta sköldar, bafflar inuti teleskopet och solskyddet ovanpå kryostaten gav fullt skydd mot strålning. Dessutom var ISO begränsad från att observera för nära solen, jorden och månen; alla stora källor till infraröd strålning. ISO pekade alltid mellan 60 och 120 grader från solen och den pekade aldrig närmare än 77 grader till jorden, 24 grader till månen eller närmare än 7 grader till Jupiter . Dessa begränsningar innebar att vid varje given tidpunkt var endast cirka 15 procent av himlen tillgänglig för ISO.

En pyramidformad spegel bakom teleskopets primära spegel fördelade det infraröda ljuset till de fyra instrumenten och gav var och en av dem en 3 bågminuttersektion av teleskopets 20 bågminuter siktfält. Att peka på ett annat instrument mot samma kosmiska objekt innebar alltså att hela ISO -satelliten skulle repeteras.

Flygreserv för LWS -instrumentet i ISO

Instrument

ISO hade en rad fyra vetenskapliga instrument för observationer i det infraröda:

  • Infraröd kamera (ISOCAM) - En hög upplösning kamera täcker 2,5-17 mikrometer våglängd med två olika detektorer . Som en kamera med synligt ljus tar den bilder av astronomiska föremål, men bilden visar hur objektet ser ut i infrarött ljus.
  • Foto-polarimeter (ISOPHOT)-Ett instrument utformat för att mäta mängden infraröd strålning som avges från ett astronomiskt objekt. Det mycket breda våglängdsintervallet från 2,4 till 240 mikrometer tillät detta instrument att se infraröda utsläpp från även de kallaste astronomiska föremålen, till exempel interstellära dammmoln
  • Short Wave Spectrometer (SWS) - En spektrometer som täcker 2,4 till 45 mikrometer våglängd. Observationer med detta instrument gav värdefull information om universums kemiska sammansättning , densitet och temperatur.
  • Long Wave Spectrometer (LWS) - En spektrometer som täcker 45 till 196,8 mikrometer våglängd. Detta instrument gjorde i huvudsak samma som SWS, men tittade på mycket svalare objekt än SWS gjorde. Särskilt kalla dammmoln mellan stjärnor studerades med detta instrument.

Alla fyra instrumenten monterades direkt bakom teleskopets primära spegel, i ett cirkulärt arrangemang, där varje instrument tog upp ett 80 graders segment av det cylindriska utrymmet. Synfältet för varje instrument förskjutits till den centrala axeln för teleskopets synfält. Det betyder att varje instrument 'såg' en annan del av himlen vid ett givet ögonblick. I standard driftläge var ett instrument i primär drift.

Lansering och drift

Efter en mycket framgångsrik utvecklings- och integrationsfas lanserades ISO slutligen i omlopp den 17 november 1995 ombord på ett Ariane-44P lanseringsfordon. Lanseringsfordonets prestanda var mycket bra med apogee bara 43 km lägre än väntat. ESA: s rymdoperationscenter i Darmstadt i Tyskland hade full kontroll över ISO under de första fyra flygdagarna. Efter att tidig idrifttagning överlämnades primär kontroll över ISO till rymdfarkostens kontrollcenter (SCC) i Villafranca i Spanien ( VILSPA ) för resten av uppdraget. Under de första tre veckorna efter lanseringen bana var finjusteras och alla satellitsystem aktiverades och testades. Nedkylning av kryostaten visade sig vara mer effektiv än tidigare beräknat, så den förväntade uppdragslängden förlängdes till 24 månader. Mellan den 21 november och den 26 november slogs alla fyra vetenskapsinstrumenten på och granskades noggrant. Mellan den 9 december 1995 och den 3 februari 1996 genomfördes "Performance Verification Phase", som ägnades åt idrifttagning av alla instrument och åtgärdande av problem. Rutinmässiga observationer startade från 4 februari 1996 och varade tills det sista heliumkylvätskan tömdes den 8 april 1998.

Perigeen i ISO: s omlopp låg väl inne i Van Allen -strålningsbältet , vilket tvingade de vetenskapliga instrumenten att stängas av i sju timmar under varje pass genom strålningsbältet. Således återstod 17 timmar i varje bana för vetenskaplig observation. En typisk 24-timmars ISO-bana kan delas upp i sex faser:

  • Acquisition-of-Signal (AOS) av det primära Mission Control Center VILSPA i Spanien och aktivering av satelliten.
  • Vetenskaplig verksamhet under VILSPA -fönstret, som börjar fyra timmar efter perigee och varar i upp till nio timmar.
  • Överlämning av verksamheten till det sekundära uppdragskontrollcentret i Goldstone på apogee. Under denna 15 -minutersperiod kunde vetenskapsinstrumenten inte användas.
  • Vetenskaplig verksamhet under Goldstone -fönstret, som varar upp till åtta timmar.
  • Avaktivering av instrumenten vid närmande av Van Allen-strålningsbältet och Loss-of-Signal (LOS) vid Goldstone.
  • Perigee passage.

I motsats till IRAS registrerades inga vetenskapliga data ombord ISO för senare överföring till marken. All data, både vetenskapsdata och hushållsdata överfördes till marken i realtid. Den perigeum punkt ISO bana var under radiohorisonten av uppdraget kontrollcentraler både VILSPA och Goldstone, vilket tvingade vetenskap instrument som skall stängas av vid perigeum.

Uppdragets slut

Klockan 07:00 UTC den 8 april 1998 noterade flygledare vid VILSPA en temperaturökning av teleskopet. Detta var ett tydligt tecken på att mängden överflödigt heliumkylmedel hade tömts. Vid 23:07 UTC samma dag hade temperaturen på de vetenskapliga instrumenten stigit över 4,2 K och vetenskapliga observationer upphörde. Några detektorer i SWS -instrumentet kunde göra observationer vid högre temperaturer och förblev i användning i ytterligare 150 timmar för att göra detaljerade mätningar av ytterligare 300 stjärnor . Under månaden efter uttömning av kylvätska inleddes "Technology Test Phase" (TTP) för att testa flera delar av satelliten under icke-nominella förhållanden. Efter avslutad TTP sänktes perigeen för ISO: s bana tillräckligt tillräckligt för att säkerställa att ISO brinner upp i jordens atmosfär om 20 till 30 år efter avstängning. ISO stängdes sedan av permanent den 16 maj 1998, klockan 12:00 UTC.

Resultat

I genomsnitt utförde ISO 45 observationer i varje 24-timmars bana. Under hela sin livstid på över 900 banor utförde ISO mer än 26 000 framgångsrika vetenskapliga observationer. De enorma mängder vetenskapliga data som genererades av ISO var föremål för omfattande arkiveringsaktiviteter fram till 2006. Den fullständiga datamängden har varit tillgänglig för det vetenskapliga samfundet sedan 1998 och många upptäckter har gjorts, med förmodligen många fler som kommer:

  • ISO upptäckte förekomsten av vattenånga i stjärnbildande regioner, i närheten av stjärnor i slutet av deras liv, i källor mycket nära det galaktiska centrumet , i atmosfären på planeter i solsystemet och i Orion -nebulosan .
  • Planetbildning upptäcktes runt gamla, döende stjärnor. Denna upptäckt motsäger teorier om att planetbildning endast var möjlig runt unga stjärnor.
  • Vätefluoridgas detekterades för första gången i interstellära gasmoln .
  • Den första upptäckten någonsin av de tidigaste stadierna av stjärnbildning. Den förstjärniga kärnan L1689B hittades och studerades i detalj med ISO: s LWS-instrument.
  • ISO upptäckte stora mängder kosmiskt damm i det tidigare tänkte tomma utrymmet mellan galaxer .
  • Observationer av det mest lysande objektet i universum, Arp 220 , avslöjade att källan till dess enorma utsläpp av infraröd strålning är ett utbrott av stjärnbildning.
  • Observationer med LWS-instrumentet bekräftade IRAS tidigare upptäckt av stora molnliknande strukturer av mycket kalla kolväten som primärt strålar i infrarött. Dessa infraröda cirrusmoln påverkar energibalansen i hela universum och fungerar som ett slags galaktiskt kylskåp.
  • ISO sökte efter och hittade flera protoplanetära skivor : ringar eller materialskivor runt stjärnor som anses vara den första etappen av planetbildning .
  • ISO riktade sina känsliga instrument på flera av planeterna i solsystemet för att bestämma den kemiska sammansättningen av deras atmosfärer.

Se även

Referenser

externa länkar