COBE (Cosmic Background Explorer)

Espacio. Ondulaciones espaciales. Órbita. Astronomía. Universo. Radiómetros Diferenciales de Microondas

  • Enviado por: Txvs Arellano
  • Idioma: castellano
  • País: España España
  • 38 páginas
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(Cosmic Background Explorer)

Índice

ÍNDICE 2

INTRODUCCIÓN 3

ONDULACIONES EN EL ESPACIO; 4

EL ORIGEN DE LA ESTRUCTURA DEL UNIVERSO

COBE: INFORMACIÓN GENERAL 9

PERSONAL ENCARGADO 11

INFORMACIÓN DE ÓRBIRTA Y LANZAMIENTO 14

INFORMACIÓN DE TELECOMUNICACIONES 16

PRIMEROS PASOS DEL COBE 17

ALGUNOS PROBLEMAS DURANTE EL VUELO 18

CESE DE LA OPERACIÓN 19

PARTES PRINCIPALES DEL COBE 20

FIRAS 21

DIRBE 24

DMR 26

RESULTADOS DEL DIRBE 28

RESULTADOS DEL FIRAS 33

RESULTADOS DEL DMR 35Introducción

El satélite COBE fue desarrollado por el centro Goddard Space Flight de la NASA para medir el infrarrojo difuso y la radiación de microondas desde el universo cercano hasta los límites establecidos por nuestro ambiente astrofísico. Fue lanzado el 18 de Noviembre de 1.989 y dotado de tres instrumentos, un espectrofotómetro absoluto de infrarrojos lejanos (FIRAS) para comparar el espectro de la radiación de microondas del fondo cósmico con un cuerpo negro preciso, un radiómetro diferencial de microondas (DMR) para mapear la radiación cósmica sensible, y un experimento del fondo infrarrojo difuso (DIRBE) para buscar la radiación infrarroja del fondo cósmico. El espectro de microondas del fondo cósmico fue medido con una precisión de 0,005%; se encontró en primer lugar, que el fondo tiene una anisotropía intrínseca a un nivel de una parte entre 100.000; y los mapas de brillo absoluto del cielo desde 1,25 micras a 240 micras fueron obtenidos al llevar a cabo la búsqueda de un fondo cósmico infrarrojo, el cual fue detectado en las dos longitudes de onda más largas del DIRBE: 140 y 240 micras.

Ondulaciones en el Espacio;

El Origen de la Estructura en el Universo

La gravitación Einsteniana provee la base teórica para describir los escenarios cosmológicos actualmente aceptados. Junto con ciertas observaciones clave, como la expansión de Hubble, hemos usado esta teoría general para crear un esquema de los principales eventos en la historia del Universo. En particular, hay un evento inicial en el que todo en el Universo está comprimido en una región muy pequeña. Partiendo de esta región, el Universo se expandió para convertirse en lo que es actualmente. Este evento inicial puede ser razonablemente definido como el "nacimiento" del Universo, puesto que en esa época el Universo era tan caliente y denso que la información de cualquier existencia previa habría sido borrada. A estas condiciones físicas, y la subsecuente expansión rápida, se les llama el "Big Bang". La existencia del Big Bang también define la edad del Universo como el tiempo transcurrido desde este evento. Dependiendo de varios detalles, como la masa total del Universo, los actuales estimados para esta edad van desde 10 mil hasta 20 mil millones de años. Según los escenarios estándar, los objetos que estudian los astrónomos sólo han estado en existencia durante los pasados 5 mil millones de años, meramente desde un cuarto hasta un medio de la edad del Universo. ¿Qué ocurrió durante todo este tiempo entre el Big Bang y el surgimiento de las estrellas y galaxias? ¿Habrá una forma de explicar la distribución de la masa en el Universo en términos de una física más fundamental? Estos son algunos de los retos de la cosmología moderna.

La Radiación del Fondo Cósmico de Microondas (CMBR), descubierta en 1964 por Arno Penzias y Robert Wilson, es un brillo en el cielo, en la región de microondas y del infrarrojo lejano del espectro electromagnético (longitudes de onda desde cerca de 1mm hasta 10mm) que tiene una distribución de energía versus longitud de onda, que es típica de un sistema en equilibrio térmico. Se estableció rápidamente que la intensidad del CMBR versus su posición en el cielo, es extremadamente uniforme, excediendo la sensibilidad de los primeros instrumentos, que examinaron esta uniformidad en los niveles de 1% y 0,1%. Desde entonces, los cosmólogos se han percatado de que medir las variaciones angulares, o anisotropía, en esta radiación, proveería importantes pistas sobre por qué la materia está distribuida en la forma en que lo está actualmente. Las variaciones en la densidad del Universo primitivo produjeron ondulaciones en la trama del espacio-tiempo, y anisotropías en el Fondo Cósmico de Microondas.

Podemos imaginar el Universo en su origen como algo extremadamente caliente y denso, justo en los primeros momentos del Big Bang. Las condiciones físicas de ese entorno están más allá de la física que entendemos actualmente, de manera que no podemos realmente describir los detalles de los procesos físicos en ese momento.

A medida que el Universo se expande y se enfría (en el primer segundo), la densidad y temperatura disminuyen lo suficiente como para que comencemos a entrar en el régimen de la teoría de la física de alta energía. Este marco de referencia provee extrapolaciones basadas en las mediciones en los más grandes aceleradores de partículas.

Aunque el Universo está tan caliente que la mayoría de las formas comunes de materia están todavía en un estado indiferenciado que se parece a una "sopa" de energía térmica pura, algunas partículas elementales (p. ej. protones, neutrones) eventualmente se condensan en la sopa y se hacen estables. Al continuar el enfriamiento, los núcleos atómicos se hacen estables y se forman los elementos livianos. La rápida expansión del Universo, junto a la alta densidad de fotones, limita la formación de elementos más pesados en ese momento. La expansión y enfriamiento continúan, y eventualmente los electrones pueden ligarse con protones para formar átomos neutros de hidrógeno. Esto ocurre cuando el Universo tiene aproximadamente 300.000 años de edad. El evento crítico para esta época es que los fotones (luz), un ingrediente principal y dominante de la sopa primitiva, comienzan a propagarse independientemente de la materia en el Universo. Durante las épocas anteriores, los electrones y protones libres interactuaban fuertemente con los fotones, de manera que estaban, en un sentido, todos revueltos juntos en una bien mezclada sopa cósmica. Después de que los electrones se ligan con los protones para formar hidrógeno neutro (y los otros elementos livianos), el Universo se hace transparente a la luz, permitiendo a los fotones propagarse libremente. Por esta razón llamamos a esa época la era del desacoplamiento (de la materia de la radiación). Esta es la luz que vemos como el CMBR.

Debido a que todos los constituyentes (partículas y radiación) en el Universo primitivo interactuaban fuertemente entre ellos, estaban en equilibrio térmico, lo que significa que la intensidad de la luz en cada longitud de onda (o frecuencia equivalente) es predecible.

La curva de intensidad versus frecuencia o longitud de onda es llamada el espectro. En equilibrio térmico, el espectro de radiación tiene una forma fácilmente calculable, mostrada por primera vez en 1900 por Max Planck, que es la forma característica producida por un objeto perfectamente absorbente (y por lo tanto negro). La forma del espectro es llamada "de cuerpo negro" o "de Planck". A medida en que se enfría el Universo, la forma de este espectro cambia de una manera especial que mantiene la forma característica del cuerpo negro a temperaturas más y más frías. Observamos que actualmente los fotones en el CMBR tienen una distribución característica de 2,73° Kelvin, y, sabiendo que los átomos de hidrógeno son estables a temperaturas inferiores a los 3.000° Kelvin, podemos predecir que la época de desacoplamiento ocurrió cuando el Universo tenía sólo 3/3000, o 1/1000 veces su tamaño actual.

Cuando estudiamos la distribución de la intensidad del CMBR en el cielo, realmente estamos mirando la distribución de la materia y de la radiación durante la época de desacoplamiento. Es como mirar a través de un Universo transparente hacia la época de desacoplamiento, antes de lo cual el Universo era opaco, como una densa niebla. Estudiando las partes brillantes y oscuras en la radiación, inferimos el patrón en la superficie de la niebla. En el caso del CMBR, el patrón es la distribución de la materia. Las regiones que son algo más densas que otras, gravitacionalmente atraen a los fotones un poco más, causando que pierdan alguna energía al viajar cuesta arriba hacia nosotros, y por lo tanto pareciendo tener una temperatura menor. Las regiones menos densas tienen menos de este efecto, y la radiación parece tener una temperatura relativamente mayor. Estas pequeñas diferencias en la distribución de la materia configuran el mapa de las ondulaciones en el espacio, que después se desarrollaron en las estrellas y galaxias que observamos actualmente.

Hay una complicación en todo este escenario que sólo recientemente ha sido explicada en forma plausible: En cada instante de la historia del Universo, hay un "radio" característico del Universo, que está dado por la distancia que la luz podría haber viajado desde el nacimiento del Universo (recuerde que la luz viaja a 300.000 Kilómetros por segundo para todos los observadores). Por lo tanto, si el Universo tuviese sólo 1 segundo de edad, no podríamos ver las cosas que estuviesen más lejos que 300.000 Kilómetros; simplemente no habría habido suficiente tiempo como para que su luz se propagara hasta nosotros. Puesto que ningún observador podría ver más allá de esta distancia, la superficie a esta distancia es también llamada el "horizonte" para el observador. A medida que el Universo envejece, el horizonte se expande hacia afuera, porque hay más tiempo para que la luz de lugares más lejanos viaje hasta nosotros. Un importante efecto lateral, es que si no podemos ver más allá del horizonte, entonces tampoco podemos ser afectados por ningún efecto físico desde más allá del horizonte. Regiones del espacio en el Universo que están separadas por distancias mayores que el horizonte, simplemente no saben unas de las otras, y no pueden mutuamente influenciar sus condiciones físicas. Si calculamos el tamaño del horizonte en el cielo para el Universo en la época del desacoplamiento, resulta ser aproximadamente un grado (cerca de dos veces el diámetro angular de la Luna). El hecho de que el espectro e intensidad del CMBR sean esencialmente los mismos para regiones mucho más grandes que este tamaño es muy difícil de explicar, puesto que nuestro escenario no permite a estas regiones comunicarse unas con otras, y conspirar para determinar sus características físicas. Una solución para este dilema fue encontrada a principios de los '80 y es llamada "teoría de inflación". El concepto, motivado por una consolidación de la teoría de la física de las partículas de alta energía con la cosmología, es que en los primeros 10-34 segundos después del Big Bang, el Universo pasó por un período de expansión extremadamente rápida. Esto causa que todo nuestro Universo provenga de una muy pequeña (antes de la inflación) región del espacio, que habría tenido propiedades muy uniformes porque era pequeña, y sus partes constituyentes podían de hecho comunicarse unas con otras. Así, cuando observamos el CMBR en partes del cielo que están separadas por más de un grado, las variaciones de intensidad son aquellas impuestas por las condiciones en la era pre-inflacionaria (cuando el Universo tenía menos de 10-34 segundos de edad!). Después de la inflación, simplemente no hay forma de que los procesos físicos modifiquen esas variaciones. En tamaños angulares menores que un grado, sin embargo, ha habido suficiente tiempo para que las interacciones físicas modifiquen la intensidad del CMBR en la época del desacoplamiento, y las variaciones resultantes en la intensidad dependen de los detalles de la teoría de esas interacciones.

El satélite COBE de la NASA ha hecho mediciones fundamentales del CMBR mediante los siguientes instrumentos:

-FIRAS (determinó comparación entre el espectro y la curva teórica).

-DMR (midió la anisotropía del CMBR)

Con el descubrimiento del COBE/DMR, se ha determinado el nivel de sensibilidad requerido. Los teóricos han trabajado duramente para determinar lo que puede aprenderse de mediciones precisas de la anisotropía del CMBR, y han encontrado que pueden proveer información importante y precisa sobre un número de parámetros cosmológicos cruciales, p. ej. la Geometría del Universo, la Tasa de Expansión de Hubble, la Densidad en Bariones, y la Constante Cosmológica, para la inflación - su Pendiente de Potenciales, Nivel de Energía, y Curvatura.

Cobe Información General

Otros nombres

Cosmic Background Explorer

Explorer 66

20322

Fecha y Hora de lanzamiento

18-11-1.989 a las 14:34:00 UTC

Peso Neto en órbita

2206.00 Kg

Potencia Nominal

750.00 W

Descripción

El propósito de la misión COBE (Cosmic Background Explorer) Era tomar medidas precisas de la radiación difusa entre 1 micrómetro y 1 cm sobre la esfera celestial completa. Fueron medidas las siguientes cantidades:

  • El espectro de radiación de 3º K en el rango de 100 micrómetros a 1 centímetro.

  • La anisotropía de esta radiación desde 3 a 10 mm.

  • El espectro y la distribución angular de la radiación difusa del fondo infrarrojo.

  • El módulo del experimento contenía los instrumentos y un depósito lleno con 650 litros de helio líquido a 1,6º K, con una sombra de sol cónica. La base del módulo contenía el control de posición, el sistema de comunicaciones y el de alimentación. El satélite rotaba a 1 rpm. Alrededor del eje de simetría para controlar los errores sistemáticos en las medidas de anisotropía y para permitir observaciones de la luz zodiacal a varios ángulos solares de elongación. La orientación del eje de giro fue mantenida anti-Tierra y a 94 grados de la línea Sol-Tierra. La órbita operacional fue amanecer-crepúsculo sol-sincronizada así el sol siempre estaba al lado y así estaban protegidos los instrumentos. Con esta órbita y orientación del eje de giro, los instrumentos llevaban a cabo un análisis completo de la esfera celeste cada seis meses.

    Las operaciones de instrumental fueron dadas por finalizadas el 23 de Diciembre de 1.993. Así en Enero de 1.994, las operaciones de ingeniería también fueron dadas por concluidas después de lo cual la operatividad de la nave espacial sería transferida a Wallops, para uso como satélite de prueba.

    Personal Encargado

    El grupo de trabajo científico del COBE (SWG) estaba compuesto por los siguientes miembros:

    Nombre Afiliación Función en el Proyecto # en la foto

    Bennett, C.L. NASA-GSFC Delegado Principal DMR 6

    Boggess, N.W. NASA-GSFC(ret) Científico del proyecto 7

    Cheng, E.S. NASA-GSFC Científico del proyecto 1

    Dwek, E. NASA-GSFC *

    Gulkis, S. NASA-JPL 10

    Hauser, M.G. NASA-GSFC Princ. Investigador DIRBE 15

    Janssen, M. NASA-JPL 8

    Kelsall, T. NASA-GSFC Delegado Principal DIRBE 18

    Lubin, P.M. UCSB 13

    Mather, J.C. NASA-GSFC Princ. Investigador FIRAS 11

    y científico de proyecto

    Meyer, S.S. U. Chicago 5

    Moseley, S.H. NASA-GSFC 12

    Murdock, T.L. General Research Corp. 4

    Shafer, R.A. NASA-GSFC Delegado Principal FIRAS 3

    Silverberg, R.F. NASA-GSFC 9

    Smoot, G.F. U C Berkeley Princ. Investigador DMR 16

    Vrtilek, J.M. NASA-HQ *

    Weiss, R. MIT COBE SWG Presidente 17

    Wilkinson, D.T. Princeton 2

    Wright, E.L. UCLA 14

    *No presente en la foto

    OTROS DATOS DEL PERSONAL:

    Director de Programa:

    Dr. Guenter R. Riegler

    Código SR

    Cuartel General de la NASA

    Washington DC 20546

    E-Mail: griegler@mail.hq.nasa.gov (Internet)

    Científico de Programa:

    Mr. Daniel Weedman

    Código SZ

    Cuartel General de la NASA

    Washington DC 20546

    Director de Proyecto:

    Mr. Paul J. Pashby

    Retirado, originalmente en el Centro Goddard de Vuelos Espaciales de la NASA .

    Científico de Proyecto:

    Dr. John C. Mather

    GSFC-Código 685

    Greenbelt MD 20771

    E-Mail: mather@stars.gsfc.nasa.gov

    Director de Operaciones de la Misión:

    Mr. James M. Williamson

    GSFC-Código 602

    Greenbelt MD 20771

    Información de Órbita y Lanzamiento

    Lanzamiento:

    Fecha: 18-11-1989

    Hora: 14:34:00 UTC

    Lugar: Point Arguello, Estados Unidos

    Vehículo: Cohete Delta

    Órbita:

    Cuerpo Central: Tierra

    Época de comienzo (fecha y hora): 1989.322:00:00:00 (18 Nov)

    Periodo orbital: 103 m.

    Inclinación: 99.00 grados

    Periapsis: 900.00 Km

    Una inclinación de 99 grados y una altitud de 900 Km fueron elegidos para que el plano orbital procesara 360 grados en un año debido al momento del cuadripolo gravitacional de la tierra. La altura de 900 Km es buena media entre la contaminación residual de la atmósfera terrestre, la cual se incrementa a altitudes menores, y la interferencia debida a partículas cargados en los cinturones de radiación de la tierra a mayores altitudes. Un nodo ascendente a

    6 PM fue elegido para el plano orbital del COBE; este nodo sigue la terminación (el límite entre la luz solar y la oscuridad en la tierra) a lo largo del año. Manteniendo el eje de giro a unos 94 grados con respecto al sol y cerca del zénit local, es posible mantener al Sol y la Tierra bajo el plano de apertura de los instrumentos la mayor parte del año.

    La órbita del COBE y el plano elíptico varían durante las diferentes estaciones desde -14,5 grados a +32,5 grados. Como consecuencia, la combinación de inclinación del eje terrestre, la inclinación orbital y el desplazamiento del eje de giro de la aeronave desde el Sol proporciona que el plano de apertura del instrumental se vea afectado por la Tierra hasta 20 minutos por órbita cerca del solsticio de Junio. Durante este periodo, la Tierra se alza unos pocos grados sobre el plano de apertura en parte de cada órbita, mientras que en el lado opuesto de la órbita la aeronave se adentra en la sombra de la Tierra. En la órbita nominal del COBE, el eje central de la aeronave escanea el cielo completamente, aunque no con cobertura uniforme, cada seis meses. El periodo orbital es de 103 minutos, dando 14 órbitas diarias.

    Cohete Delta

    Información de Telecomunicaciones

    Tasa de Telemetría 4.000 Kbps.

    Tasa efectiva de Telemetría: 4.200 Kbps.

    Apoyo de telemetría vía TDRSS (Tracking and Data Relay Satellite System).

    Descripción:

    Fue usado un transponder estándar TDRSS de la NASA para comandar, hacer la telemetría y el rastreo. La transmisión de datos se llevó a cabo mediante una antena de orden en fase S-Banda, o en tiempo real o mediante grabadoras magnéticas. La unión TDRSS permitió intervalos de diez a veinte minutos de transmisión de datos en tiempo real en todas las órbitas a GSFC mediante una estación terrestre en White Sands.

    Primeros pasos del COBE

    El COBE fue lanzado a bordo del cohete Delta Nº 189 a las 14:34 UT el 18 de Noviembre de 1.989 desde un centro espacial y de misiles occidental en Vandenberg, una base de las Fuerzas del Aire en California.

    Los receptores DMR comenzaron a operar el día después del lanzamiento. La cubierta protectora fue expulsada tres días después del lanzamiento, y el FIRAS y el DIRBE comenzaron su obtención de datos ese mismo día.

    Durante el primer mes en órbita, fueron llevados a cabo numerosos tests para evaluar la actuación de los instrumentos y la aeronave, y optimizar los parámetros de los instrumentos.

    Algunos problemas durante el vuelo

    Durante el vuelo, la temperatura del helio en el interior del tanque criogénico principal fue 1,40º K y la temperatura de la superficie interna del escudo Sol-Tierra era de 180º K. Como se esperaba, El efecto de la tierra incrementó unos pocos grados en el escudo Sol-Tierra durante una parte de cada órbita de tres meses de duración, comenzando en Mayo. Durante estos periodos de tiempo, la radiación de la Tierra producía transitorios termales en los instrumentos y afectaba adversamente a los datos. Algunos de estos datos son todavía utilizables después de una calibración muy cuidadosa.

    Uno de los gyros para el control del eje transversal falló eléctricamente el cuarto día después del lanzamiento. El 7 de Septiembre de 1.991, uno de los tres gyros de control del eje de giro falló, pero no se perdieron datos y el satélite siguió operando en su órbita nominal.

    Cese de la Operación

    El COBE operó en un modo de rutina de inspección. Los tres instrumentos completaron sus coberturas completas al cielo a mediados de junio de 1.990, y devolvieron datos de alta calidad hasta el agotamiento del helio líquido a las 9:36 UT del 21 de Septiembre de 1.990. El FIRAS, el cual había inspeccionado el cielo 1,6 veces, cesó su operación cuando se acabó el helio, pero el DMR todavía está operando normalmente en cada uno de sus seis canales. En Noviembre de 1.991 (más de un año después de la desaparición del helio) la temperatura de los detectores del DIRBE rondaba los 50º K. Las seis bandas de longitud de onda más larga se apagaron en Septiembre de 1.990, pero las cuatro bandas de longitud de onda corta del DIRBE continúan adquiriendo datos a una sensitividad reducida. La respuesta en los sistemas de detección en las bandas de corta longitud de onda disminuyó proporcionalmente al vaciamiento del refrigerante criogénico (debido principalmente al cambio en la resistencia de carga). De cualquier modo, los mapas del cielo a gran escala interplanetaria desempolvaron señales que son de una calidad adecuada para que permitan buscar evidencias de cambios temporales en escalas de tiempo anuales.

    Partes Principales del COBE

    En esta fotografía se muestra el satélite COBE con sus partes principales señaladas; entre ellas destacaremos el FIRAS, el DIRBE y el DMR, ya que estos fueron los aparatos cuyas medidas fueron tan relevantes.

    Espectrofotómetro Absoluto de Infrarrojos Lejanos

    Principal Investigador: Mather

    Masa del experimento: 30,00 Kg

    Potencia promedio del experimento: 84,00 W.

    Tasa de bit promedio del experimento: 1,20 Kbps.

    Descripción:

    El espectrofotómetro absoluto de infrarrojos lejanos (FIRAS) es un interferómetro polarizado de Michelson criogénicamente refrigerado. El instrumento señala a lo largo del eje de giro y tiene un campo de visión de 7 grados. Este elemento mide el espectro con una precisión de 1/1000 del flujo de pico a 1,7 mm para cada campo de visión del cielo de 7 grados (sobre el rango de 0,1 a 10 mm.). El FIRAS usa un colector de flujo con forma de trompeta acampanada, teniendo unos niveles muy bajos de lado de lóbulo y un calibrador externo cubriendo el haz completamente; son requeridos una regulación precisa de la temperatura y una calibración. El instrumento tiene una entrada diferencial para comparar el cielo con una referencia interna a 3º K. Esta característica proporciona inmunidad de errores sistemáticos en el espectrómetro, y contribuye significantemente a la habilidad de detectar pequeñas desviaciones del espectro de un cuerpo negro. El instrumento pesa 60 Kg, usa 84 W y tiene una tasa de datos de 1.200 bps.

    En la siguiente página podremos ver unas figuras mostrando la unidad experimental y la antena citada en la explicación, así como el diagrama de bloques del experimento.

    Aquí vemos la fotografía del FIRAS.

    En esta figura contemplamos la antena del FIRAS

    Diagrama de bloques del FIRAS

    Experimento del Fondo Infrarrojo Difuso

    Principal Investigador: Hauser.

    Masa del experimento: 14.00 Kg

    Potencia promedio del experimento: 100,00 W.

    Tasa de bit promedio del experimento: 1,70 Kbps.

    DESCRIPCIÓN:

    El experimento del fondo infrarrojo difuso (DIRBE) consiste en un radiómetro multibanda refrigerado criogénicamente (a 2º K) para investigar la radiación difusa de infrarrojos desde 1 a 300 micrómetros. El instrumento mide el flujo absoluto en 10 bandas de longitud de onda con un campo de visión de 1 grado apuntando a 30 grados del eje de giro. Los detectores (fotoconductores) y los filtros de canales de 8 a 100 micrómetros son los mismo que en la misión IRAS. Los bolómetros son usados para el canal de longitud de onda más larga (de 120 a 300 micrómetros). La sensibilidad del DIRBE será mejor que 2x10-12 W/(sg cm-sr) en los canales de uno a tres. Los canales del cuatro al ocho tendrán un alcance 6x10-13 mientras que los canales nueve y diez, con sus bolómetros menos sensibles pero mayor longitud de percepción, tendrá un alcance 4x10-12. Estos límites son alcanzables con detectores existentes refrigerados cerca de la temperatura de crioestado de 1,6 º K El telescopio es un colector de flujo Gregoriano con re-plasmación de imágenes. El instrumento pesa aproximadamente 34 Kg, usa 100 W, y tiene una tasa de datos de 1700 bps.

    En la siguiente página podemos observar una fotografía de este aparato.

    Fotografía del DIRBE mostrando sus partes principales.

    Radiómetros diferenciales de Microondas (DMR)

    Investigador Principal: Smoot

    Masa del Experimento: 50,00 Kg

    DESCRIPCIÓN

    La investigación del radiómetro diferencial de microondas (DMR) usa tres radiómetros diferenciales para mapear el cielo a 31,4 GHz., 53 GHz. y 90 GHz. Los radiómetros están distribuidos alrededor de la superficie más externa del crioestado. Cada radiómetro emplea un par de antenas en forma de cuerno orientadas a 30 grados desde el eje de giro del satélite, midiendo la temperatura diferencial entre puntos en el cielo separados por 60 grados. A cada frecuencia le corresponden dos canales para unas medidas de polarización dual, consiguiendo así una sensitividad mejorada y más fiable. Cada radiómetro es un receptor de microondas cuya entrada es rápidamente intercambiada entre dos antenas corneadas, obteniendo la diferencia en brillo de dos campos de visión de 7 grados de diámetro separados 60 grados entre ellos y a 30 grados del eje de giro de la aeronave. La alta sensitividad es conseguida por una estabilización de la temperatura (a 300º K. para 31,4 GHz. y a 140º K. para 53 y 90 GHz.), por el giro del satélite, y por la habilidad de integrar sobre el año entero. La sensitividad a anisotropías de gran escala ronda los 3x10-5 º K. El instrumento pesa 120 Kg, usa 114 W., y tiene una tasa de datos de 500 bps.

    En la página siguiente podemos observar una fotografía del DMR.

    Fotografía del DMR mostrando sus partes principales.

    Diagrama de Bloques del DMRResultados del DIRBE

    Para una mayor comprensión de los datos obtenidos del satélite, usaremos un modo gráfico para su representación.

    Las imágenes mostradas a continuación fueron creadas a partir de los datos del DIRBE. Los colores generalmente no mapean linealmente en el brillo celeste.

    Mapas de ángulo de elongación solar = 90 grados a1,25, 2,2, y 3,5 micras . Mapas de coordenadas galácticas Mollweide del cielo entero como eran vistas en el DIRBE a un ángulo fijado relativo al Sol. Las estrellas se concentraban en un plano galáctico (a modo horizontal) dominando las imágenes a estas longitudes de onda. El polvo en la Vía Láctea absorbe y dispersa el brillo de las estrellas, produciendo una banda oscura que va a lo largo del centro galáctico en la imagen de 1,25 micras; este efecto “extinción” disminuye conforme incrementamos la longitud de onda.

    Mapas de ángulo de elongación solar = 90 grados a 4,9 12 25 y 60 micras. La emisión termal desde una estrella- polvo calentado en la Vía Láctea y polvo interplanetario calentado por el sol domina las imágenes a estas longitudes de onda. La forma de S en los mapas es el plano eclíptico, en el cual, como los planetas, el polvo interplanetario está concentrado. La discontinuidad de brillo con forma ovalada es un artefacto del modo en que los mapas fueron preparados, no una característica en el cielo infrarrojo. Específicamente, la discontinuidad corresponde a una diferencia de camino entre la nube de polvo interplanetario con posiciones adyacentes en el cielo que fueron observadas desde el DIRBE, poniendo a la Tierra en la cara opuesta al Sol.

    Mapas de ángulo de elongación solar = 90 grados a 100 140 y 240 micras. La emisión termal desde el relativamente frío polvo interestelar calentado por las estrellas en la Vía Láctea domina estas longitudes de onda. A altas latitudes galácticas, las nubes “cirrus” interestelares son claras. Las emisiones desde el polvo del sistema solar (“emisión zodiacal”) es la mayor a 25 micras, pero queda en evidencia en la imagen de 100 micras, y en un grado menor en las longitudes de onda más largas.

    Todos los mapas de ángulo de elongación solar = 90 grados están mostrados con escalas de intensidad logarítmicas. La siguiente tabla proporciona la máxima y mínima intensidad (logarítmica) para cada banda fotométrica del DIRBE.

    Longitud de onda min max

    (micras) log(I, MJy/sr) log(I, MJy/sr)

    (negro) (blanco)

    1.25 -0.8 1.1

    2.2 -0.95 1.3

    3.5 -1.1 1.1

    4.9 -0.5 0.75

    12 1.0 1.7

    25 1.2 1.91

    60 0.7 1.91

    100 0.42 2.0

    140 0.05 2.71

    240 0.05 2.71

    Las emisiones Zodiacal y Galáctica deben ser modeladas con gran precisión y substraídas para detectar el relativamente débil Fondo Cósmico de Infrarrojos para lo cual fue diseñado el DIRBE. Los objetivos secundarios del DIRBE incluyen estudios de estos componentes astrofísicos de primer plano.

    Mapas semanales del cielo a 100 micras, para las semanas 4 a 44 de la misión, además de un mapa promedio anual. Se muestra la cobertura del cielo cada semana de la misión del DIRBE. Mientras la tierra, con el COBE en órbita, giraba alrededor del Sol, el DIRBE vio el cielo como nunca se había hecho - cambiando el punto más ventajoso en el sistema solar, y habilitando la luz reflejada y emitida por las nubes de polvo interplanetario para ser modeladas.

    La vía de escaneo del DIRBE superponía el mapa promedio anual de 100 micras y el de intensidad de 100 micras del segmento correspondiente de tiempo. El DIRBE escaneó el cielo con un patrón helicoidal que resultaba del giro y movimiento de órbita del satélite y la “dirección de observación” del telescopio, la cual estaba a 30 grados del eje de giro. El segmento de escaneado retrataba cubiertas dos ciclos de giro del COBE, o sobre 150 segundos, durante un tiempo cuando el campo de visión del DIRBE barría a través de la región Sco-Oph (área de brillo por encima del centro galáctico en la figura) y pasaba cerca del Polo Norte galáctico, donde la emisión es débil. El brillo del cielo a 100 micras medido durante este intervalo está mostrado como un gráfico de intensidad contra tiempo. En la abcisa, la unidad de tiempo es 1/8 de un segundo. La emisión Zodiacal es evidente a 25 y 100 micras; las protuberancias a unos 470 y 1040 unidades de tiempo, corresponde con cruces con el plano eclíptico. Las estrellas dan un aumento de los picos vistos a 3,5 micras. La relación señal-ruido es claramente peor a 240 micras que a otras longitudes de onda.

    Las siguientes dos figuras fueron proporcionadas por el Dr. Henry T. Freudenreich y son descritas en su libro “The Shape and Color of the Galactic Disk”. El plano galáctico va horizontalmente a través de cada figura. El centro galáctico descansa sobre el meridiano 0 grados y la dirección anti-centro aparece cerca de la parte izquierda de cada mapa. El meridiano de 90 grados está etiquetado en la escala.

    En la parte superior un mapa del cielo del radio de la superficie brillante en la banda J del DIRBE (1,25 micras) a la superficie brillante en la banda K del DIRBE (2,2 micras), después de que la luz zodiacal se haya sustraído. La luz estelar domina el brillo celeste en estas longitudes de onda. Las áreas más oscuras en esta imagen exhiben la luz dispersa y los efectos de absorción del polvo interestelar; esos efectos son mayores a longitudes de onda más cortas. En la parte inferior se muestra la superficie de brillo a 240 micras. A esta longitud de onda, en infrarrojo lejano, las estrellas son invisibles y vemos le emisión termal del polvo calentado por la luz estelar. El rango de superficie de brillo es de 0 a 115 MJy/sr. Este mapa luminoso, donde la parte superior del mapa es oscura porque las mismas nubes de polvo interestelar absorben la luz estelar de fondo a longitudes de onda cercanas al infrarrojo, y están calentadas por esta absorción unos 20º K, haciéndolas fuentes de emisión de infrarrojo lejano.

    En la parte superior un mapa de la superficie brillante en la banda K del DIRBE (2,2 micras) a la superficie brillante en la banda L del DIRBE (3,5 micras), después de que la luz Zodiacal haya sido suprimida. El rango es de 1,5 a 2,1. Este mapa es más oscuro donde hay más polvo a lo largo de la línea de visión, como en el mapa J-K, pero también muestra ausencia de estructura en filamentos del mapa J-K, un signo de la emisión del polvo a 3,5 micras, la cual requiere una temperatura de cerca di 1000º K. Un fotón ultravioleta podría calentar una molécula larga, o un pequeño grano de polvo a semejante temperatura. En la parte de abajo, la superficie de brillo a 240 micras multiplicado por el seno de la latitud galáctica. Este procedimiento acentúa la relativa cercanía de nubes interestelares, como las nubes moleculares en Orión (en la parte de debajo de la izquierda al final), Tauro (a la derecha de Orión) y Ophiuchus (sobre el centro galáctico). Cuando se escala por es seno de la latitud, los rangos de intensidad del mapa van desde 0 a 13 MJy/sr. Comparando este mapa con el K-L se muestra que las regiones que contienen polvo frío tienden a coincidir con regiones que contienen granos de polvo pequeños y calientes. Las moléculas o pequeños granos parece que son un componente general del polvo interestelar.

    Resultados del FIRAS

    Las imágenes de esta sección muestran los datos tomados por el espectrofotómetro absoluto de infrarrojo lejano (FIRAS).

    El espectro de microondas de fondo cósmico (CMB) dibujado en ondas por centímetro contra intensidad. La curva sólida muestra le intensidad esperada por el espectro de temperatura de un único cuerpo negro, como fue predicho por la teoría del Big Bang. Un cuerpo negro es un cuerpo hipotético que absorbe toda la radiación electromagnética que le llega y no refleja nada. Los datos del FIRAS fueron tomados a 34 posiciones igualmente espaciadas a lo largo de esta curva. Los datos del FIRAS coinciden con la curva de modo bastante exacto, con un error menor al de la anchura de la curva del cuerpo negro, que es imposible de distinguir de los datos de la curva teórica. Estas medidas precisas del CMB muestran que el 99,97% de la energía radiante del Universo estaba libre después del primer año después del Big Bang. Todas las teorías que intentaban explicar el origen de la estructura a gran escala vista en el Universo hoy en día, deben acomodarse a los patrones impuestos por estas medidas. Los resultados muestran que la radiación coincide con las predicciones de la teoría del Big Bang de un grado extraordinario.

    Adicionalmente a su objetivo cósmico primario, el FIRAS proporcionó nueva información sobre el medio interestelar. El continuo infrarrojo lejano está formado por una emisión termal de polvo interestelar, mientras que las líneas espectrales son emitidas por gas interestelar. Nueve líneas de emisión fueron detectadas en el espectro del FIRAS: a transición de 158 micras el C+; el N+ a transiciones de 122 micras y 205 micras; las líneas del carbono neutro a 370 y 609 micras; y las líneas J = 2-1, 3-2, 4-3, y 5-4 del CO.

    Los mapas de intensidad lineal del C+ a 158 micras y N+ a 205 micras. Los mapas son proyecciones del cielo entero en coordenadas galácticas. El plano de la Vía Láctea es horizontal en la mitad del mapa con el centro galáctico en el centro. La línea de C+ (arriba) es un importante refrigerante del gas interestelar, en particular, el (“Medio neutral frío”). En contraste, la línea de emisión de N+ (abajo) lo incrementa enteramente desde el “Medio ionizado templado” con estrellas calientes alrededor.

    Mapas de intensidad lineal del H I 21 cm y I(C+ 158micras)/N(H I). Las proyecciones son las mismas que las usadas en la figura precedente. Arriba, la distribución del hidrógeno atómico suavizadas a 10 grados de resolución para comparar los datos del FIRAS. Abajo, la tasa de enfriamiento del C+ por átomo de hidrógeno.

    Resultados del DMR

    Las imágenes mostradas en esta sección fueron creadas a partir de los datos recogidos por el DMR.

    En esta sección mostramos mapas del DMR de dos y cuatro años de mediciones. Hay una gran diferencia cualitativa entre los mapas de dos y cuatro años, teniendo que ver con la mejora de la relación señal-ruido que resulta cuando más datos son analizados a la vez. Los mapas de cuatro años tienen una relación señal ruido veces mejor que los mapas de dos años. Esta modesta mejora en la calidad del mapeado es suficiente para revelar características individuales del fondo cósmico de microondas (CMB) en buen contraste con el ruido instrumental.

    MAPAS BASADOS EN 2 AÑOS DE OBSERVACIÓN.

    La primera combinación de datos suma de los canales de 53 y 90 GHz., la cual proporciona la relación señal ruido más alta para variaciones cósmicas de temperatura, pero incluye la Galaxia de la Vía Láctea. En la segunda combinación, un múltiplo del mapa de 31 GHz. es sustraído de la suma de los canales de 53 y 90 GHz. para dar un “mapa reducido” que da una respuesta cero a la Galaxia observada, respuesta cero a emisión libre, pero plena respuesta a las variaciones en la temperatura cósmica.

    Estos mapas se han realizado gracias a un balancín de 7 grados, dando una resolución angular efectiva de 10 grados. Una imagen de todo el cielo en coordenadas galácticas es dibujada usando la proyección de igual-área de Mollweide. El plano de la Vía Láctea está horizontal cruzando la mitad de cada figura. Sagitario está en el centro del mapa, Orión a la derecha y Cygnus a la izquierda.

    La siguiente imagen es similar a la de portada de Junio de 1.992 de “Physics Today”, con el mapa incluyendo el dipolo y la galaxia en la parte superior, el mapa con el dipolo eliminado está en el centro, y el mapa reducido abajo. El dipolo, una leve variación entre las áreas de calor relativo y las áreas de frío relativo desde la parte de arriba de la derecha a la parte de debajo de la izquierda, es debida al movimiento del sistema solar relativo a la materia distante en el universo. Las señales atribuidas a esta variación son muy pequeñas, sólo una milésima parte del brillo del cielo.

    La siguiente imagen muestra el mapa reducido. Las fluctuaciones del fondo cósmico de microondas son extremadamente débiles, sólo una parte entre 100.000, comparado con la temperatura media de 2,73º K del campo de radiación. La radiación del fondo cósmico de microondas es remanente al Big Bang y las fluctuaciones están impresas de contraste de densidad en el Universo cercano. El rizado de densidad es pensado que sea dado por las estructuras que pueblan el universo hoy en día: grupos de galaxias y bastas regiones con ausencia de ellas.

    MAPAS BASADOS EN 4 AÑOS DE OBSERVACIÓN:

    Algunos de los aspectos vistos en los mapas de 4 años a continuación fueron descritos anteriormente. Como en los mapas de dos años, los mapas de cuatro años han sido suavizados a una resolución angular efectiva de 10 grados. A esta escala angular, la relación señal ruido (~2 por 10 grados) para retratar por primera vez una impresión visual de la anisotropía del fondo cósmico de microondas.

    La siguiente imagen representa los datos del DMR en la banda de 53 GHz. (más arriba) en escala 0 - 4 º K, mostrando la uniformidad cercana del brillo del CMB, (en medio) en una escala con intención de aumentar el contraste debido al dipolo descrito anteriormente, y (más abajo) la siguiente substracción del componente del dipolo.

    La siguiente imagen muestra datos obtenidos en cada una de las frecuencias del DMR - 31,5 53 y 90 GHz. - siguiendo la sustracción del dipolo.

    La siguiente imagen muestra el mapa de 53 GHz. (arriba) previo a la sustracción del dipolo, (en medio) después con el dipolo eliminado, y (abajo) después de la eliminación de un modelo de emisión galáctica.

    Finalmente, aquí está el “mapa del universo cercano” del COBE-DMR. Esta imagen en color falso muestra pequeñas variaciones en la intensidad del fondo cósmico de microondas medido en las observaciones de cuatro años del DMR. Las manchas azules y rojas corresponden a regiones de mayor o menor densidad en el universo. Estas reliquias fosilizadas graban la distribución de la materia y la energía en el universo cercano, antes de que se hicieran estrellas y galaxias.

    Cosmic Background Explorer Astronomía

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