Observatorio espacial infrarrojo

El Observatorio Espacial Infrarrojo ( ISO ) fue un telescopio espacial para luz infrarroja diseñado y operado por la Agencia Espacial Europea (ESA), en cooperación con ISAS (ahora parte de JAXA ) y la NASA . El ISO fue diseñado para estudiar la luz infrarroja en longitudes de onda de 2,5 a 240 micrómetros y operó desde 1995 hasta 1998. ^{[ 1 ]}

El satélite de 480,1 millones de euros ^{[ 2 ] [ 3 ]} fue lanzado el 17 de noviembre de 1995 desde la plataforma de lanzamiento ELA-2 en el Centro Espacial de Guayana cerca de Kourou en la Guayana Francesa. El vehículo de lanzamiento , un cohete Ariane 4 4P, colocó con éxito a ISO en una órbita geocéntrica altamente elíptica , completando una revolución alrededor de la Tierra cada 24 horas. El espejo primario de su telescopio Ritchey-Chrétien medía 60 cm de diámetro y se enfriaba a 1,7 kelvin mediante helio superfluido . El satélite ISO contenía cuatro instrumentos que permitían la obtención de imágenes y fotometría de 2,5 a 240 micrómetros y espectroscopia de 2,5 a 196,8 micrómetros. 

La ESA y el Centro de Procesamiento y Análisis de Infrarrojos (IPAC ) se esforzaron por mejorar los flujos de datos y las herramientas de análisis de software especializadas para obtener los mejores métodos de calibración y reducción de datos de la misión. El IPAC brinda apoyo a los observadores de la ISO y a los usuarios del archivo de datos mediante visitas y talleres presenciales.

En 1983, el proyecto IRAS, fruto de la colaboración entre Estados Unidos, Países Bajos y Gran Bretaña, inauguró la astronomía infrarroja espacial al realizar el primer sondeo completo del cielo en longitudes de onda infrarrojas . El mapa resultante del cielo infrarrojo identificó unas 350 000 fuentes infrarrojas que esperaban ser exploradas por los sucesores de IRAS. En 1979, IRAS se encontraba en una fase avanzada de planificación, y los resultados previstos dieron lugar a la primera propuesta para ISO, presentada a la ESA ese mismo año. Gracias a las rápidas mejoras en la tecnología de detectores infrarrojos, ISO proporcionaría observaciones detalladas de unas 30 000 fuentes infrarrojas con una sensibilidad y resolución mucho mayores . ISO alcanzaría una sensibilidad 1000 veces superior y una resolución angular 100 veces mejor a 12 micrómetros en comparación con IRAS.

Tras varios estudios posteriores, en 1983 se seleccionó el ISO como la siguiente misión del Programa Científico de la ESA. A continuación, se lanzó una convocatoria para que la comunidad científica presentara propuestas de experimentos y científicos para misiones, lo que dio como resultado la selección de los instrumentos científicos en 1985. Los cuatro instrumentos elegidos fueron desarrollados por equipos de investigadores de Francia, Alemania, los Países Bajos y el Reino Unido.

El diseño y desarrollo del satélite comenzó en 1986 con la división espacial de Aérospatiale (actualmente integrada en Thales Alenia Space ) liderando un consorcio internacional de 32 empresas responsables de la fabricación , integración y pruebas del nuevo satélite. El ensamblaje final tuvo lugar en el Centro Espacial Mandelieu de Cannes .

El diseño básico de ISO estuvo fuertemente influenciado por el de su predecesor inmediato. Al igual que IRAS, ISO estaba compuesto por dos componentes principales:

• Módulo de carga útil , compuesto por un gran criostato que alberga el telescopio y los cuatro instrumentos científicos.
• El módulo de servicio da soporte a las actividades del módulo de carga útil, proporcionando energía eléctrica , control térmico, control de actitud y órbita , y telecomunicaciones .

El módulo de carga útil también contenía un parasol cónico , para evitar que la luz parásita llegara al telescopio, y dos grandes sensores estelares . Estos últimos formaban parte del Subsistema de Control de Actitud y Órbita (AOCS), que proporcionaba estabilización en tres ejes del ISO con una precisión de apuntamiento de un segundo de arco . Consistía en sensores solares y terrestres, los sensores estelares mencionados anteriormente, un sensor estelar cuadrantal en el eje del telescopio, giroscopios y ruedas de reacción . Un sistema de control de reacción (RCS) complementario , que utilizaba propulsor de hidracina , era responsable de la dirección orbital y el ajuste fino poco después del lanzamiento . El satélite completo pesaba algo menos de 2500 kg, medía 5,3 m de alto, 3,6 m de ancho y 2,3 m de profundidad. 

El módulo de servicio albergaba todos los componentes electrónicos que requerían refrigeración , el tanque de propulsor de hidracina y proporcionaba hasta 600 vatios de energía eléctrica mediante células solares instaladas en el lado orientado hacia el sol del parasol montado en el módulo de servicio. La parte inferior del módulo de servicio presentaba una interfaz física anular y resistente para el vehículo de lanzamiento.

El criostato del módulo de carga útil rodeaba el telescopio y los instrumentos científicos con un gran recipiente Dewar que contenía un tanque toroidal cargado con 2268 litros de helio superfluido. El enfriamiento por evaporación lenta del helio mantuvo la temperatura del telescopio por debajo de 3,4 K y la de los instrumentos científicos por debajo de 1,9 K. Estas temperaturas tan bajas eran necesarias para que los instrumentos científicos fueran lo suficientemente sensibles como para detectar la pequeña cantidad de radiación infrarroja proveniente de fuentes cósmicas. Sin este enfriamiento extremo, el telescopio y los instrumentos solo percibirían sus propias e intensas emisiones infrarrojas , en lugar de las débiles provenientes de fuentes lejanas.

El telescopio ISO estaba montado en la línea central del criostato, cerca de la parte inferior del tanque toroidal de helio. Era del tipo Ritchey-Chrétien , con una pupila de entrada efectiva de 60  cm, una relación de distancia focal de 15 y una distancia focal resultante de 900  cm. Era necesario un control muy estricto de la luz parásita, en particular la proveniente de fuentes infrarrojas brillantes fuera del campo de visión del telescopio , para garantizar la sensibilidad de los instrumentos científicos. Una combinación de blindajes herméticos a la luz, deflectores dentro del telescopio y el parasol sobre el criostato proporcionaban una protección total contra la luz parásita. Además, el ISO tenía prohibido observar demasiado cerca del Sol, la Tierra y la Luna, todas ellas fuentes importantes de radiación infrarroja. El ISO siempre apuntaba entre 60 y 120 grados lejos del Sol y nunca apuntó a menos de 77 grados de la Tierra, 24 grados de la Luna o menos de 7 grados de Júpiter . Estas restricciones significaban que, en cualquier momento dado, el ISO solo tenía acceso a aproximadamente el 15 % del cielo.

Un espejo piramidal situado detrás del espejo principal del telescopio distribuía la luz infrarroja a los cuatro instrumentos, proporcionando a cada uno una sección de 3 minutos de arco del campo de visión de 20 minutos de arco del telescopio. Por lo tanto, apuntar un instrumento diferente al mismo objeto cósmico implicaba reorientar todo el satélite ISO.

La ISO transportaba un conjunto de cuatro instrumentos científicos para observaciones en el infrarrojo:

Cámara infrarroja (ISOCAM)

Una cámara de alta resolución que abarca longitudes de onda de 2,5 a 17 micrómetros con dos detectores diferentes . Al igual que una cámara de luz visible, toma fotografías de objetos astronómicos, pero la imagen muestra cómo se ve el objeto en luz infrarroja.

Fotopolarímetro (ISOPHOT)

Un instrumento diseñado para medir la polarización de la radiación infrarroja emitida por un objeto astronómico. Su amplio rango de longitud de onda, de 2,4 a 240 micrómetros, permitió detectar las emisiones infrarrojas incluso de los objetos astronómicos más fríos, como las nubes de polvo interestelar .

Espectrómetro de onda corta (SWS)

Un espectrómetro que abarca el rango de longitudes de onda de 2,4 a 45 micrómetros. Las observaciones realizadas con este instrumento proporcionaron información valiosa sobre la composición química , la densidad y la temperatura del universo.

Espectrómetro de onda larga (LWS)

Un espectrómetro que cubre el rango de longitud de onda de 45 a 196,8 micrómetros.

Los cuatro instrumentos estaban montados directamente detrás del espejo primario del telescopio, en una disposición circular, ocupando cada uno un segmento de 80 grados del espacio cilíndrico. El campo de visión de cada instrumento estaba desplazado con respecto al eje central del campo de visión del telescopio. Esto significa que cada instrumento "veía" una porción diferente del cielo en un momento dado. En el modo de funcionamiento estándar, un instrumento estaba en operación principal.

Después de una fase de desarrollo e integración muy exitosa, ISO fue finalmente lanzado a órbita el 17 de noviembre de 1995, a bordo de un vehículo de lanzamiento Ariane-44P. El rendimiento del vehículo de lanzamiento fue muy bueno, con un apogeo solo 43  km por debajo de lo esperado. El Centro de Operaciones Espaciales de la ESA en Darmstadt (Alemania) tuvo el control total de ISO durante los primeros cuatro días de vuelo. Después de la puesta en servicio inicial, el control principal de ISO se transfirió al Centro de Control de Naves Espaciales (SCC) en Villanueva de la Cañada (España, VILSPA ) para el resto de la misión. En las primeras tres semanas después del lanzamiento, se ajustó la órbita y se activaron y probaron todos los sistemas del satélite. El enfriamiento del criostato resultó ser más eficiente de lo calculado previamente, por lo que la duración prevista de la misión se extendió a 24 meses. Entre el 21 y el 26 de noviembre, los cuatro instrumentos científicos se encendieron y se revisaron exhaustivamente. Entre el 9 de diciembre de 1995 y el 3 de febrero de 1996 tuvo lugar la «Fase de Verificación del Rendimiento», dedicada a la puesta en marcha de todos los instrumentos y a la solución de problemas. Las observaciones rutinarias comenzaron el 4 de febrero de 1996 y se prolongaron hasta que se agotó el último refrigerante de helio el 8 de abril de 1998.

El perigeo de la órbita de ISO se encontraba dentro del cinturón de radiación de Van Allen , lo que obligaba a apagar los instrumentos científicos durante siete horas en cada paso a través de dicho cinturón. Por lo tanto, quedaban 17 horas en cada órbita para la observación científica. Una órbita típica de 24 horas de ISO se puede dividir en seis fases:

• Adquisición de señal (AOS) por parte del Centro de Control de Misión principal VILSPA en España y activación del satélite.
• Las operaciones científicas durante la ventana de observación de VILSPA, que comienzan cuatro horas después del perigeo y duran hasta nueve horas.
• Transferencia de operaciones al centro de control de misión secundario en Goldstone en el apogeo. Durante este período de 15 minutos, los instrumentos científicos no pudieron ser operados.
• Las operaciones científicas durante la ventana de observación de Goldstone, con una duración máxima de ocho horas.
• Desactivación de los instrumentos al aproximarse al cinturón de radiación de Van Allen y pérdida de señal (LOS) en Goldstone.
• Paso por el perigeo.

A diferencia de IRAS, no se registraron datos científicos a bordo de ISO para su posterior transmisión a tierra. Todos los datos, tanto científicos como de control, se transmitieron a tierra en tiempo real. El punto de perigeo de la órbita de ISO se encontraba por debajo del horizonte radioeléctrico de los centros de control de misión tanto en VILSPA como en Goldstone, lo que obligó a apagar los instrumentos científicos en el perigeo.

A las 07:00 UTC del 8 de abril de 1998, los controladores de vuelo de VILSPA detectaron un aumento en la temperatura del telescopio. Esto indicaba claramente que la carga de refrigerante de helio superfluido se había agotado. A las 23:07 UTC del mismo día, la temperatura de los instrumentos científicos superó los 4,2 K y se interrumpieron las observaciones científicas. Algunos detectores del instrumento SWS pudieron realizar observaciones a temperaturas más altas y permanecieron en funcionamiento durante otras 150 horas para realizar mediciones detalladas de 300 estrellas adicionales . En el mes siguiente al agotamiento del refrigerante, se inició la «Fase de Prueba Tecnológica» (TTP) para probar varios elementos del satélite en condiciones no nominales. Tras la finalización de la TTP, el perigeo de la órbita de ISO se redujo lo suficiente como para asegurar que ISO se desintegraría en la atmósfera terrestre entre 20 y 30 años después de su apagado. ISO se apagó definitivamente el 16 de mayo de 1998 a las 12:00 UTC.

En promedio, la ISO realizó 45 observaciones en cada órbita de 24 horas. A lo largo de sus más de 900 órbitas, la ISO llevó a cabo más de 26 000 observaciones científicas exitosas. La enorme cantidad de datos científicos generados por la ISO fue objeto de un exhaustivo proceso de archivo hasta 2006. El conjunto completo de datos está disponible para la comunidad científica desde 1998 y se han realizado numerosos descubrimientos, con muchos más por venir.

• El ISO detectó la presencia de vapor de agua en regiones de formación estelar , en las proximidades de estrellas al final de sus vidas, en fuentes muy cercanas al Centro Galáctico , en las atmósferas de planetas del Sistema Solar y en la Nebulosa de Orión .
• Se detectó la formación de planetas alrededor de estrellas viejas y moribundas. Este descubrimiento contradijo las teorías que sostenían que la formación de planetas solo era posible alrededor de estrellas jóvenes.
• Por primera vez se detectó gas fluoruro de hidrógeno en nubes de gas interestelar .
• Primera detección de las primeras etapas de la formación estelar. El núcleo preestelar L1689B fue descubierto y estudiado con gran detalle gracias al instrumento LWS del ISO.
• El ISO descubrió grandes cantidades de polvo cósmico en el espacio entre galaxias que antes se consideraba vacío .
• Las observaciones del objeto más luminoso del universo, Arp 220 , revelaron que la fuente de su enorme emisión de radiación infrarroja es un estallido de formación estelar.
• Las observaciones realizadas con el instrumento LWS confirmaron el descubrimiento previo de IRAS de grandes estructuras nubosas de hidrocarburos muy fríos que irradian principalmente en el infrarrojo. Estas nubes cirros infrarrojas afectan el balance energético de todo el universo, actuando como una especie de refrigerador galáctico .
• El ISO buscó y encontró varios discos protoplanetarios : anillos o discos de material alrededor de las estrellas que se consideran la primera etapa de la formación de planetas .
• La ISO apuntó sus sensibles instrumentos hacia varios planetas del Sistema Solar para determinar la composición química de sus atmósferas.

• Cámara de infrarrojos (cámara Spitzer de infrarrojo cercano a medio)
• Lista de los telescopios infrarrojos más grandes
• Cámara de infrarrojo cercano y espectrómetro multiobjeto (NICMOS, instrumento de infrarrojo cercano del Hubble instalado en 1997)

• Manual ISO , volumen 1, ISO - Descripción general de la misión y los satélites
• ISO: todos los datos
• ISO – Resumen de la misión
• Detalles de las naves espaciales ISO en el sitio web científico de la ESA.
• Detalles del telescopio ISO en el sitio web científico de la ESA.
• Detalles de ISOCAM en el sitio web científico de la ESA.
• Detalles de ISOPHOT en el sitio web científico de la ESA.
• Detalles sobre ISO SWS en el sitio web científico de la ESA.
• Detalles del ISO LWS en el sitio web científico de la ESA.
• Detalles sobre el lanzamiento y la órbita de la ISO en el sitio web científico de la ESA.
• El centro de datos ISO , con una descripción general del proyecto y una galería de imágenes.