Descripci√≥n de la carga útil

EBEX es un polarimetro diseñado para obtener mediciones de la radiación proveniente del fondo cosmico de microondas (CMB) que probaría la expansión producida inmediatamente despues del Big bang. La mas prometedora forma de confirmar dicho modelo expansivo es buscar evidencias de la producción de ondas de gravedad de fondo, principio que se ha dado en llamar fondo inflacionario de ondas gravitacionales (inflationary gravitational-wave background o IGB). La mejor forma de buscar trazas de este IGB se basa en el analisis de dichas evidencias en la polarización del CMB.

EBEX es un polarímetro unico en su tipo, debido a que posee la mas amplia cobertura de frecuencias de todos los demas instrumentos tanto existentes como propuestos a futuro otorgándole una capacidad sin precedentes para medir la polarización de las emisiones del polvo cósmico, un factor fundamental para caracterizarla y determinar su poder angular espectral en polarizaciones de tipo E y B. En ese contexto EBEX sentará un importante precedente en la implementación y testeo del detector, sistema de lectura, opticas y tecnicas polarimétricas que se encuentran en consideración por parte de la NASA para su inclusión en un futuro satélite que tambien medirá la polarización del fondo cósmico de microondas.

EBEX utiliza un telescopio de 1.5 metros para focalizar la radiación entrante en hasta cuatro planos focales distintos conteniendo cada uno cientos de detectores bolométricos formados por Sensores de Transcisión de Borde (Transition Edge Sensors o TES). El experimento opera en cuatro bandas de frecuencia centradas en 150, 250, 350, y 450 GHz.

Los bolómetros se agrupan en juegos de 55 sensores TES. La union de 330 de estos detectores TES se consigue agrupando seis de estos grupos de bolómetros de 55 elementos cada uno formando una estructura circular que cubre uno de los planos focales. Los detectores son enfriados hasta una temperatura de 300 mK en un banio de helio o nitrógeno líquido dentro de un crióstato.

El sistema óptico de EBEX está formado por el espejo primario de 1.5 metros de apertura del conocido experimento Archeops, que con la adición de un espejo secundario elíptico de 1.2 metros forman en conjunto un telescopio de tipo Dragone.

Cuatro lentes refrigerados (hechos de silicona y poliethileno de alta densidad) un filtro dicroico y dos rejillas de polarización enfocan la radiación recibida por el telescopio y luego de su filtrado cada frecuencia es proyectada a diferentes partes de los cuatro planos focales.

Dos de estos planos con un total de 660 detectores se destinan para la banda de 150 GHz mientras que los restantes dos planos con identico numeros de detctores TES se reparten entre las tres frecuencias superiores. Por cada una de las bandas de frecuencia, filtros de banda de paso montados en la parte frontal del plano focal definen la forma exacta de la onda.

Para modular la señal de polarización EBEX utiliza una combinación de dos metodos bien conocidos: una lámina rotativa de media onda y una rejilla de polarizacion fija, los cuales fueron elegidos en función de que proveen una fuerte discriminación de errores sistemáticos.

El instrumento está montado en una gondola especialmente diseñada en el SSL de Berkeley e integrada en el Nevis Lab de la Universidad de Columbia. Arriba a la izquierda se puede apreciar un esuqema de la misma (click para ampliar). Dicha gondola utiliza un sistema de suspensión con cables, que conectan a EBEX al globo que lo transporta a traves de un rotor que aisla el instrumento de cualquier movimiento inducido por el balón, contrarrestando el momento de rotación por medio de una rueda de reacción localizada en la parte inferior de la gondola. Todo el conjunto rota alrededor de su eje vertical para poder cubrir grandes porciones del cielo, mientras que al mismo tiempo puede ser orientado en azimuth mediante un mecanismo de elevación.

El sistema de apuntamiento fue modelado en base al de otros experimentos exitosos como BLAST, MAXIMA y BOOMERANG. Los sensores primarios de tiempo real están compuestos por una Camara Estelar, tres giróscopos de fibra optica y un magnetómetro o sensor sola, mientras que los sensores primarios de reconstrucción (que proveen datos de apuntamiento fino que serán utilizados en el analisis posterior de los datos) se componen de una Camara estelar y varios giróscopos.

Desarrollo del vuelo y resultados de la misión

 

Sitio de lanzamiento: Scientific Flight Balloon Facility, Nuevo Mexico, EEUU  
Hora lanzamiento: 14:02
Lanzamiento y operación del globo a cargo de: Columbia Scientific Balloon Facility (CSBF)
Globo: Globo de Presión Cero  
Nº de vuelo: 598N

El globo fue lanzado por metodo dinámico con asistencia de vehiculo lanzador (Big Bill) el 11 de Junio de 2009 a las 14:02 utc. Luego de una fase nominal de ascenso en dirección este alcanzó la altura de flotación cercana a los 117.000 pies montandose en una corriente chorro que lo transportó en un curso casi perfectamente recto por los cielos de Nuevo Mexico y Arizona.

Miles de habitantes de ciudades como Albuquerque, Prescott, Phoenix y la zona del Noroeste del valle en Arizona pudieron apreciar claramente el paso del balón y saturaron las centrales de telefonos de las principales radios y TV de la zona solicitando informacion sobre lo que se estaba viendo.

Luego de un vuelo de 14 horas y 20 minutos, la carga util fue separada del balón el 12 de Junio a las 3:40 utc. El rpoceso de terminación se efectuó desde el centro de control de Fort Sumner a traves de la estación de enlace de Winslow, Arizona. Luego desde el avión de seguimiento se efectuó la separación del paracaidas una vez que la gondola estuvo en tierra, 24 millas al NE de Lake Havasu City, Arizona siendo recuperada exitosamente.

Este primer vuelo de ingenieria del instrumento fue asimismo la primera vez en la cual se utilizaron bolómetros TES fuera del ambito terrestre.

Inmediatamente despues del lanzamiento, el equipo cientifico descubrió que el mecanismo de orientacion vertical del telescopio experimentó una falla. A resultas de ello, el telescopio quedó verticalmente orientado a su limite inferior de 15.5 grados de azimuth durante el resto del periplo, siendo necesario modificar la estrategia de rastreo original, para tratar de obtener datos de valor dentro de ese limitado campo de visión.

Las observaciones realizadas a lo largo de las casi diez horas de vuelo incluyeron un rastreo de Saturno (mapeo de haz) y un rastreo del dipolo del Fondo Cosmico de Microondas (respuesta de flujo absoluta, y polarización instrumental).

Referencias externas y fuentes bibliográficas

Imágenes de la misión