Descripci√≥n de la carga útil

Se trata de un experimento financiado por la NASA cuyo objetivo es encontrar respuesta a un problema clave de la astrofísica moderna: la comprensión de ciclo de vida de los cumulos estelares que dan origen a las estrellas en nuestra galaxia.

Para cumplir su objetivo, STO efectuará un relevamiento de una sección del Plano galáctico en dos bandas de espectro distintas: la linea luminosa de enfriamiento interestelar de los 158 micrones (1.90 THz) y la importante linea de formación de estrellas de los 205 micrones (1.45 THz). El receptor heterodino de 4-pixeles que utiliza STO posee tanto la sensibilidad cuanto la resolución espectral necesaria para observar nubes moleculares en proceso de formación, medir la proporción de su evaporación y separar el grueso del movimiento de gas en nuestra galaxia de los efectos cinemáticos locales. El telescopio de STO posee una resolución espacial de 1º, lo que resulta en una mejora de casi dos magnitudes sobre la resolución espacial de los datos actualmente disponibles. Finalmente, por medio de la elaboración de una imagen tridimensional del medio interestelar de la Galaxia, STO podrá estudiar la creación e irrupcion de nubes de formación estelar, podra determinar los parámetros que gobiernan los ritmos de nacimiento de las estrellas y proveerá a los científicos con un modelo adaptable a la formación de estrellas y la interacción estelar/interestelar en otras galaxias.

STO esta formado por un telescopio, ocho receptores heterodinos (cuatro para cada linea de observación), un espectrómetro por transformadas de Fourier de ocho canales, electrónica de control, un crióstato de Helio, y una góndola estabilizada. A la izquierda se puede apreciar un esquema del instrumento en su configuración final de vuelo de larga duración.

STO utiliza el mismo telescopio desarrollado por el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad John Hopkins para su exitoso programa Flare Genesis. El espejo primario es un hiperboloide de 80 cm de diámetro fabricado en vidrio de silicato de titanio, de expansión ultra baja, con un patrón de forma de panal de abeja para reducir su peso a 50 kg. Su superficie ha sido pulida para obtener una buena calidad óptica en la banda visible, por lo cual se encuentra sobre-especificado para la obtención de imagenes entre los 100 y los 200 micrones de longitud de onda. Su mecanismo de soporte está hecho de epoxy de grafito de bajo peso, el que ofrece una alta estabilidad térmica en un rango amplio de temperaturas. Un espejo terciario movible se ubica detrás del espejo primario sobre una montura contrabalanceada para minimizar así las fuerzas de reacción. Un compartimiento de calibración se localiza entre el telescopio y el crióstato, interponiendo en el camino de los detectores un cuerpo oscuro con cargas a temperaturas conocidas con el propósito de efectuar comparaciones que servirán para determinar el ruido que ingresa a los detectores, la eficiencia del telescopio, la opacidad de la atmósfera y el flujo absoluto de fuentes de radiación astronómicas.

Los receptores son alimentados por el haz de radiación que entra al telescopio el cual primero impacta en una rejilla formada por varios alambres que dividen la luz incidente en componentes de polarización horizontal y vertical. Un tipo de polarización pasa a traves de la rejilla hasta la primera ventana de vacio mientras que el otro se refleja en un espejo a 45º y entra en la segunda ventana de vacío. Ambas ventanas y los subsecuentes filtros infrarrojos operando a 77k, 25k y 4k de temperatura estan fabricados de cristal de cuarzo recubierto de una pelicula de argón. El receptor a ser utilizado en el primer vuelo científico del instrumento consistirá en dos conjuntos de mezcladores basados en bolómetros superconductores de electrones calientes operando a 4º Kelvin. Un conjunto estará optimizado para la linea de 1.90 THz mientras que el otro lo estará para la linea de 1.46 THz. Ambos mezcladores serán alimentados por dos osciladores locales de frecuencia sintonizable.

Un compartimiento especial aloja varios dispositivos electrónicos entre los que se incluyen los sistemas que controlan el espectrómetro, los osciladores y bolómetros, el espejo movil de calibración y la computadora que opera el instrumento en su totalidad.

Para enfriar el conjunto de mezcladores, STO posee un crióstato de helio liquido de 200 litros de capacidad. Un refrigerador especialmente diseñado enfría la primer ventana de radiación a 77º K mientras que la segunda se enfría hasta los 25º K, por medio de la evaporación emanada del contenedor.

Para la transmision y recepcion de comandos y telemetria STO utiliza un sistema que ya ha sido probado por la NASA en otras misiones de larga duración de su programa de globos: el Tracking and Data Relay Satellite System (TDRSS). Como precaución, para aquellos momentos en los cuales el globo atraviece una zona donde ninguno de los satelites de dicho sistema esten a la vista, se encuentra disponible un enlace de respaldo basado en el sistema satelital Iridium.

Al igual que ocurre con el telescopio, la góndola también es una herencia de los programas Flare Genesis y Solar Bolometric Imager, los cuales efectuaron sendos vuelos exitosos en Nuevo Mexico y tres misiones de larga duración en la Antártida. La estructura sirve como soporte y protección para el telescopio e instrumentos asociados, transportando asimismo los sistemas de control y de alimentación. Sus dimensiones (sin los paneles solares) son: 2mts. de ancho, 1.5mts de profundidad, y 4.5mts de altura. La estructura esta conformada por angulos de aluminio standard atornillados entre si y pintados de blanco por razones de balance termico, siendo lo suficientemente fuerte como para soportar un peso de 2 toneladas aun en el momento en que experimenta un shock cercano a 10G de aceleración cuando se abre el paracaidas al final del vuelo. Es asimismo lo suficientemente rígida como para permitir la precisión de apuntamiento necesaria para las observaciones a realizar al tiempo que es facilmente desarmable en partes para una mejor recuperación en el lugar de aterrizaje.

Desarrollo del vuelo y resultados de la misión

 

Sitio de lanzamiento: Scientific Flight Balloon Facility, Nuevo Mexico, EEUU  
Hora lanzamiento: 16:05 utc
Lanzamiento y operación del globo a cargo de: Columbia Scientific Balloon Facility (CSBF)
Globo: Globo de Presión Cero  
Nº de vuelo: 603N

El globo fue lanzado por metodo dinámico con asistencia de vehiculo lanzador (Big Bill) a las 16:00 utc del 15 de Octubre. Luego de una fase nominal de ascenso el conjunto alcanzó a las 18:05 utc altura de flotacion de 125.000 pies iniciando un desplazamiento hacia el noroeste. A la derecha se puede apreciar un mapa que muestra el trayecto seguido (click para ampliar).

El vuelo se extendió hasta las 6:25 utc del 16 de Octubre cuando la carga util fue separada del globo, aterrizando 42 kms. al oeste de Santa Rosa, Nuevo Mexico.

El tiempo total de vuelo fue de cerca de 14 horas.

Este vuelo de ingeniería del prototipo de STO fue planeado para realizarse en el territorio continental de los EEUU con una duración de menos de 24 horas. La configuración del instrumento consistió en un contenedor de helio liquido como soporte operativo de un mezclador bolométrico (HEB) en las dos bandas planeadas de observación (1.4 and 1.9 THz) con la adición de un receptor de tipo Schottky operando a 330 GHz.

El primer vuelo científico del instrumento en su configuración completa tendrá lugar en la Antáartida entre fines del año 2010 y principios de 2011.

Referencias externas y fuentes bibliográficas

Imágenes de la misión

Vista de la gondola de STO durante la puesta a punto e integración (Imagen: STO Team) Vista de la gondola de STO durante la espera previa al lanzamiento (Imagen: STO Team) Vista del inflado del globo Impresionante imagen del globo en vuelo, obtenida desde una distancia de 120 millas por David Tremblay, footografo profesional situado en Ruidoso, Nuevo Mexico. La gondola de STO de regreso a Fort Sumner