Descripci√≥n de la carga útil

El telescopio infrarrojo lejano de 102 cm fue uno de los instrumentos transportados por globos más sensibles y versátiles jamás utilizados para observaciones en la región del infrarrojo lejano del espectro (40 ~ 250 µm), produciendo mapas de alta resolución de grandes áreas del cielo, incluidas las nubes moleculares, complejos de nubes oscuras, planetas, asteroides, y conduciendo al descubrimiento de muchas nuevas fuentes de infrarrojos. A la izquierda se puede ver una imagen del mismo durante los preparativos para uno de sus vuelos (haga clic para ampliar).

La góndola fue diseñada y construida por el Solar Satellite Engineering Group, del Harvard College Observatory, mientras que la Universidad de Arizona contribuyó con los espejos primarios y secundarios y los detectores de infrarrojos. El núcleo del instrumento era un telescopio Cassegrain compuesto por un espejo primario esférico de 102 cm de diámetro, construido con Tenzalloy (una aleación de aluminio) junto con un espejo secundario de 18 cm, hecho de Pyrex, y diseñado para coincidir con el espejo primario. El foco del Cassegrain ocurria detrás del espejo primario donde el rayo infrarrojo era reflejado por un divisor de rayo dicroico que dejaba pasar la luz visible. Un segundo divisor de haz dirigía la mitad de la luz óptica sobre una máscara de rendija N en un segundo plano focal. La luz que pasaba a través de la máscara se enfocaba en un tubo fotomultiplicador. El espejo secundario se montaba por medio de un perno central a un mecanismo de corte accionado por solenoide montado en una unidad de enfoque comandable, que hacia que el espejo oscile en la dirección azimutal. Todo el sistema secundario estaba sostenido por cuatro arañas de chapa metálica al anillo de soporte externo y luego a través de cerchas tubulares convencionales al anillo del telescopio central.

El telescopio se montaba en una góndola rectangular con marco de aluminio de 5,1 m de alto y 3,4 x 2,9 m de ancho. Se utilizaban elementos estructurales pesados en toda la parte central de la góndola para mantener la integridad del tubo del telescopio, los ejes de elevación y azimut y la electrónica de carga útil. El instrumento era estabilizado y apuntado mediante servocontroles posicionales en los ejes de elevación y azimut. Toda la góndola se movía en azimut, en tanto que el movimiento del telescopio era en la dirección de elevación con respecto al marco de la góndola. El elemento impulsor de cada eje era un motor de par de CC montado directamente en el eje, sin engranajes. En elevación, la masa de reacción era el marco principal de la góndola suspendida. Las fuerzas de reacción para el control de la posición del azimut eran proporcionadas por una gran rueda de reacción montada en la línea central de la góndola debajo del telescopio. Además, para controlar la velocidad de la rueda de reacción y para aislar la góndola de las rotaciones del globo, el sistema utilizaba un dispositivo de "descarga de impulso". La energía principal para la carga útil era suministrada por un paquete de baterías de zinc-plata. Todo el sistema pesaba aproximadamente 1800 kg.

El posicionamiento de la línea de visión óptica del telescopio se lograba de dos modos: primero, un modo de adquisición, determinado con respecto a la componente horizontal del campo magnético terrestre en azimut y con respecto a la vertical local en elevación; y segundo, un modo inercial, determinado por un sistema de giroscopio de dos ejes montado en el tubo del telescopio, que daba estabilidad en el espacio inercial. Para el modo de adquisición, un magnetómetro nulo fijo a la estructura se impulsaba por servo en azimut para permanecer apuntado al norte magnético local. El fotómetro de rendija N también se utilizaba para la determinación de la posición fina del telescopio. Mientras las estrellas transitaban por las tres ramas de la máscara N, esta información se transmitía a tierra, lo que indicaba con alta precisión la elevación y el azimut del objeto óptico con respecto al campo estelar durante las actividades de exploración.

Para la verificación de apuntamiento posterior al vuelo, el telescopio contaba con una cámara de secuencia de 35 mm, con un campo de visión de aproximadamente 15º. La camara tomaba imágenes de estrellas y registraba un patrón de retícula proyectada, junto con datos que indicaban el número de cuadro, el tiempo y el estado de la carga útil. Este sistema podía ser comandado desde el suelo o activado automáticamente durante el escaneo. En caso de falla de uno o más sistemas principales en la operación primaria de apuntamiento del telescopio, algo que ocurrió en los primeros vuelos, se disponía de un sistema de control de respaldo simple para ser activado por comandos de tono. Este sistema cumplía dos funciones: almacenamiento automático y control de puntería rudimentaria del telescopio en azimut y elevación.

El sistema de detección de infrarrojos utilizado en el plano focal del instrumento en los primeros vuelos consistía de cuatro bolómetros de germanio dopados con galio, enfriados a 1,8 grados Kelvin en helio líquido a presión atmosférica ambiental. La óptica enfriada consistía en un sándwich de cuarzo cristalino de 0,86 mm y fluoruro de calcio de 1 mm. Durante toda la vida util del telescopio se utilizaron otros cinco instrumentos en el plano focal del telescopio, ampliando el alcance de la investigación y aumentando la cantidad de instituciones que se beneficiaron del uso de la plataforma. Estos incluían un fotómetro infrarrojo de un solo haz de cuatro colores desarrollado por la Universidad de Palermo, Italia, un fotómetro fotoconductor de banda ancha Ge:Ga desarrollado por la Institución Smithsonian y el Laboratorio de Investigación Naval, un Interferómetro de Escaneo Fabry-Perot desarrollado por el Servicio d 'Aeronomie, CNRS, Francia, FIRS-1 un interferómetro Michelson de infrarrojo lejano desarrollado por el Observatorio Astrofísico Smithsonian y un interferómetro Fabry-Perot de infrarrojo lejano y espectrómetro de rejilla desarrollado por el University College de Londres, Inglaterra.

Aunque no ocurrieron incidentes graves durante las dos décadas que duró el programa, conb el paso del tiempo la góndola, la electrónica asociada y el cableado comenzaron a ser demasiado poco confiables. Se solicitaron fondos a la NASA para una remodelación completa del instrumento, pero la actualización nunca se materializó y, en lugar de arriesgarse a una falla mayor, en 1989, después de diecinueve vuelos, el programa fue terminado y la plataforma puesta en almacenamiento. En 1996, el Observatorio Astrofísico Smithsonian transfirió la góndola al Museo Nacional del Aire y el Espacio en Washington, DC, donde hoy en dia se exhiben varios componentes de la misma. Como herencia para el futuro cabe destacar que el diseño innovador de la góndola fue tomado por tres grupos científicos diferentes que desarrollaron aún más el concepto en nuevos instrumentos para la investigación astronómica y astrofísica.

Detalles de la misión

Sitio de lanzamiento: Columbia Scientific Balloon Facility, Palestine, Texas, EEUU  
Dia y hora de lanzamiento: 20/10/1980 22:54 utc
Lanzamiento y operación del globo a cargo de: National Scientific Balloon Facility (NSBF)
Tipo de globo/fabricante/volumen/composicion: Globo de Presión Cero Winzen 196.802 m3 (20.30 microns Stratofilm) - SF255.86-080-NSCHR-01
Nº de serie del globo: W6.95-2-06
Nº de vuelo: 1226P
Dia y hora de fin del vuelo (L para hora de aterrizaje, W ultimo contacto conocido, resto hora de separacion): 21/10/1980 12:30 utc
Duración del vuelo (d:dias / h:horas / m:minutos): 16 h
Sitio de aterrizaje o ultima posición conocida: 14 Millas al S de Arcadia, Louisiana, EEUU
Peso carga útil: 5150 lbs

El objetivo de este, el decimoquinto vuelo del instrumento, fue obtener fotometría de banda ancha de alta resolución y mapear las regiones H II y nubes moleculares. También se pretendía obtener espectroscopía de alta resolución con un nuevo instrumento desarrollado en Francia.

El instrumento principal ubicado en el plano focal del telescopio era un sistema detector de infrarrojo lejano de banda ancha de cuatro elementos (40-120 µm) que utilizaba fotoconductores Ge:Ga desarrollados por el Instituto Smithsonian y el Laboratorio de Investigación Naval, que reemplazaron a los bolómetros Ge:Ga de los primeros vuelos del programa. Los cuatro detectores se dispusieron en una matriz lineal, con tres de ellos subtendiendo un ángulo de 1,5 min de arco en elevación y 1,0 min de arco en azimut. El cuarto detector tenía 30 segundos de arco cuadrados. Se utilizaron ópticas reflectantes y los detectores se montaron en cavidades esféricas. Los filtros consistieron en fluoruro de calcio y cuarzo con una ventana de polietileno. Los filtros tenían revestimientos antirreflejos y polvo de diamante en un lado. Los detectores y filtros se montaban en un Dewar de helio Modelo HD-3.

El segundo instrumento fue un interferómetro de barrido de Fabry-Perot desarrollado por el Service d'Aeronomie, C.N.R.S., Francia. El escaneo se basaba en un pistón de acero inoxidable hueco deslizante dentro de un cilindro concéntrico fijo. Un motor paso a paso comercial proporcionaba el desplazamiento. Las superficies reflectantes eran mallas de níquel electroformadas estiradas sobre las caras de montaje de los dos cilindros que inicialmente se rectificaron de forma plana y paralela, mientras que el detector era un bolómetro refrigerado por He3.

Durante el vuelo, la operación del fotómetro fue muy exitosa a lo largo de las 9.8 horas de observación mapeando los siguientes objetos: M17, SS 433, W51, Per OB-2 nube molecular, TMC-1, Nebulosa del cangrejo, Alpha Ori, FU Ori, NGC 2024 nube molecular, M 82, Saturno e IRC + 10011. Por otro lado, no se obtuvieron datos astronómicos del interferómetro de Fabry-Perot debido al hecho de que el depósito de helio líquido para el sistema He3 se agotó después de una hora de vuelo estabilizado.

Referencias externas