COBE (Cosmic Background Explorer)

(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
1
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
2
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
3
(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.
4
• 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
5
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: [email protected] (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: [email protected]
6
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.
7
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
8
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.
9
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
10
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
11
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
12
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
13
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
2
Pág.
14