Rússia lança observatório radio-astronómico Spektr-R

A Rússia levou a cabo o lançamento do observatório radio-astronómico Spektr-R. O lançamento teve lugar às 0231:18UTC do dia 18 de Julho de 2011 e foi levado a cabo por um foguetão Zenit-3SLBF/Fregat-SB a partir da Plataforma de Lançamento PU-1 do Complexo de Lançamento LC45 do Cosmódromo de Baikonur, Cazaquistão.

O Observatório Espacial RadioAstron (Projecto Spektr-R) é um projecto internacional para o lançamento de um satélite equipado com uma antena de 10 metros e dedicado à investigação da estrutura de vários objectos no Universo nos comprimentos de onda na ordem dos centímetros e decímetros com uma resolução angular de poucos milionésimos de segundos de arco, isto é milhões de vezes melhor do que a resolução do olho humano. Tal resolução é conseguida para o rádio interferómetro consistindo de um telescópio espacial numa órbita com um apogeu de 350.000 km, em conjunto com grandes radiotelescópios no solo. Medições tendo por base um interferómetro VLBI (Very Long Baseline Interferometer) nesta órbita irão proporcionar informação morfológica e de coordenadas das fontes de rádio galácticas e extragalácticas.

O Projecto Spektr-R, iniciado pelo Centro Astro Espacial do Instituto de Física Lebedev da Academia das Ciências da Rússia em colaboração com outros institutos da academia das ciências e com a Agência Espacial Russa, expandiu-se para uma colaboração internacional: cientistas de mais de vinte países estão a construir os instrumentos, a planear o perfil da missão, e a garantir o apoio de radiotelescópios no solo. A Rússia irá fornecer o satélite, a maior parte do equipamento a bordo e todos os testes. O controlo geral do desenho do telescópio e a construção do radiotelescópio espacial estão a cabo da Associação Lavochkin.

Vários outros países contribuem para os equipamentos científicos a bordo. O receptor de 92 cm está a ser construído pelo Centro Nacional para a Radioastrofísica, Índia, e pela OAO KB ‘Gorizont’, em Nizhny Novgorod – Rússia; o receptor de 18 cm na Austrália (CSIRO – Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization); o receptor de 6 cm pela Rússia; o receptor de 1,35 cm pela Finlândia (HUT – Helsinki University of Technology) e melhorado nos Estados Unidos (NRAO – National Radio Astronomy Observatory) e Rússia (Instituto de Radioengenharia e Electrónica de Moscovo); o sistema de frequência standard de rubídio a bordo foi construído pela ESA no Observatório de Neuchatel, Suíça. O sistema de frequência standard H-maser a bordo foi desenvolvido pela Rússia (ZAO ‘Vremya-CH’ em Nizhmy Novgorod). O sistema de gravação russo em sistema HDD e fitas será capaz de aceitar um fluxo de dados digitais a uma velocidade máxima de 128 Mbit/s. O correlador será capaz de processar os dados até cinco estações interferométricas (incluindo o elemento espacial) a uma velocidade máxima de 129 Mbit/s. A ESA participou nos testes da antena do radiotelescópio espacial. Os sistemas operacionais a bordo e os centros de comunicação e comando em Bear Lake e Ussuriysk, e também uma antena de rastreio em Pushchino estão em fase final de preparação.

Devido à grande linha de base perto da distância entre a Terra e a Lua, o interferómetro no solo é capaz de determinar as dimensões das fontes de rádio, as suas estruturas, distâncias e movimentos próprios, bem como actuar como um sistema de observação espectral e de polarização – até dezenas de vezes melhor do que é possível para os interferómetros no solo.

A órbita do RadioAstron gravitacionalmente perturbada pela Lua terá os seguintes parâmetros: perigeu – 10.000 km, inclinação inicial – 51,6º, apogeu – 350.000 km, período orbital 9,5 dias.

A missão RadioAstron utiliza o satélite Spektr-R (módulo astrofísico). Este módulo será utilizado em várias missões científicas. A massa total da carga científica é de cerca de 2.500 kg, dos quais 1.500 kg correspondem à antena parabólica desdobrável de 10 metros e 900 kg correspondem ao conjunto científico contendo os receptores, fornecimento de energia, sintetizadores, unidades de controlo, standards de frequência e sistema de transmissão de dados. A massa de todo o sistema é de cerca de 5.000 kg (satélite e carga científica). A energia total fornecida pelo sistema de energia é de 3,0 kW dos quais 900 W serão fornecidas à carga científica.

Os subsistemas básicos do satélite são:

• Complexo de controlo por rádio incluindo antenas,
• Sistema de controlo de atitude,
• Sistema de fornecimento de energia,
• Sistema de controlo de atitude do painel solar,
• Motores de correcção dos parâmetros orbitais,
• Sistema de rádio para comunicação de dados com antenas de transmissão,
• Sistema geral de controlo de bordo,

O sistema de controlo do satélite tem as seguintes funções principais:

• Determinar a posição do Sol a partir de uma posição arbitrária do satélite, detecção a manutenção da orientação em relação ao Sol; a plataforma com o sensor estelar deve ser mantida na sombra,
• Estabelecer a base da orientação dos três eixos espaciais,
• Orientação dos eixos do satélite numa determinada posição e estabilização em relação a esta direcção com a precisão de 30 segundos angulares,
• Controlo da operação dos motores de correcção orbital,
• Orientar a antena de alto ganho em direcção à Terra,

Existem dois tipos de dispositivos de execução de movimentos: sistema de motores e dispositivos inerciais. Os dispositivos inerciais são rodas de reacção e giroscópios. As rodas de reacção serão utilizadas para a estabilização do satélite no modo de orientação preciso. Os giroscópios serão utilizados para reorientar o satélite e para a descargas das rodas de reacção. O sistema de motores é um sistema de propulsão de hidrazina que será utilizado durante a criação do sistema de base para a orientação do satélite, para a descarga dos giroscópios e para correcções orbitais.

Os parâmetros da orientação do satélite são determinados num referencial inercial.A órbita na qual o Spektr-R será colocado proporciona os seguintes quatro tipos de estudos:

• Imagens em bruto das fontes de rádio com uma resolução angular ultra elevada, utilizando todas as linhas de base até ao raio do apogeu, isto é muito maior do que o diâmetro da Terra;
• Medições de alta precisão das coordenadas, movimento próprio e alterações na estrutura das fontes com uma resolução ultra elevada determinada pela maior linha de base;
• Obtenção de imagens de alta qualidade das fontes de rádio, com resolução moderada, ao observar tanto com linhas de base Terra – satélite curtas, isto é próximo do plano orbital, ou perto do perigeu. Em ambos os casos as linhas de base efectivas são somente várias vezes maiores do que o diâmetro da Terra;
• Determinação da órbita com alta precisão.

Para conseguir levar a cabo estes estudos foi seleccionada uma órbita com um apogeu elevado e com um período orbital de cerca de 9,5 dias, que evolui como resultado das fracas perturbações gravitacionais da Lua e do Sol. O raio do perigeu varia entre os 10.000km e os 70.000 km, com o raio do apogeu a variar entre os 310.000 km e os 390.000 km. A principal evolução orbital é a rotação do seu plano em torno do eixo apsides. A normal ao plano orbital descreve uma oval na esfera celeste com o eixo maior a cerca de 150º, e o eixo menor a cerca de 60º, em cerca de três anos. Os parâmetros lineares da órbita variam com o período de cerca de 1,5 anos, e os parâmetros angulares variam com um período de cerca de 3 anos.

Devido à evolução da órbita cerca de 80% das fontes rádio serão localizadas no céu perto da projecção do plano orbital em alguns intervalos de tempo, isto é serão fornecidas possibilidade para as fontes rádio tanto com linhas de base longas como curtas, sendo possível a obtenção de boas imagens com resoluções angulares elevadas e moderadas. Os restantes 20% das fontes rádio podem ser observadas somente com uma resolução angular elevada.

Um cálculo detalhado da órbita pode ser levado a cabo se for conhecida a hora exacta do lançamento. O número de reorientações do telescópio espacial não deverá superar as 10 por dia.

Após vários anos de observações, tendo por base os resultados dos estudos levados a cabo, é possível considerar a transferência do observatório para uma órbita ainda mais elevada (comum apogeu a 3.200.000 km), levando a cabo manobras adicionais utilizando a força gravitacional da Lua, e utilizando antenas com 64 m – 70 m para controlo do veículo, sincronização e recepção de telemetria.

O radiotelescópio espacial

A antena do radiotelescópio consiste num reflector parabólico desdobrável (10 metros de diâmetro) que é composto por 27 pétalas de fibra de carbono e uma porção central sólida (3 metros de diâmetro). O radiotelescópio possui um rácio entre o foco e o diâmetro F/D = 0,43 e uma precisão geral de 0,7 mm. As frequências de observação são 0,324 GHz, 1,66 GHz, 4,83 GHz e 18,4 a 25,1 GHz.

Um arranjo concêntrico no foco principal irá proporcionar a possibilidade de levar a cabo observações em duas frequências ou em duas polarizações circulares de forma simultânea. Todas as frequências LO a bordo serão derivadas a partir de sinais de referência de alta estabilidade transmitidos a partir das estações no solo que estão equipadas com osciladores maser de hidrogénio. O satélite também transporta um oscilador de rubídio e um oscilador maser de hidrogénio para o modo de sincronização independente. O tempo de vida operacional garantido para o módulo do satélite e para a carga científica é de cinco anos com um possível prolongamento até dez anos.

Os amplificadores de baixo ruído nas bandas L, C e K são arrefecidos a 100 K por um sistema de arrefecimento por radiação a bordo. O LNA para a banda P é à temperatura ambiente (cerca de 300 K). em qualquer frequência existem dois receptores para a polarização direita e outro para a polarização esquerda.

No modo espectral a frequência central do receptor de banda K pode ser sintonizado em duas janelas (31.160 – 31.288 e 22.136 – 22.232 MHz em ambas as polarizações), para se poder observar desvios para o vermelho (de -300 a +1.300 km/s e de +12.700 a +14.500 km/s) masers de H2O.

Síntese de multi-frequência em banda K

A Síntese de Multi-Frequência (SMF) permite levar a cabo a obtenção de imagens de boa qualidade das fontes de rádio contínuas num curto espaço de tempo. Alterando entre N valores de frequência é equivalente em algumas assumpções à alteração entre frequências espaciais e assim equivalente à operação simultânea de N telescópios espaciais distribuídos ao longo da linha entre a Terra e o observatório espacial. Se um interferómetro de dois elementos opera simultaneamente em duas frequências, é possível medir as amplitudes e diferenças de fase de duas frequências espaciais.

A missão RadioAstron irá operar um canal em banda K com polarização circular numa frequência fixa a 22,232 GHz. O segundo canal em operação simultânea com polarização circular oposta pode alterar na banda entre 18,392 GHz e 25,112 GHZ com fmax / fmin = 1,37. Assim, é permitida a construção de uma imagem unidimensional no tempo determinado o tempo de integração para canal multiplicado no número de frequências alteradas. É possível a obtenção de uma imagem bidimensional duas vezes por órbita com uma resolução angular máxima e 1 – (fmax / fmin)2 = 46% da área eclíptica no plano UV. É significativo que estes valores são independentes do tamanho e de outros parâmetros da órbita. Em geral um canal de banda K do RadioAstron com uma frequência fixa será inalterado e compatível com todos os radiotelescópios no solo. O canal de banda K sintonizável será compatível com a banda K EVLA.

Algumas vantagens do método SMF:

• Obtenção de imagens unidimensionais das fontes num tempo inferior a uma hora com uma resolução angular extremamente alta e em qualquer parte da órbita;
• Obtenção de imagens bidimensionais em 3 a 5 dias em toda a órbita e num período de 0,5 a 1 dia perto do perigeu;
• A obtenção do espectro de diferentes elementos da imagem;
• A determinação do tamanho angular – dependência da frequência ligada com a dispersão, ou absorção, ou outro processo físico;
• A construção de um mapa da polarização linear e o mapeamento da medida de rotação ou mapeamento da polarização circular, e também a determinação do grau da alteração de polarização com a frequência;• A determinação das coordenadas diferenciais e dos movimentos próprios com elevada precisão;
• Investigações da estrutura variável das fontes e / ou a sua variação de cintilação no meio interestelar ou no meio de plasma como função da frequência.

Os modos de observação podem ser seleccionados para a realização dos alvos referidos. As frequências dos canais sintonizáveis para SMF são 18.392, 19.352, 20.312, 21.272, 22.232, 23.192, 24.152 e 25.112 GHz. A largura de banda de cada frequência é 32 MHz.

Apoio no solo da missão RadioAstron

O controlo do RadioAstron (transmissão de comandos, telemetria, medições orbitais) será levado a cabo desde as estações de controlo em Yevpatoria e Bear Lake. AS sessões de comunicações estão planeadas para terem lugar em todas as órbitas quando o satélite se encontrar próximo do seu apogeu quando é visto pelas estações de controlo em cada órbita superior a quatro horas. A duração da sessão de comunicação pode durar de duas a quatro horas dependendo do programa a ser levado a cabo durante a órbita seguinte.

Medições grosseiras da órbita serão levadas a cabo a partir das estações de controlo. Cada medição demora dez minutos. Para determinações orbitais mais precisas será medida a ligação de transferência de fase do efeito Doppler por todas as estações de rastreio que recebem dados científicos transmitidos pelo satélite.

As estações de rastreio irão fornecer três funções principais: ligação de transmissão de dados do satélite (15.000 GHz) para recepção de sinais astronómicos digitalizados, ligação para transferência de fase para sincronização de fase (ligação de transmissão a partir das estações em 7.207 GHz, ligação para recepção de dados do satélite 8.400 GHz; a estabilidade da frequência será proporcionada ao se utilizar o standard de frequência do maser de hidrogénio), e medições da velocidade radial do satélite através do desvio Doppler da frequência de envio de dados. Haverá uma estação de rastreio na Rússia (Puschino), e duas estações no estrangeiro: Tidbinbilla (Austrália), fornecida pela NASA, e Green Bank. O satélite deve estar em contacto com uma destas estações quando estiverem a decorrer as observações interferométricas.

As medições levadas a cabo relativas às coordenadas do observatório são processadas no Centro Balístico juntamente com as medições obtidas e todas as estações de rastreio através de sistemas de comunicações de alto fluxo. As medições dos parâmetros orbitais pelas estações de rastreio fornecem somente a componente radial da velocidade do satélite, mas as medições prosseguem continuamente durante as sessões de observação. O erro destas medições é igual a 0,1 m0/s.

A informação relativa à navegação será distribuída entre os centros balísticos e os grupos de controlo incluídos nos processos de reconstrução orbital. A informação é a seguinte:

• Vector de estado do satélite na altura da definição da órbita;
• Escala e velocidade radial medida pela estações de rastreio;
• Informação acerca da posição da antena do radiotelescópio espacial, painéis das baterias solares e antena de alto ganho;
• Informação acerca da operação dos motores e manobras do satélite;
• Efemérides do satélite.
A precisão da previsão da órbita depende do tipo de medições de trajectória que foram utilizadas para a reconstrução da órbita.

Radiotelescópios no solo

Devido à baixa sensibilidade da antena de 10 metros perante a órbita do observatório, somente os grandes radiotelescópios no solo irão permitir a obtenção de dados científicos úteis para a maior parte das observações com o RadioAstron. Porém, as antenas de 25 metros também podem ser úteis em distância intermédias.Os pequenos radiotelescópios podem também ser incluídos no programa de observação. Uma configuração mínima razoável da rede no solo é composta por um grande e um pequeno radiotelescópio. Em algumas observações com o RadioAstron (para as fontes perto do plano da órbita ou em observações perto do perigeu) espera-se que mais de 10 radiotelescópios sejam utilizados para fornecer uma grande escala dinâmica nas imagens resultantes.

Sistemas de gravação

Dois tipos de sistemas de gravação serão utilizados no projecto: o S2 Recording Terminal (S2-RT) canadiano, o NRAO VLBA e discos rígidos russos. Todos os tipos de sistemas de registo serão instalados nas estações de rastreio e nos ráriotelescópios na Rússua e nos outros países.

Programa científico

O principal objectivo da missão é investigar a variedade de objectos astronómicos com uma resolução angular sem precedentes.

A resolução que é conseguida com o RadioAstron irá permitir a investigação dos seguintes alvos de grande interesse para a Astrofísica moderna:

• Um estudo do motor central dos Núcleos Galácticos Activos (NGA) próximo do horizonte eventual de buracos negros super-massivos, através da sua estrutura e das regiões dinâmicas emissoras, e também, através do espectro, polarização e variabilidade.
• Parâmetros do modelo cosmológico, matéria negra e energia negra no Universo determinados através da dependência do desvio para o vermelho dos parâmetros dos NGA, e também por efeitos das lentes gravitacionais.
• Estrutura e dinâmica das regiões de formação de estrelas pela linha de emissão maser e megamaser.
• A estrutura das massas dos buracos negros, neutrões e estrelas de quarks na nossa galáxia (em particular, pelo método de ‘interferómetro interestelar’), e determinação dos seus movimentos e paralaxes.
• Estrutura e distribuição da matéria interplanetária e interestelar pela investigação de flutuações da função de visibilidade de pulsares cintilantes.
• Construção de um referencial de coordenadas estelares de alta precisão.
• Desenvolvimento de um modelo de alta precisão do campo gravitacional da Terra, e testes da Teoria Geral da Relatividade através de medições precisas dos desvios para o vermelho.

Observações

O principal objectivo da missão é investigar a variedade de objectos astronómicos com uma resolução angular sem precedentes.

Limitações nas observações

Existem muitas limitações nas observações com o RadioAstron. Estas limitações estão relacionadas com o Sistema de Controlo de Atitude do satélite, com a visibilidade do satélite a partir das estações de rastreio, com os limites das operações autónomas do satélite durante a órbita, e as necessidades para operações auxiliares com o satélite.

O Sol deve estar localizado numa área angular restrita em relação ao satélite. Isto significa que a fonte de observação deve estar localizada no hemisfério oposto à direcção do Sol. A Terra e a Lua também introduzem certos limites.

Todos estes limites são considerados no software de programação de observações. Entre os limites operacionais o mais importante é o número de voltas programadas por órbita, que determina o número máximo de fontes de rádio a ser observadas durante uma órbita.
Existem várias operações auxiliares com o satélite, que tipicamente têm de ser levadas a cabo em todas as órbitas:

• Sessão de comunicação: 2 – 4 horas,
• Reorientação: 0,4 horas,
• Ajustamento bruto do sistema óptico: 0,5 horas,
• Medições orbitais em bruto (duas medições): 0,2 horas cada,
• Transferência para outra estação de rastreio: 0,1 hora,
• Reformulação dos giroscópios: 0,3 horas.

A unidade de tempo médio para o cenário de observação é de uma órbita (9,5 dias). Durante as sessões de comunicação entre o satélite e a estação de controlo, os comandos serão transmitidos para a memória de bordo para fornecer todas as operações do veículo durante a órbita seguinte. As sessões de comunicação têm de ser levadas a cabo quando o satélite está localizado perto do apogeu da sua órbita. Nesta posição da órbita o satélite move-se lentamente e alguma perda de tempo de observação não é muito crítica.

O ajustamento do sistema de observação e as medições em bruto da órbita podem ser feitos durante a sessão de controlo. O cenário principal que se antecipa é a observação de 1 a 3 fontes de rádio ao longo de toda a órbita. tal observação pode ser interrompida por operações auxiliares, que foram referidas anteriormente.

Sensibilidade

A sensibilidade de um interferómetro é expressa em termos de fluxo mínimo correlacionado que pode ser detectado. Durante o tempo de integração, a amplitude da franja observada será diminuída por um factor “f” que reflecte a coerência do sistema VLBI.

Um critério realístico para a detecção da franja numa dada linha de base é que deve estar presente no nível “8-sigma”.

Calibração

As seguintes operações de calibração podem ser levadas a cabo no RadioAstron:

• Medições da temperatura do sistema ao se injectar periodicamente um nível determinado de ruído de banda larga no SRT para cada receptor de bordo. Estão disponíveis dois níveis de ruído. Um alto nível de ruído ou um baixo nível de ruído pode ser seleccionado por comandos, transmitidos directamente a partir da estação de controlo durante uma sessão de comunicação, ou por comandos seleccionados a partir da memória de bordo de acordo com um programa pré-determinado.
• Ajustamento bruto do sistema óptico – determinação de pontos da antena SRT através da medição da energia total enquanto se movo o SRT em torno de uma fonte de rádio muito brilhante. Os resultados serão utilizados para correcção de orientação. Todo o procedimento de varrimento pode ser levado a cabo ao se especificar alguns comandos ao sistema de controlo de atitude. O ajustamento bruto do sistema óptico deve ser levado a cabo quando o satélite está em contacto com a estação de controlo.
• Calibração de fase ao se injectar uma sequência periódica de impulsos ultra curto em RF ou IF para 22 GHz. O espectro dos impulsos inclui linhas com 1 MHz de intervalo. O nível do sinal de calibração é umas percentagens em relação à temperatura do sistema de cada receptor. O gerador de impulsos pode ser activado e desactivado através de comandos transmitidos da estação de controlo ou seleccionado a partir da memória de bordo.
• Verificação de franjas – a observação interferométrica de fontes brilhantes seleccionadas e fontes compactas que podem produzir franjas na projecção da linha base espaço – solo seleccionada. A verificação positiva da franja verifica todo o interferómetro, mas o procedimento inclui a correlação de dados, e irá demorar muito tempo. Assim, a verificação de franja será principalmente levada a cabo durante o período de verificação em órbita.

Alvos do RadioAstron

Características observacionais

• Uma previsão balística da evolução da órbita permite a escolha do momento óptimo para as observações de qualquer área específica do céu. Tal previsão pode ser utilizada para preparar as observações científicas com grande antecedência.
• Cada fonte seleccionada para as observações é investigada anteriormente com uma resolução angular média (quando o satélite está próximo do perigeu, ou quando a direcção à fonte está próxima do plano da órbita do satélite). Somente após esta investigação preliminar, e se ainda existirem detalhes por resolver na imagem, podem ser levadas a cabo as observações em alta resolução.
• O utilizador pode escolher observações numa banda (e obter polarizações esquerda, direita ou circular), ou em qualquer das duas bandas disponíveis – 1,35; 6,2, 18 e 92 cm (mas somente obter uma de duas polarizações circulares).
• Em caso de síntese de multifrequência (SMF) na banda de 1,35 cm, a frequência do receptor por ser ciclicamente alterada entre valores standard (18,39; 19,35, 20,31; 22,23; 23,19; 24,15 e 25,11 GHz). Para observações espectrais das fontes de desvio para o vermelho (megamasers) nas frequências 22,136; 22,168; 22,200 GHz, a frequência do receptor pode ser sintonizada até 1.500 km/s.

A sincronização e recepção dos dados científicos serão levadas a cabo por estações de rastreio localizadas na Rússia, Europa, Estados Unidos e Austrália. As estações de controlo estão localizadas em Bear Lake, Moscovo, e Ussuriysk, no Oriente da Rússia.

Imagens: Roscosmos, Lavochkin