Phoenix, un tributo

domingo, 3 de mayo de 2015

Bajo el rojo

A comienzos del siglo XIX, el infatigable William Herschel estaba realizando un experimento. Consistía en usar un prisma para dividir el espectro de la luz solar y, usando una serie de termómetros, detectar su energía. Como medida de verificación, colocó otro termómetro fuera de la luz normal, más allá de la longitud de onda roja. Cuál fue su sorpresa cuando ese termómetro empezó a subir de temperatura mucho más rápido que el resto. Aunque este fenómeno fue provocado más por el índice espectral del prisma que por el tipo de energía, Herschel dedujo que allí existía una longitud de onda invisible proveniente del Sol. Posteriores experimentos le permitieron descubrir que como el espectro visible, esta nueva energía del Sol podía ser reflejada, transmitida y absorbida como las longitudes de onda conocidas. A este nuevo tipo le llamó rayos caloríficos. Posteriormente, su nombre cambiaría para identificarlos como lo conocemos hoy en día: radiación infrarroja.

No fue hasta la década de 1830 cuando la astronomía infrarroja comenzó a avanzar, y hasta 1873 no se pudo obtener otra radiación infrarroja distinta a la de nuestra estrella, siendo en este caso la reflejada por la Luna. Poco después, se pudieron detectar señales infrarrojas de dos estrellas distintas del Sol, Arcturus y Vega. Comenzado el siglo XX, esta rama nueva de la astronomía despegó al fin, solo que con varias limitaciones, tanto tecnológicas como naturales. Por un lado, muchos de los aparatos actuales emiten calor, en forma de radiación infrarroja. Para permitir la captación de energía infrarroja proveniente del universo, los aparatos destinados a recogerla deben estar enfriados a temperaturas criogénicas, en la mayoría de los casos cercanas al cero absoluto, unos pocos grados por encima de los -273.15ºC. De esta manera, los detectores, colocados dentro de contenedores especiales, están libres de toda perturbación por parte de los aparatos que lo rodean. La otra limitación es la propia atmósfera terrestre. Como gran parte de las longitudes de onda del espectro electromagnético, la radiación infrarroja es absorbida en gran medida por la atmósfera, en este caso por el vapor de agua. Cuando se deseaba instalar un telescopio basado en Tierra para captar el infrarrojo, los colocaban en un paraje desértico (como el complejo VLT de Chile) o en la mayor altitud posible (como los instalados en el volcán Mauna Kea en Hawaii a 4.205 metros sobre el nivel del mar). De esta manera, el lugar ideal para la astronomía infrarroja es el espacio.

La longitud de onda infrarroja se la considera más larga que la visible, y está por debajo de ella. Habitualmente se registra en micrones (o micrometros) y a medida que nos separamos del visible la longitud de onda aumenta. Dependiendo de esta longitud, el espectro infrarrojo se divide en varias secciones: infrarrojo cercano (de 0.65 a 5 micrones), infrarrojo medio (de 7.5 a 25 micrones) e infrarrojo lejano (de 28 a 450 micrones). Dentro de estas divisiones, suele haber otras, como el infrarrojo de onda corta (aproximadamente entre 1.5 y 2.4 micrones), el infrarrojo termal (de 10 a unos 50 micrones) o el submilimétrico, prácticamente en la frontera con la siguiente longitud de onda. Con el tiempo, la astronomía infrarroja ha desplazado a la visible.

Aunque los primeros observatorios espaciales datan de comienzos de la década de 1960, los técnicos estaban todavía desarrollando los sistemas necesarios para permitir la fabricación de telescopios espaciales para el infrarrojo.  Los primeros sensores infrarrojos fueron equipados en sondas espaciales (el primero de ellos a bordo de Mariner 2) y portaban sistemas de refrigeración pasivos. Un observatorio, por el contrario, necesitaba sistemas activos para alcanzar la temperatura ideal. No fue hasta la década de 1970 cuando al fin se consiguió el aparato ideal para permitir colocar este equipo en el espacio.

Imaginad un contenedor, digamos, un barril de cerveza. Estáis en un sitio con mucho calor, no tenéis nevera y el contenido del barril se calienta. ¿Qué hacéis? Meterlo en otro contenedor, más grande, y en el espacio sobrante, lo rellenáis de hielo y cerráis, después de mantenerlo bien a la sombra, claro está. Así, cuando vayáis a tomaros una buena jarra, se mantendrá fría todo el tiempo que deseéis. En 
esencia esta es la idea: introducir un telescopio y todo el sistema detector en un contenedor hermético, y dentro de este contenedor, un depósito con alguna sustancia enfriada a temperaturas bajísimas. Si a esto le añadimos la tapa para hacer el vacío (expulsada tras el lanzamiento) y toda una serie de válvulas y manómetros, tenemos el dispositivo ideal. En algunos manuales técnicos se conoce como Rociador, nosotros utilizaremos el término tradicional: Criostato.

Esta tecnología fue desarrollada para una misión muy diferente, Gravity Probe B, aprobada en 1964 y lanzada en… ¡el 2004!, debido a la gran inversión en nuevos aparatos que necesitó. Este proyecto se formó para probar en gran medida varios de los postulados de la Teoría de la Relatividad, y necesitaba un entorno lo más limpio y libre de interferencias posible. Aunque el criostato ya era accesible hacia finales de la década de 1970, todavía quedaban otros instrumentos que había que diseñar y validar. Como resultado, los astrónomos motivaron a la NASA a utilizar el recién creado diseño del criostato de Gravity Probe B para una misión de reconocimiento astronómico en la longitud de onda infrarroja.

El primer mapa astronómico del cosmos desde el espacio se realizó en la gama del ultravioleta, el primero de los rayos X se completó en 1972 y el de los rayos Gamma en 1977. De esta manera, el primer mapa en el infrarrojo obtuvo prioridad. En esencia, los reconocimientos completos del cielo se habían hecho para descubrir objetos sumamente calientes, en el orden de decenas de miles a millones de grados centígrados. La radiación infrarroja la emiten, sin embargo, objetos mucho más fríos. Así, resulta posible detectar estrellas enanas frías, atravesar densas nubes de polvo para observar estrellas brillantes y criaderos estelares, estrellas en las últimas etapas de su vida, nubes de partículas (cargadas principalmente por moléculas basadas en el hidrógeno o el carbono), nuevos objetos extragalácticos, al igual que observar nuestro sistema solar en busca de cosas nuevas y excitantes. Con estos objetivos, y adscrito al programa Explorer de la NASA, el JPL, el Centro de Investigación Ames, la agencia espacial holandesa (NIVR) y el Consejo de Investigación Científica y Tecnológica del Reino Unido propusieron la que sería la primera misión astronómica infrarroja.

Respondía al acrónimo de IRAS, Satélite Astronómico en Infrarrojo, y se trataba de un vehículo de dimensiones modestas (3.6 metros de altura, 2.16 de diámetro). Estaba dividido en dos secciones: abajo, el bus, encima, el módulo de equipo que incorporaba también los paneles solares (que doblaban como escudo solar y proporcionaban una envergadura, una vez extendidos, de 3.24 metros). A su vez, las dos secciones estaban separadas por un espacio vacío: el módulo de equipo se apoyaba sobre una serie de soportes de fibra de vidrio para evitar contacto directo con las electrónicas de control y así evitar interferencias y un mayor consumo del refrigerante. Como resulta obvio, en el bus se montaron los sistemas de control (ordenador, grabador de datos, sistema de comunicaciones, almacenamiento de energía, parte del control termal, parte del sistema de control de actitud), pero sin duda, lo importante estaba en la sección científica. Sin duda la característica principal de IRAS era su criostato. Era de construcción toroidal (es decir, en forma de donut) con unas medidas de 1.8 x 1.8 metros y encerraba dentro el telescopio. Dentro del criostato había un contenedor con capacidad para 475 litros (73 kg.) de helio líquido superfluido, e incorporaba toda una serie de conductos y válvulas para evitar pérdidas del helio antes del lanzamiento hasta pocos días después del despegue, para después permitir la 
evaporación del helio llevándose el calor residual y dejar trabajar a la instrumentación. El ratio de escape una vez abierto el paso era de 300 gramos al día. De esta manera, se podía mantener al conjunto de detectores a una temperatura aproximada de -271ºC hasta el consumo final del helio. Como protección adicional para evitar excesiva evaporación del criostato (y también evitar la entrada de luz solar dentro del telescopio) se incorporó un escudo solar cónico, y todo el conjunto del criostato estaba recubierto con mantas térmicas formadas por 57 capas de dacrón y mylar aluminizado. Otro dispositivo crítico para el telescopio era su tapa, que también incorporaba un pequeño contenedor con helio para mantener la temperatura lo más baja posible, retener el vacío creado dentro y evitar que se metieran partículas en su interior y así poner en peligro la calidad de las lecturas. Una vez estabilizado el telescopio, y tras unos días de pruebas, la tapa sería expulsada. En cuanto al propio
telescopio de IRAS, se le dotó de un reflector tipo Ritchey-Chretien con un espejo primario de 57 centímetros de diámetro y una longitud focal de 5.5 metros (f/9.65). Los espejos fueron fabricados en berilio, el primario sin recubrimiento y el secundario con un recubrimiento aluminizado. Una vez la luz era captada por el telescopio, ésta llegaba al conjunto principal de detectores. En total incorporaba 62 detectores sintonizados a 8-15, 15-30, 40-80 y 80-120 micrones. Este no era, sin embargo, el único sistema científico. La contribución holandesa era el DAX, Experimento Adicional Holandés, e incorporaba tres experimentos: LRS (7.4-23 micrones), CPC (41-62.5 micrones) y SWC (4.1-8 micrones). Con todo este conjunto se esperaba cubrir al menos el 90% del cielo durante su misión principal, de unos seis meses. La única estación de envío de comandos y recepción de datos de a bordo se situó en el Laboratorio Rutherford Appleton en Chilton, a 36 km. al sur de Oxford, Inglaterra. El satélite pesaba a plena carga 1076 kg.

Lanzado desde la base de Vandenberg, California, el 25 de enero de 1983 (en la punta de un Delta 3910), IRAS fue colocado en una órbita polar, prácticamente circular, a 900 km. de altitud, manteniendo su panel solar apuntado continuamente al Sol. Una vez comprobado el correcto funcionamiento de los sistemas principales, y tras adquirir su correcta orientación, se envió la orden de abrir las válvulas para que el helio fluyera por los conductos hasta el instrumental para que éstos quedaran a la temperatura de trabajo. Tras llegar a los -271ºC, se abrió la tapa, y el telescopio accedió al cielo por primera vez obteniendo sus primeras secuencias para verificar su correcto funcionamiento. Después de finalizar las pruebas, comenzó la tarea de IRAS. Diez meses después (22 de noviembre), cuando se acabó el helio, le había dado tiempo a 
escanear una vez y media el cielo, obteniendo un mapa en infrarrojo del 96% de todo el cielo. Como resultado, se descubrieron alrededor de 350.000 fuentes que emiten radiación infrarroja, y entre lo más destacado de sus descubrimientos fue un enorme disco de polvo alrededor de la estrella Vega, y aproximadamente 75.000 galaxias de estallido estelar, aunque gran parte de los objetos localizados por IRAS todavía están pendientes de identificación. Este primer observatorio fue diseñado específicamente para detectar fuentes fijas, por lo que, mientras realizaba varias pasadas, podrían aparecer objetos en movimiento. Posteriormente, aprovechando esas señales rechazadas, un grupo de científicos fue capaz de descubrir objetos desconocidos en el propio sistema solar. En total fueron tres asteroides (3200 Phaeton, 3728 IRAS, (10714) 1983 QG) y seis cometas (entre ellos los 126P/IRAS, 161P/Hartley-IRAS y C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock)), además de 
hallar una cola de polvo asociada al cometa 10P/Tempel 2. Además, aunque no fue construido para captar imágenes, los datos se acabaron transformando en vívidas secuencias del universo infrarrojo. Gracias a IRAS los astrónomos obtuvieron su primer mapa completo en esta longitud de onda con el que poder trabajar y seleccionar los objetos de su interés. Para aprovecharlo, tuvieron que esperar 13 años.

Nuevos detalles sobre el universo en infrarrojo se empezaron a obtener a finales de 1989 cuando la NASA colocó en el espacio su primera misión cosmológica, la ganadora del premio Nobel COBE. Esta misión se preparó para investigar el fondo cósmico para buscar la primera luz del cosmos, es decir, el Big Bang. Para ello, se le dotó de tres experimentos, dos de los cuales eran instrumentos 
infrarrojos: DIRBE, Experimento de Fondo Difuso en Infrarrojo, y FIRAS, Espectrofotómetro Absoluto de Infrarrojo Lejano. Como en el caso de IRAS, FIRAS y DIRBE necesitaban un entorno lo más limpio posible, por lo que se decidió introducirlos en un criostato, aunque a diferencia del observatorio, el espacio destinado al telescopio fue sustituido por una estructura de soporte para los instrumentos, lo que permitió introducir una mayor cantidad de helio líquido superfluido, aproximadamente 650 litros. COBE fue puesto en órbita por un Delta 5000 el 18 de noviembre de 1989, en una órbita casi idéntica a la de IRAS. Su misión duró aproximadamente cuatro años. Además de investigar la Radiación de Fondo Cósmico en la longitud de onda de las microondas (también conocida como CMB) con su tercer instrumento (independiente del criostato) obtuvo información muy valiosa. DIRBE estaba sintonizado para detectar la radiación infrarroja más allá del límite de lo que IRAS podía detectar (140-240 micrones) y pudo localizar diez nuevas galaxias extremadamente lejanas. No se quedó ahí, y obtuvo otros dos
descubrimientos tremendos: por un lado, fue capaz de seguir el polvo cósmico interplanetario hasta su origen, los asteroides y los cometas, mientras que por el otro, consiguió medir la distancia a la que estaba situada nuestra estrella del centro de la Vía Láctea. Por su parte, FIRAS prácticamente confirmó la teoría del Big Bang al detectar el espectro del CMB y compararlo con la información previa. En la lectura de la concesión del Nobel a COBE, se reconoció el gran trabajo de la misión que permitió calificar la cosmología como una ciencia de precisión.

La siguiente agencia espacial que empezó a hacer astronomía infrarroja desde el espacio fue la japonesa ISAS (hoy integrada en la actual JAXA). Esto lo consiguió con un artefacto de prueba tecnológica llamado SFU, Unidad Voladora Espacial. Este aparato no era
más que una plataforma compleja dedicada al 100% a la prueba y validación tecnológica. Entre los aparatos a demostrar estaba el IRTS, Telescopio Infrarrojo en el Espacio. No era más que un pequeño telescopio con un espejo primario de 15 centímetros refrigerado por helio líquido superfluido. Tenía el propósito (además del tecnológico) de estudiar la emisión difusa en infrarrojo desde lo más cercano de sistema solar hasta lo más lejano posible del universo. SFU fue lanzado el 18 de marzo de 1995, y estuvo en órbita hasta el 20 de enero de 1996, día en el cual el transbordador de la NASA Endeavour lo recogió y lo trajo de vuelta. Actualmente está en un museo de Tokio en exposición. Más allá de la información recogida, permitió a los ingenieros y científicos japoneses obtener la experiencia necesaria para poder diseñar un observatorio infrarrojo completo.

La primera propuesta de un observatorio infrarrojo europeo llegó en 1979, y no quedó aprobada hasta 1983. Conociendo que la NASA, la agencia espacial holandesa y el Reino Unido estaban trabajando en una misión destinada a completar un primer mapa del cosmos en infrarrojo, no tenía sentido
preparar otra igual, por lo que el proyecto ISO (Observatorio Espacial en Infrarrojo) se convertiría en el primer observatorio infrarrojo dedicado a la observación de objetivos independientes, como un observatorio basado en Tierra. Por esto, los requerimientos para el diseño de ISO resultaron distintos a los de IRAS. Si bien el diseño básico seguía los mismos principios, era necesario introducir mejoras principalmente en su sistema de control de actitud. Cuando finalizó el diseño general, las responsabilidades de construcción fueron repartidas. Así, la contratista principal, la francesa Aerospatiale (ahora Alcatel Alenia Space), seleccionó a CASA (actual EADS Casa Espacio) para la construcción de la estructura del módulo de servicio, aspectos del sistema de protección termal y los soportes entre el módulo de servicio y el módulo de equipo. Tras la finalización del ensamblaje, sin duda recordaba a IRAS, pero era sustancialmente más grande: 5.3
metros de alto, 3.6 de ancho y 2.8 de fondo, y desplazaba a plena carga 2.498 kg. Seguía el diseño básico de IRAS, es decir, bus abajo, módulo de equipo científico arriba, ambos separados por un espacio vacío entre ellos y conectados mediante una serie de puntales de fibra de vidrio. Sin embargo, llamaban la atención dos cosas: por un lado, el gran escudo solar (que doblaba como panel solar) que se extendía por toda la longitud del módulo de equipo, y en el opuesto, los dos enormes escáneres estelares que necesitaba. A diferencia de IRAS, ISO necesitaba un control de actitud muy preciso para permitirle observar un objetivo de manera estable durante horas o incluso días, de manera que además de los escáneres, se le dotó de ruedas de reacción y propulsores, además de los sistemas tradicionales. En cuanto al bus en sí, nada extraordinario, salvo el sistema de control termal, extremadamente severo usando mantas multicapa y los soportes. En cuanto a lo importante, el criostato era el núcleo central de ISO. Tenía capacidad para 2286 litros de helio líquido superfluido (además de contar con un pequeño tanque secundario con capacidad para 60 litros de helio líquido normal para propósitos de enfriamiento antes, durante y tras el despegue), suficiente para asegurar hasta 18 meses de operación. Alrededor de las superficies externas del criostato se colocaron más mantas multicapa y una serie de escudos anti radiación refrigerados por vapor. La salida del vapor de helio del criostato se colocó en la parte superior, de tal manera que evitaba impartir un empuje significativo al observatorio. Una vez las válvulas se abrían, el helio se dirigía hacia el telescopio y a la instrumentación para mantener todo el conjunto entre -271ºC y -269ºC, para después evaporarse y ser expulsado. Como en el caso de IRAS, se colocó una tapa que sellaba herméticamente el criostato y el telescopio para evitar contaminación en las ópticas. En cuanto al propio telescopio, seguía las
directrices de su antecesor: tipo Ritchey-Chretien f/15, con un espejo primario de sílice de 64 centímetros de diámetro, recubierto de oro (el perfecto reflector del infrarrojo), y una longitud focal de 9 metros. Justo detrás del espejo primario estaba la estructura de soporte óptica, donde se localizaba un tercer espejo en forma de pirámide preparado para entregar la luz recogida a los cuatro instrumentos científicos: ISOCAM (Cámara de ISO), ISOPHOT (Fotopolarímetro de imágenes de ISO), LWS (Espectrómetro de Longitud de onda Larga) y SWS (Espectrómetro de Longitud de onda Corta) cubriendo el espectro infrarrojo entre los 2.4 y los 240 micrones. De esta manera, el observatorio podía captar imágenes, medir la cantidad de radiación infrarroja, y completar análisis de composición química, densidad y temperatura de un objeto celeste. A modo de comparación con IRAS, ISO tenía 1000 veces más sensibilidad y 100 veces mejor resolución en la longitud de onda de los 12 micrones, una evidente mejora.

Para evitar pérdidas de helio, la preparación previa al lanzamiento fue más breve de lo habitual, aunque hubo oportunidad de recargar el helio justo antes del lanzamiento. El clima tropical de Kourou provocaba este efecto de evaporación. Así, ISO fue colocado en el espacio el 17 de
noviembre de 1995 a bordo de un Ariane 44P. Su destino era una órbita polar altamente elíptica de 1.000 x 70.600 km., tardando 24 horas en realizarla, para aprovechar así el máximo tiempo de observación. Una vez el observatorio estuvo estabilizado, se abrieron las válvulas que permitían el paso del helio hacia el telescopio, y los controladores se llevaron una agradable sorpresa. El criostato no solo refrigeraba óptimamente todos los sistemas científicos, también el escape de helio al espacio resultó ser un 17% menor al calculado, por lo que fue posible extender las operaciones de ISO diez meses más. Tras la expulsión de la tapa, la instrumentación se puso a prueba, de manera que las operaciones pudieron comenzar el 4 de febrero de 1996, que se prolongaron hasta el 8 de abril de 1998, día que el helio se agotó. Inmediatamente después, dedicaron a ISO a una Fase de Test Tecnológico en la cual se operó al observatorio en todo tipo de condiciones extrañas, para probar nuevos métodos e ideas innovadoras. Antes de apagar su transmisor, se redujo la altitud sobre el perigeo para permitir su reentrada en unos 20 o 30 años, para después desconectar los sistemas del satélite el 16 de mayo. El suyo fue, no cabe duda, un gran trabajo.

¿Qué arrojó el primer observatorio infrarrojo? Sin duda lo más importante fue el hallazgo de la
presencia de enormes cantidades de vapor de agua en regiones de creación de estrellas, en estrellas en las últimas etapas de su vida, en regiones cercanas al centro de la galaxia, así como en las atmósferas de varios planetas del sistema solar. Otro detalle interesante fue la aparición de discos de materia en torno a estrellas viejas, contradiciendo las teorías anteriores que afirmaban que los planetas solo podían crearse en torno a estrellas jóvenes. Otro descubrimiento de altura permitió observar por vez primera un núcleo preestelar, proporcionando nuevos detalles sobre estos procesos. Un descubrimiento de IRAS (grandes estructuras parecidas a nubes rellenas de hidrocarburos muy fríos) permitió, gracias a ISO, afirmar que esas formaciones sirven para equilibrar la energía del universo, algo 
así como una especie de refrigerador cósmico. En regiones que se pensaba que estaban vacías, el observatorio permitió encontrar enormes cantidades de polvo cósmico, encontrando también en torno a estrellas discos protoplanetarios. Y por último, la observación de objetos del sistema solar, incluyendo cometas como el célebre Hale-Bopp. La desventaja fue, naturalmente, la duración del refrigerante de helio, y por lo tanto, prolongar su tiempo de misión.

La única región del infrarrojo no examinada hasta el momento era el submilimétrico. Esta zona del espectro electromagnético a veces se dice que forma parte de las microondas, y a veces al infrarrojo. En este caso nosotros optamos por el segundo. De esta forma, un grupo de científicos solicitaron a la NASA la preparación de un vehículo para examinar esta parte de la radiación del universo. ¿Por qué es interesante el examen del cielo usando esta región? Bueno, pues porque es precisamente allí donde se detectan con mayor claridad las moléculas de agua, oxígeno molecular, carbono atómico y monóxido de carbono. La misión SWAS (Satélite Astronómico de Onda Submilimétrica) fue seleccionada dentro de la serie Small Explorers del programa Explorer, por lo que era un vehículo bastante comedido en sus dimensiones. Su diseño era simple, aunque el sistema de medición era un tanto particular. Por suerte, esta vez no se necesitaba ningún criostato, solo una serie de tres radiadores para refrigerar la instrumentación. El telescopio, si se le puede
llamar así, era un diseño Cassegrain fuera de ejes, lo que significa que el camino de la luz es distinto: en vez de recorrer el trayecto clásico (espejo primario, luego espejo secundario en un soporte encima del primario, para después atravesar un agujero en el centro del espejo donde se suele encontrar el detector) la luz llega al espejo primario (forma elíptica de 55 x 71 cm.) dispuesto de forma inclinada, en el que la luz rebota y se tuerce 90 grados hasta el secundario, donde vuelve a girar 90 grados para alcanzar el conjunto de detectores, un par de sensores de diodos. Esto permitió realizar un diseño compacto, lo ideal para el propósito del programa de diseñar vehículos pequeños pero muy especializados. Lanzado a bordo de un Pegasus el 5 de diciembre de 1998, realizó un reconocimiento de todo el cielo hasta que
fue temporalmente desactivado el 21 de junio del 2004. Durante este tiempo escaneó la bóveda celeste cubriendo el submilimétrico entre los 540 y los 610 micrones, el equivalente en los microondas que va de los 487 hasta los 556 gigahercios (GHz). El resultado de la misión fue muy positivo, proporcionando la detección de moléculas de agua en muchas regiones de nuestra galaxia. Aproximadamente un año después, SWAS fue reactivado para tenerlo listo en el instante en que la misión Deep Impact llegara a su clímax, de manera que pudo unirse a toda la legión que se encontraba en órbita. Dos meses después del encuentro de Deep Impact con el cometa 9P/Tempel 1, SWAS fue desactivado definitivamente.

El programa Explorer es el más veterano de la NASA y por lo tanto el que más misiones ha colocado en el espacio. IRAS, COBE y SWAS pertenecieron a este programa, y suele funcionar aprovechando la cooperación de la agencia espacial con muchas instituciones educativas,
que suelen ser las que proporcionan el personal experto en cuestiones tanto científicas y tecnológicas. Uno de estos grupos redactó la propuesta de un nuevo telescopio infrarrojo para realizar una misión muy similar a la de IRAS. El proyecto WIRE (Explorador de Infrarrojo de Campo Ancho) fue aceptado y posteriormente aprobado por la NASA para poder hacer un nuevo reconocimiento completo del cielo. Teniendo en cuenta el tiempo transcurrido desde un proyecto a otro, y los avances realizados en la tecnología de los detectores infrarrojos, era un momento ideal para hacer un mapa del cielo de segunda generación. Además, la NASA aprovecharía la coyuntura para aprovecharlo una vez lanzara su primer observatorio infrarrojo, por decirlo así el sustituto del europeo ISO. Como SWAS, WIRE pertenecía a la serie Small Explorers, por lo que era un vehículo compacto de apenas 250 kg. a carga completa. Siendo en apariencia idéntico a todo lo anterior, disponía de una novedad interesante que lo convertía en innovador. Así, su criostato era de nuevo diseño. Técnicamente se denomina criostato de
dos etapas, y eso se debe a que posee dos contenedores con refrigerante. Cada tanque tiene su propio sistema de válvulas y su propio sistema de expulsión de refrigerante. El contenedor principal, con capacidad de 7 kg., estaba situado bajo el soporte del espejo primario rodeando la estructura del los detectores del plano focal, proporcionando un enfriamiento óptimo. El segundo tanque, situado en el lugar tradicional (en torno al tubo del telescopio) podía cargar 12 kg., y refrigeraba a la manera usual. En cuanto a su telescopio de arquitectura Ritchey-Chretien, su espejo primario, de 35 cm. de diámetro, había recibido un recubrimiento de oro, optimizando así la captación de la luz hacia los detectores. Por lo demás, las medidas para proteger el criostato del entorno espacial y del calor producido por el bus eran los tradicionales, aunque carecía de escudo solar y sus paneles solares estaban unidos al bus. Dadas sus compactas dimensiones, WIRE encajaba como un guante dentro de la cofia de un lanzador Pegasus-XL.

Los telescopios infrarrojos son aparatos muy sensibles, y WIRE fue quien lo demostró. Lanzado impecablemente el 5 de marzo de 1999 a bordo de un Pegasus-XL (órbita de 409 x 426 km.), tenía por delante una misión de 4 meses para escanear todo el cielo en las longitudes de onda de 9-15 y 21-27 micrones, por lo que sería capaz de detectar galaxias de estallidos estelares y protogalaxias luminosas. Por desgracia, a las pocas horas, en el control de Tierra se empezó a detectar una rotación no deseada que llegó a ser de 60 rpm (como el resto de telescopios infrarrojos, estaba estabilizado en sus tres ejes), y no pudieron recuperar el control sobre el satélite hasta varios días después. Tras descargar los datos de ingeniería, descubrieron, con horror, que la tapa del observatorio no estaba y su refrigerante (en este caso, hidrógeno sólido) estaba completamente agotado. Como consecuencia, se organizó una comisión que investigó las causas del fallo. La conclusión fue un fallo en el diseño de las electrónicas de control, que provocaron una expulsión prematura de la cubierta. A esto se le unió que WIRE fue reorientado hacia la Tierra como medida de seguridad para equilibrar la temperatura, pero eso provocó, a causa de la luz reflejada por nuestro planeta, que la temperatura ascendiera excesivamente y el hidrógeno se evaporara, provocando la excesiva rotación. Así, la gente del proyecto se había quedado con un objeto prácticamente inútil, aunque el satélite operaba estupendamente, solo que sin el refrigerante era imposible completar la misión. De manera que tuvieron que buscar alguna tarea que WIRE pudiera realizar, y tras mucho pensar decidieron emplear el único escáner estelar del satélite para astrosismología, es decir, observar cambios en el brillo estelar provocados por la actividad propia de las estrellas. Aunque este aparato no estaba especialmente diseñado para esto, el estar por encima de la atmósfera permitiría observaciones de alta precisión. El 20 de mayo del 2011 WIRE reentró en la atmósfera, dando así fin a su frustrada existencia.

El programa de los Grandes Observatorios de la NASA, iniciado a mediados de la década de 1970, propuso que uno de los cuatro en proyecto fuera un telescopio optimizado para el estudio del infrarrojo. Íntimamente vinculados a los transbordadores, se esperaba que con este último se rizara el rizo: se diseñaría para ser una plataforma unida a los transbordadores y así realizar vuelos repetidos de hasta 30 días de duración. Como en aquellos días se esperaba que las lanzaderas hicieran vuelos una vez a la semana, sería posible ir revisando y actualizando el telescopio, además de recargar el refrigerante. Con este propósito (y una más que posible transición a la estación espacial Freedom, el primer concepto de la actual ISS) se aprobó la iniciación de la misión SIRTF. La Instalación Telescópica Espacial Infrarroja, en esta configuración (Telescopio de 1 metro de diámetro, unos 1.000 litros de refrigerante, opción de instalar instrumentación más moderna) estaba prevista que fuera elevada en 1990 para un año después iniciar las operaciones completas. Sin embargo, unas pruebas realizadas durante la misión STS-51-F del transbordador Challenger indicaron que el entorno no era el ideal para realizar astronomía desde un telescopio basado en la bodega del transbordador. Esto dio como resultado que SIRTF pasara a ser un observatorio espacial tradicional.

A pesar del cambio de concepto, las ideas para este telescopio eran muy interesantes. Gracias a IRAS se habían descubierto nuevos tipos de objetos, y la NASA deseaba acelerar el programa para desarrollar este nuevo telescopio. Por desgracia llegó 1986 y tras el accidente del Challenger todo se paralizó. SIRTF perdió así la posibilidad de usar una etapa superior Centaur (se prohibió su uso a bordo de los transbordadores), y también empezó a ser víctima de un montón de ajustes presupuestarios. De esta forma, se empezó a rediseñar por completo. Para empezar, dados los costes de lanzamiento de los transbordadores, el observatorio tendría que recurrir a un cohete convencional, lo que impuso unas medidas límite que no podían sobrepasarse. Otro de los límites fue el de la masa. Y la liquidez, desde luego, impuso su peaje. Por suerte, las limitaciones suelen incitar a los técnicos a buscar soluciones creativas, y SIRTF no fue una excepción. Así, aproximadamente en 1998, el diseño final concluyó, y resultó sin duda innovador.

SIRTF resultó ser una máquina bastante comedida en sus dimensiones y masa, y el diseño, visto exteriormente, no parecía incorporar nada nuevo. Error: había que revisar en sus tripas para encontrar innovaciones. Sin duda la característica más importante de este observatorio es su criostato. Por primera vez, un telescopio infrarrojo no tenía su sistema óptico dentro del criostato, si no que lo montaba encima, lo que resulta una característica fundamental. Sin
introducir el tubo del telescopio, hay mucho más espacio para almacenar el refrigerante. Es más, como lo que realmente interesa enfriar son los detectores de los instrumentos, éstos eran los únicos que iban dentro del criostato, dentro de un módulo especial llamado Cámara de Múltiples Instrumentos, de 84 centímetros de diámetro por 20 de alto. Así, el criostato tenía una capacidad de 360 litros, que aunque era menor que la que cargó IRAS, estaba previsto que durara al menos cinco años. En cuanto al propio telescopio, seguía el diseño de los anteriores: Ritchey-Chretien de 85 centímetros de diámetro f/12 con una longitud focal de 10.2 metros. Su espejo primario está construido en berilio y con un recubrimiento de aluminio. El secundario también es de berilio, aunque sin recubrimiento. De esta manera, el telescopio (incluyendo sus soportes)
solo pesa 50 kg. Todo el módulo científico está protegido de la luz solar por un escudo (que dobla como panel solar), y que hace que la apertura evite disponer de un gran escudo cónico. En cuanto al módulo de servicio, obviamente incorpora todos los sistemas básicos, aunque las características de su órbita obligaron a dotar al observatorio de equipo de sondas espaciales. De esta manera, para comunicarse con su centro de control, recibió un sistema de comunicaciones tipo SDST de banda-X (el probado y validado exitosamente a bordo de la sonda Deep Space 1) y una antena de alta ganancia parabólica en la parte inferior del módulo, por lo que tiene que recurrir a la Red de Espacio Profundo de la NASA, como una sonda espacial más. Esto se debe a que la órbita elegida es heliocéntrica (vamos, órbita solar) de un tipo hasta el momento no usada antes: se la llama órbita de seguimiento terrestre, por lo que en apariencia un vehículo espacial allí colocado parece que va a la par que nuestro planeta por el espacio, solo que al estar algo más exterior, va retrasándose, lenta pero seguramente, de manera que con los años SIRTF se encuentra cada vez más lejos, por lo que las comunicaciones son más lentas, necesitando este sistema de comunicaciones. Esta órbita tiene otro gran beneficio. Al no estar en órbita terrestre, no se ve influenciado por la radiación infrarroja reflejada por la superficie terrestre, reduciendo aún más el consumo de refrigerante, el tradicional helio líquido superfluido. En cuanto a la instrumentación, SIRTF recibió tres experimentos: IRAC, Conjunto de Cámara Infrarroja (3.6, 4.5, 5.8 y 8 micrones), IRS, Espectrógrafo infrarrojo (5.3-40 micrones) y MIPS, Fotómetro de Imágenes Multibanda (24, 70 y 160 micrones). Para los detectores de los instrumentos, se recurrió a materiales exóticos como indio, germanio, galio o antimonio, pero sin duda los más interesantes son los detectores de IRAC para las longitudes de onda más cortas. Realizados a base de indio y antimonio, lo realmente importante de ellos es que no necesitan refrigeración activa, es decir, una vez acabado el refrigerante de helio, son capaces de continuar funcionando sin problemas con el frío espacial como método de enfriamiento. Eso permitiría continuar las operaciones, si bien más reducidas, durante tiempo indefinido. Así, una vez completado, SIRTF resultó ser un gallardo observatorio de 4.45 metros de largo, 2.1 metros de diámetro, y con una masa máxima de 865 kg., sin duda muy ligero.

Este observatorio fue elevado desde Cabo Cañaveral el 25 de agosto del 2003, dentro de la cofia de un Delta 2-7920H. Tardó poco en llegar a su posición de trabajo, donde después de todo un proceso de verificación y pruebas, se declaró a SIRTF listo para funcionar. Pero como sus otros tres hermanos de familia, necesitaba un nombre apropiado. Después de un concurso de ideas, se decidió renombrarlo como Spitzer, en honor al doctor Lyman Spitzer, uno de los primeros que, en 1946, describió las ventajas de situar telescopios en el espacio, y se le considera el padre del telescopio espacial Hubble. Aunque su misión primaria estaba preparada para durar dos años y medio (y el suministro de helio podría durar hasta cinco), el refrigerante de Spitzer no se agotó hasta el 15 de mayo del año 2009, fecha a partir de la cual está en la llamada Misión Caliente, empleando únicamente los detectores de las longitudes de onda más cortas, de manera que, a día de hoy, y con más de 10 años en el espacio desde su lanzamiento, sigue funcionando.

Son muchos los descubrimientos que ha proporcionado. Así, en su primer año de operación, fue capaz de ir más allá de ISO, penetrando una densa nube de polvo que antes no se pudo atravesar. Otro espectacular fue el hallazgo de las estrellas más viejas observadas hasta la fecha, creadas solo 100 millones de años después del Big Bang. También ha sido usado para hacer dos reconocimientos de nuestra galaxia: GLIMPSE, extendiéndose 300 grados alrededor la parte interna de nuestra galaxia mediante IRAC, y MIPSGAL, que cubría 278 grados de nuestra galaxia a longitudes de ondas más largas usando MIPS. Sin duda, uno de nuestros favoritos es la observación que realizó a nuestra galaxia contando la densidad estelar en los brazos espirales. Aunque las observaciones previas
afirmaban que la Vía Láctea era una galaxia espiral normal, parecida a Andrómeda (M31), Spitzer demostró que es más una espiral barrada, sin duda más bonita y espectacular. Pero desde luego, si algo le ha hecho famoso ha sido por ser el primer observatorio en captar la luz directa de planetas extrasolares. Por primera vez en el 2005, las técnicas se han refinado lo suficiente como para que actualmente sea la fuente primaria para estudiar las condiciones de los exoplanetas. Así, en mayo del 2007 fue capaz de realizar un mapa de temperaturas del gran exoplaneta HD 189733b, uno de los Júpiter calientes que orbitan extremadamente cerca de sus estrellas; la realización del primer mapa de nubes de un exoplaneta; y sin duda el último, hasta la fecha, el primer cálculo del diámetro de un planeta extrasolar, el Kepler-93b. Con su misión extendida una vez más, podrá seguir proporcionándonos nuevos y sorprendentes descubrimientos. Sin duda, es uno de los gigantes de la exploración espacial.

Como recordareis, a causa de los problemas de WIRE, el planeado reconocimiento de segunda generación se había quedado por el camino. Esta fue la razón por la cual el Japón decidió enfocar su proyecto Astro-F a la realización de esta tarea. Con lo aprendido anteriormente con SFU, estaban en condiciones para elaborar su primer satélite astronómico infrarrojo. El resultado final, en principio, no aportaba nada nuevo. Era un telescopio infrarrojo clásico, con módulos de servicio (incluyendo el panel solar desplegable) y científico. En el interior estaba lo interesante: el telescopio, de diseño habitual (Ritchey-Chretien f/6.1) disponía de un espejo primario de 68.5 centímetros, recubierto con una capa de oro. Lo interesante del espejo es que fue construido empleando carburo de silicio, material muy interesante que tiene un muy alto coeficiente de expansión y retracción termal, lo que lo hace ideal para el empleo en el espacio. Con una longitud focal de 4.2 metros, cubría una amplia sección del cielo, ideal para el reconocimiento del cosmos. Para su refrigeración empleaba el habitual helio líquido superfluido (179 litros), solo que el tanque
toroidal, en vez de rodear el telescopio como en misiones anteriores, estaba situado tanto bajo el telescopio como del plano focal de instrumentos. Además, conociendo que este suministro no duraría para siempre, los japoneses decidieron incluir nuevos desarrollos tecnológicos para continuar operando con Astro-F más allá del periodo de reconocimiento. Para ello, se incluyeron criorefrigeradores mecánicos de ciclo Stirling, aparatos que, si bien no son tan eficientes como el criostato, al menos permitían que los dos instrumentos del satélite (FIS, Explorador de Infrarrojo lejano, 65, 90, 140 y 160 micrones) e IRC (Cámara de Infrarrojos, 1.8-5.3, 5.4-13.1 y 12.4-26.5 micrones) pudieran trabajar. De esta forma, como Spitzer posteriormente, su misión podría alargarse hasta que no hubiera financiación o el satélite dijera basta. Astro-F resultó un proyecto tan importante que las agencias espaciales europea y coreana del sur decidieron colaborar con el proyecto. La ESA tenía sus motivos: si Astro-F tenía éxito, la información recogida podrían usarla con su nuevo observatorio infrarrojo. Una vez el vehículo quedó finalizado, disponía de unas medidas de 1.9 x 1.9 x 3.7 metros, con un panel solar que se extendía 5.5 metros de ancho. Su peso en báscula era de 952 kg.

Un lanzador M-V-8 desde el Centro Espacial Uchinoura, cerca de Kagoshima, Japón, lo elevó a su órbita de trabajo a unos 700 km. de altitud el 21 de febrero del 2006. Una vez allí, recibió (como es norma) su nombre definitivo, y desde entonces se le conoció como Akari (luz en japonés). Tras superar los chequeos sin problemas, se puso a trabajar, algo más tarde de lo previsto a causa de un fallo en uno de los sensores solares, lo que retrasó la expulsión de la tapa. El helio líquido duró hasta
el 26 de agosto del 2007, fecha en la cual los criorefrigeradores se convirtieron en los únicos medios de enfriamiento. Pero el tiempo no se había malgastado: se había escaneado el 94% del cielo (el 90 dos veces) y se completaron unas 5000 operaciones de apuntamiento hacia objetos individuales. A partir de ese momento, hasta que una avería eléctrica dejó su instrumentación inoperativa en mayo del 2011, siguió funcionando y proporcionando resultados. El 24 de noviembre del 2011 su misión se dio por concluida.

¿Qué nos proporcionó Akari? Muchas cosas interesantes. Sin duda sorprendente fue la detección de tres generaciones de estrellas en una región bastante activa en una
nebulosa en la región de la constelación Vulpecula. Otro detalle curioso fue la detección de una supernova en la Pequeña Nube de Magallanes. De interés fue sin duda la observación de regiones activas de creación estelar en la galaxia M101. Y desde luego espectacular fue el descubrimiento de gas molecular en torno a núcleos galácticos activos de galaxias infrarrojas ultraluminosas. Y lo más importante: un reconocimiento del cielo con alrededor de 1.3 millones de objetos celestes detectables en luz infrarroja. Mucho con lo que poder trabajar. Realmente de diez.

Tiempo antes de que se hablara en los despachos de la ESA de ISO, alguien había hablado de la necesidad de colocar en el espacio un observatorio heterodinio, es decir, un observatorio capaz de separar distintas longitudes de onda de forma electrónica para cubrir un gran rango espectral con un instrumento compacto. Esta propuesta fue reelaborada, y en 1982, llegó al consejo de la ESA como FIRST, el Telescopio de Infrarrojo Lejano y Submilimétrico. La propuesta no fue aprobada hasta 1986 como una de las cuatro misiones principales del programa Horizon 2000 (siendo las otras tres Rosetta, Planck y Gaia), aunque su implementación no comenzó hasta 1993. Después de muchas reelaboraciones y rediseños, al fin la actividad industrial para fabricarlo comenzó en el año 2001.

Este proyecto era importantísimo para la ESA, por lo que el nombre que debía recibir tendría que resonar alto, muy alto. El escogido resulta sin duda significativo. Ni más ni menos que Herschel, en honor al gran astrónomo descubridor de Urano y, por supuesto, del infrarrojo. Cuando se acabó su
construcción, en el 2008, resultaba pasmoso lo vieras por donde lo vieras. Con 7.5 metros de alto y cuatro metros de ancho, dejaba diminuto a todos los que habían sido lanzados previamente. Spitzer, a su lado, resulta bastante pequeño. Con estas dimensiones, obviamente se hizo todo a lo grande. Así, su criostato se diseñó con una capacidad de unos 2300 litros de hidrógeno líquido superfuido, y lo mejor era que este criostato seguía las directrices de diseño estrenadas en Spitzer, por lo que en su interior se encontraba un módulo para colocar sus tres instrumentos. El telescopio, encima del criostato, ha pasado a la historia. Se dotó a Herschel de un espejo primario de nada menos que 3.5 metros de diámetro, es decir, 1.1 metros mayor al del telescopio Hubble, por lo que lo convertía en el mayor observatorio espacial de toda la historia. Naturalmente, cuanto mayor es el telescopio, mayor es la cantidad de luz que recoge, por lo que este telescopio fue capaz de mirar más lejos y con mayor
sensibilidad. Sus características eran: Ritchey-Chretien f/8.7 con una longitud focal de 28.5 metros. Además, su espejo primario estaba construido, como el de Akari, en carburo de silicio, lo que le hacía sin duda extremadamente ligero. Sin embargo, el observatorio, así a primera vista, a pesar de sus medidas, seguía las directrices de diseño clásicas: los dos módulos separados (el módulo de servicio fue de un tipo diseñado específicamente para Herschel y Planck para ahorrar presupuesto) y un escudo solar (que doblaba como panel solar). En cuanto a su instrumentación, contaba con HIFI (Instrumento Heterodinio para Infrarrojo Lejano, de 157 a 625 micrones), PACS (Cámara y Espectrómetro de Conjunto Fotodetector, de 55 a 210 micrones) y SPIRE (Receptor de Imágenes Espectral y Fotométrico, de 194 a 672 micrones). Con todo este equipo, Herschel estaba dispuesto a investigar regiones infrarrojas nunca antes observadas. El peso en tierra de este coloso a plena carga era de 3.402 kg.

El encargado de lanzarlo, junto con la misión de microondas Planck, fue el potentísimo Ariane 5, con capacidad más que de sobras para elevarlos y aún tener sitio para algo más, aunque este no fue el caso. Elevado el 14 de mayo del 2009 desde Kourou, tardó unos 60 días para alcanzar la órbita en torno al punto lagrangiano L2, a 1.5 millones de km. más allá de la Tierra en dirección opuesta al Sol, lo que garantizaba iluminación continua de nuestra estrella y visión total de la Tierra. En el tiempo transcurrido durante el
 traslado, Herschel fue puesto a prueba, de manera que cuando llegó se puso a trabajar de inmediato. La capacidad del criostato le aseguraba observar el cielo durante aproximadamente tres años y medio, aunque realmente funcionó algo más, tres años, once meses y 15 días, hasta que el 29 de abril del 2013 se agotó. Posteriormente, al igual que con ISO, se operó a Herschel de maneras extrañas e inusuales como pruebas tecnológicas y novedosas. Después fue sacado de la órbita del L2, y su transmisor cerrado el 17 de junio. Durante este tiempo, Herschel fue la referencia allí arriba.

El proceso de estudio de todo lo investigado (alrededor de 35.000 observaciones científicas y más de 25.000 horas de observación) durará al menos hasta el 2017, pero lo proporcionado hasta ahora es espectacular. Pongamos como ejemplo la confirmación de un cinturón de asteroides alrededor de la estrella Vega (se creía que solo era una nube de materia); el hallazgo de una burbuja de gas alrededor de Betelgeuse, además de un filamento de materia; el descubrimiento de que las estrellas en las etapas finales de su vida todavía son capaces de crear planetas; una capa de la cromosfera baja de AlfaCentauri-A más fría que su fotosfera (algo solo visto en nuestro Sol); que el agujero negro supermasivo de nuestra galaxia se alimenta de gas caliente; la primera observación de una nube de Oort en una estrella lejana; y sobre
todo que ciertas regiones de creación de estrellas dejan material “descartado”. En cuanto al sistema solar, apoyó la misión DIXI de Deep Impact al estudiar con su sensibilidad el cometa 103P/Hartley 2, determinando con rotundidad que gran parte del agua terrestre proviene directamente de los cometas; el estudio del asteroide 4179 Toutatis, confirmando que no se estrellará contra nosotros en el 2036 (aunque pasará a 29.000 km. en el 2029); que el agua que posee Júpiter en su atmósfera fue la liberada por el evento cataclísmico del cometa Shoemaker-Levy 9 en julio de 1994; y que Ceres, el mayor asteroide del cinturón principal, contiene agua en alguno de sus estados, probablemente sólido. Y lo que queda.

Meses antes del lanzamiento de WIRE, llegó al despacho que dirige la serie de misiones MIDEX (Medium Explorers) del programa Explorer la propuesta NGSS, Reconocimiento del Cielo de Nueva Generación. Su misión resultaba idéntica a la del telescopio que estaba a punto de enviarse, y aunque llegó a la final, acabó desestimada. El problema con WIRE lo cambió todo. Al quedarse sin vehículo que hiciera un completo reconocimiento en infrarrojo con instrumentación moderna, el observatorio SIRTF, es decir, Spitzer, tendría que realizar su misión tirando del mapa de IRAS. Con Astro-F (Akari) en sus primeras fases de desarrollo, realizar un escaneo de segunda generación quedaba descartado. Así, NGSS fue resucitado para realizar un reconocimiento del cielo en infrarrojo de tercera generación. La nueva formulación de este proyecto fue entregada en el otoño del 2001, y fue finalmente aprobada por la NASA para su desarrollo y lanzamiento en abril del 2004, aunque en el tiempo transcurrido, su nombre había cambiado.

Fue renombrado como WISE (Explorador de Reconocimiento Infrarrojo de Campo Ancho), y recibió toda clase de nueva tecnología sensora. El resultado final, sinceramente, no impresionaba: siguiendo las directrices clásicas, supone un satélite de 2.85 metros de alto, 1.73 de profundidad y 2 metros de ancho. El bus se basa en una plataforma común BCP-300 de la empresa Ball, de manera que lo importante es el módulo científico. Fue dotado de un telescopio con un espejo primario de 40 centímetros con recubrimiento de oro. Su corta longitud focal le permitía escanear zonas amplias del cielo de una vez, y un complejo sistema de 11 espejos (también recubiertos de oro) en la sección trasera del montaje del telescopio (incluyendo un espejo de escaneo móvil que anula el efecto de la órbita del satélite) hasta alcanzar un filtro dicrótico (permite pasar ciertas longitudes de onda mientras bloquea otras),
donde la luz final llega a los cuatro conjuntos de detectores, permite observar la misma secuencia del cielo en cuatro longitudes de onda distintas. Estas son 3.4 micrones (banda ancha para estrellas y galaxias), 4.6 micrones (detección de radiación termal de fuentes de calor internas de objetos como enanas marrones), 12 micrones (radiación termal proveniente de asteroides) y 22 micrones (polvo en zonas de creación de estrellas). Estos detectores son la culminación de la tecnología sensora en infrarrojos. Los dos de la longitud de onda más corta se elaboraron a partir de una mezcla de mercurio, cadmio y telurio, los llamados sensores HgCzTe, y como los todavía funcionales en Spitzer, no necesitan refrigeración adicional. Por su parte, los de la radiación más larga, elaborados a base de silicio mezclado con un poco de arsénico, son los que necesitan ser refrigerados a temperaturas criogénicas para proporcionar lecturas claras. Con todo esto, cada detector posee nada menos que 1.032.256 pixels, por los 62 detectores de IRAS. Con este equipo, en la longitud de onda de los 22 micrones, puede distinguir objetos cinco veces más pequeños que IRAS en las de 12 y 25 micrones, y en las más bajas, objetos cientos de veces más pequeños que lo que podía ver COBE. Para mantener los sensores en su temperatura de operación, recibió un criostato de dos etapas como el estrenado por WIRE, con dos depósitos, uno principal alrededor de la parte baja de la estructura (para los detectores de 12 y 22 micrones), y el segundo en el lugar usual (para evitar el calentamiento del primario y refrigerar los detectores de 3.4 y 4.6 micrones). Así, la temperatura de operación es de entre -261º C y -241º C. Para lograrlo recibió 15.7 kg. de hidrógeno sólido, y se esperaba que durara al menos 10 meses. Lo llamativo de WISE es que el clásico escudo solar, en vez de estar separado de la estructura del criostato, envuelve la mitad de él en el lado solar, de manera que su único panel solar, fijo sobre el bus, es independiente. Y otro detalle destacable es que en el lado opuesto al panel solar se colocó una gran antena en forma de disco de conjunto de fase, sintonizada en banda Ku, para enviar sus resultados (almacenados en una tarjeta de memoria flash con una capacidad de 96 GB) al centro de control usando como intermediarios los satélites TDRS situados en órbita geoestacionaria a un ratio de 100 megabits por segundo. El peso en báscula a plena carga antes del lanzamiento era de 661 kg.

Si quieres observar todo el sistema de tuberías y manómetros que carga un criostato, sin duda WISE es la primera opción (Spitzer la segunda) porque todo el aparataje está colocado en el lado que siempre apunta en dirección antisolar. Aquí nos damos cuenta de lo complicado que es este tipo de contenedor. En fin, a bordo de un Delta 2-7320, fue colocado en el espacio el 14 de diciembre del 2009, a una altitud de 525 km., en una trayectoria polar sincrónica solar, desde la base de Vandenberg en California. Una vez completado el escrupuloso proceso de pruebas, el 14 de enero del 2010 comenzó su misión primaria. Tal fue su efectividad que a finales de febrero había examinado un cuarto del cielo, en abril la mitad, a finales de mayo los tres cuartos, hasta finalizarlo el 17 de julio, comenzando un periodo prolongado de reconocimiento de la primera mitad por segunda vez hasta que
en octubre el refrigerante se agotó. Antes de que esto sucediera, la gente del proyecto solicitó presupuesto para continuar 10 meses más después del agotamiento del hidrógeno, pero tras discusiones solo se aprobó una misión extendida de apenas cuatro meses llamada NEOWISE. Empleando los sensores de las longitudes de onda más cortas lo emplearían para buscar y estudiar nuevos asteroides NEO’s. Tras completar esta extensión, el transmisor de WISE se apagó dejando al telescopio en hibernación en caso de que en un futuro alguien pudiera usarlo para fines importantes. Y así fue como el 1 de septiembre del 2013 volvió a ponerse en marcha para realizar una nueva misión de caza de asteroides NEO’s, de tres años de duración, como respuesta al impacto de un pequeño asteroide, localizado demasiado tarde, en la región rusa del sur de los Urales.

Durante su misión primaria adquirió nada menos que 2.7 millones de imágenes en las que observó de todo, destacando los 33.500 nuevos asteroides que aparecieron ante su óptica, localizando puñados de asteroides cada día. En cuanto a NEOWISE, permitió localizar todavía más asteroides (incluyendo el primer troyano de la Tierra) y una docena de cometas. Su mapa completo del cielo, publicado en marzo del 2012, nos enseña millones de objetos, todo un punto de partida tanto para Spitzer como para el futuro sustituto del Hubble. Pero sin duda lo más llamativo de la misión WISE ha sido la localización de un montón nuevo de enanas marrones, descubriendo un nuevo tipo de estos extraños cuerpos celestes. Con WISE de nuevo en marcha, nos mostrará muchas más maravillas.

El proyecto del Gran Telescopio Espacial, que dio como resultado el Hubble, se puso en marcha en los años 1970. Con él en órbita, a mitad de la década de 1990, en el ámbito científico se empezó a hablar de su sustituto. Con el anodino nombre de NGST, Telescopio Espacial de Nueva Generación, este puede estar destinado a ser el primero de una nueva generación de observatorios espaciales. Actualmente los observatorios espaciales se basan en los esquemas de los viejos telescopios basados en tierra con espejos primarios monolíticos, de una sola pieza. Con la aparición de los espejos primarios segmentados se hizo posible construir espejos mayores para observatorios emplazados en el suelo. Los Keck de Hawaii o el Gran Telescopio de Canarias tienen esta construcción. La base de NGST es la misma: colocar el mayor espejo primario en el espacio siguiendo esta nueva tendencia. Esto supone toda una serie de nuevas tecnologías, y una forma nueva de diseñar un vehículo espacial. Sin duda lo más característico es que tiene que ocupar lo mínimo posible para encajar en una cofia de cohete, de manera que debe tener una enorme cantidad de partes móviles que, una vez liberado de la última etapa de su lanzador, se despliegue completamente, y esto supone un riesgo de avería importante. Estos problemas no suelen desanimar, y tanto la ESA como la NASA están implicados al 100% con este proyecto, aunque como el Hubble en su día, está siendo un inmenso agujero negro de dinero.

Para recortar gastos, el espejo primario del nuevo observatorio perdió metro y medio de diámetro. El proyectado inicialmente era de 8 metros. En el 2002 se redujo a 6.5, lo que le convertirá sin duda en el mayor de la historia, tres metros mayor que el de Herschel. Así, el Telescopio Espacial James Webb (rebautizado así en el año 2002 en honor al segundo Administrador de la historia de la NASA, que impulsó el programa Apollo y colocó la ciencia como el objetivo número uno de la agencia) será el más capaz de todos los tiempos, yendo más allá de lo que pudo el formidable observatorio europeo. ¿Por qué en infrarrojo? Bueno, no hay respuesta oficial a eso, pero el potencial de descubrimientos en esta longitud de onda promete mucho. Con semejante espejo será capaz de penetrar densas nubes de polvo que rodean a los criaderos de estrellas más recónditos, aunque sobre todo lo más importante será acercarse todavía más a los tiempos inmediatamente posteriores al Big Bang.

El espejo primario del James Webb estará compuesto por 18 segmentos hexagonales elaborados en berilio, y cada uno recubierto de oro. Se colocarán en un montaje dividido en varias secciones que de manera automática recolocará y alineará los segmentos para un enfoque óptimo. El sistema óptico entero tendrá una longitud focal de 131.4 metros, y tiene un diseño tipo Korsch, es decir, que dispone de espejos secundario y terciario curvados para entregar imágenes libres de aberraciones ópticas. El diseño general del observatorio resulta sin duda inusual, porque bajo el módulo óptico hay una estructura de extraño diseño, que almacenará todo lo necesario para funcionar y doblará como escudo solar. Se han seleccionado cuatro instrumentos para volar en el James Webb: NIRCam (0.6 a 5 micrones), NIRSpec (idéntico a NIRCam), MIRI (5 a 27 micrones) y NIRISS (0.8 a 5 micrones). Su masa de lanzamiento se estima en unos 6.200 kg., y será elevado dentro de la cofia de un Ariane 5 con destino a la órbita en torno al punto L2 en octubre del 2018. Este es un proyecto discutido, y en el 2011 estuvo a punto de cancelarse dada la elevada factura que estaba acumulando (como el Hubble) pero ahora gran parte de los recursos de la NASA están entregados a su finalización y en cumplir su fecha de lanzamiento. Ya veremos como acaba en asunto.

Más allá hay otros proyectos de observatorios infrarrojos. Por un lado, está la colaboración ESA-JAXA para la misión SPICA, un telescopio infrarrojo de 3 metros de diámetro de espejo primario refrigerado únicamente por criorefrigeradores mecánicos, eliminando por tanto el criostato. Entre sus objetivos está el estudio de la formación galáctica, en la búsqueda de de los componentes de la vida, y mirar lo más lejos posible con un rango espectral entre 5 y 200 micrones. Otro proyecto, con fecha de lanzamiento prevista para el 2020, es Euclid, de la ESA, que, con la colaboración de la NASA, irá a la búsqueda de la materia oscura. De los dos instrumentos, uno es un fotómetro de infrarrojo cercano (entre 1 y 2 micrones), servido por un telescopio tipo Korsch con un espejo primario de 1.2 metros. Y aunque este de momento es una propuesta, la NASA también apunta a la
materia oscura a través del infrarrojo con su WFIRST-AFTA. Se basa en el Hubble en gran medida, sobre todo en las dimensiones de su espejo primario, pero trabajado para observar el infrarrojo cercano entre los 0.4 y 2 micrones. Su bus, por el contrario, según este último plan, se basaría en el del observatorio solar SDO, y se colocaría en órbita geoestacionaria. Visto lo visto, tenemos observatorios infrarrojos para rato.

Puede que la astronomía infrarroja desde el espacio empezara con un poco de retraso, pero se está convirtiendo, sin temor a equivocarnos, en la disciplina más importante de todas. Y aquí estaremos para relatarlo. 

martes, 31 de marzo de 2015

miércoles, 25 de marzo de 2015

Fascinante Europa

Aún hoy, pasados los años, parece que Galileo Galilei y Simon Marius siguen pegándose sobre quien fue el primero en descubrir los cuatro primeros satélites encontrados en torno a Júpiter. Posiblemente nunca lo sabremos, pero nos dejaron como legado cuatro cuerpos del sistema solar excepcionales y fascinantes. Los cuatro son lo suficientemente importantes como para justificar misiones hacia cada uno de ellos, pero sin duda el que cuenta con una mayor prioridad es el segundo de ellos en orden de distancia. Si bien la historia nos dice que los satélites galileanos fueron encontrados por Galileo a través de su rudimentario telescopio, fue Marius el que dio los nombres que lucen con orgullo. Como Zeus, en la mitología griega (Júpiter en la romana) era conocido por descender a la Tierra con el deseo de ligarse a toda mujer de buen ver que rondara por allí, estos cuatro objetos recibieron los nombres de cuatro de ellas. De esta forma, el segundo de ellos en orden de distancia recibe el nombre de Europa, por la hija del rey de Tiro. Si seguimos los diarios de Galileo, nos damos cuenta que observó Europa por primera vez el 8 de enero de 1610, un día después de los otros tres, debido a que en ese momento su posición, vista desde aquí, coincidía con la de Io.

Curiosamente, los nombres de los cuatro satélites principales de Júpiter no volvieron a usarse hasta el comienzo del siglo XX, y hasta la época de las sondas espaciales, no supimos de él más que era un cuerpo en apariencia helado y lo que tarda en rodear al hermano mayor del sistema. Como habíamos hecho con la Luna, Venus o Marte, para empezar a avanzar los conocimientos acerca de los planetas exteriores, sobre todo acerca de Júpiter, se armó un proyecto que enviaría dos sondas gemelas para comenzar a estudiar lo que acontece allí. Aunque lo principal era la observación joviana, las dos sondas Pioneer 10 y 11 estarían preparadas para, si se daba la ocasión, obtener alguna que otra vista de los satélites galileanos. La primera de ellas, Pioneer 10 fue enviada hacia allí (y con los años, fuera del sistema solar) en marzo de 1972 para un viaje de 19 meses hasta la máxima aproximación al planeta. El 3 de diciembre de 1973 realizó la máxima aproximación al hermano mayor del sistema, y de Europa paso a 321.000 km. de distancia, y fue capaz de captar una imagen de él que, aunque
carecía de resolución para discernir características superficiales, mostró su forma esférica. Un año después, la poco favorable geometría del sobrevuelo y la mayor distancia (586.700 km.) evitó que Pioneer 11 captara imágenes claras de Europa, y tras el acercamiento joviano su gravedad la desvió para encontrarse con Saturno cinco años después.

Con la información de estas dos pioneras en la mano, los ingenieros del JPL tuvieron suficiente información para mejorar el diseño de sus dos sondas con destino al sistema solar exterior, por todos conocidas. Aunque lanzada dos semanas después que su hermana, su trayectoria más favorable provocó que Voyager 1 alcanzara 
Júpiter cuatro meses antes que su hermana. Con su misión centrada en pasar cerca de la órbita de Io con el objetivo de investigar diversos fenómenos asociados a la interacción del potentísimo campo magnético planetario con esta luna, la distancia de sobrevuelo sobre Europa impidió, a pesar de poseer un mejor equipo de cámaras que las Pioneer, obtener detalles de una resolución adecuada. Es lo que tiene pasar a 732.000 km. del satélite, aunque las imágenes las tomó a una distancia considerablemente mayor. En ellas solo vemos un montón de líneas oscuras que se entrecruzan las unas con las otras, pero nada más. Tuvo que ser Voyager 2 la que, definitivamente, tuvo que decirnos cómo era la superficie de Europa. Lo que en un primer momento les hiciera creer que eran grandes fisuras provocadas por grandes tensiones en la corteza, no eran más
que líneas estrechas modeladas en el hielo de su superficie. El resto de la luna prácticamente carece de otro relieve más que estas líneas que recorren toda la superficie. Al pasar más cerca (unos 209.000 km.) también pudo ser afectado por la gravedad del satélite, por lo que su análisis mostró que bajo el hielo existía un cuerpo dominado por los silicatos. Nada más se pudo hacer hasta que se pusiera en órbita joviana una nave espacial especialmente dedicada a la investigación sistemática del sistema de Júpiter.

A pesar de los problemas surgidos a lo largo de toda su misión, desde el comienzo hasta el final, la terca y testaruda Galileo nos enseñó Europa con nuevos ojos. Tanto fue así que la primera misión extendida estuvo plenamente dedicada al estudio de este satélite. De los 34 sobrevuelos 
practicados a satélites jovianos, doce de ellos los realizó a Europa, practicando su máxima aproximación en el cuarto acercamiento el 16 de diciembre de 1997, pasando a 196 km. de su superficie. A pesar su tremendamente limitada capacidad de enviar información a la Tierra, proporcionó información valiosísima que provocó una absoluta revolución en cuanto a lo que puede esconder un cuerpo del sistema solar tan aparentemente anodino. Desde que Galileo acabó sus días incinerada en la atmósfera joviana, solo una sonda ha pasado por Júpiter lo suficientemente cerca como para obtener interesante información acerca de Europa. El 28 de febrero del 2007, New Horizons, en su camino hacia la última frontera del sistema solar, Plutón, adquirió algo de 
energía extra del hermano mayor del sistema, además de demostrar lo que vale, que es mucho. A pesar de encontrarse casi en el otro lado del planeta (a algo más de 3 millones de km.) pudo captar secuencias con una resolución más que decente, incluso mejores que las de Voyager 1 en su día. De momento no hemos vuelto, y todavía encierra bastantes misterios.

De los 67 satélites que rodean a Júpiter, Europa es el sexto en orden de distancia. Dista del hermano mayor del sistema 670.900 km. de su capa superior de nubes, y tarda 3.55 días en rodearlo. Su órbita se encuentra prácticamente en el ecuador planetario, y su posición provoca que tenga resonancias orbitales con Io y Ganímedes, que le afectan notablemente. Tiene un diámetro de 3.121.6 km., y estas medidas le convierten en la sexta
luna más grande del sistema solar, y el decimoquinto mayor objeto de todo el sistema solar. Eso sí, su posición, en la parte exterior del inmenso cinturón de radiación joviano provoca que su entorno tenga un nivel radiactivo de 540 rems al día, lo suficiente como para que un ser humano fallezca en un  solo día. Tenemos el consuelo de que esa dosis en Io es muchísimo mayor.

Si en algo se distingue Europa es por tener una de las superficies más lisas y suaves de los cuerpos del sistema solar. Los cráteres se cuentan con los dedos de dos manos, y toda la superficie está dominada por esas leves fracturas que recorren de punta a punta el satélite. Su alto albedo (0.64) nos indica que estamos ante una enorme capa de hielo, pero su densidad (3.01 g/cm3) nos deja claro que bajo ese hielo hay un satélite relleno de minerales de hierro y silicatos. Las líneas que recorren la superficie, vistas a través de la alta resolución de Galileo nos muestra que se parecen a las

fallas submarinas terrestres, aunque dado que es hielo lo que forma la capa superficial su mecanismo para su formación es completamente distinto. Las mayores poseen unos 20 km. de anchura, y en general todas tienen en ambos lados de ellas una serie de estriaciones que nos dicen que en algún tiempo del pasado esta zona se separó. No solo eso, un examen en profundidad nos permite ver que la alineación entre las estructuras en un lado no coincide exactamente con el contrario, indicativo de la existencia de cierta deriva en el hielo. ¿Cómo es esto posible?

La misma resonancia orbital que afecta brutalmente a Io también afecta a Europa, y la gigantesca gravedad joviana también ayuda a crear un interior activo. La investigación gravitatoria muestra un cuerpo claramente diferenciado y geológicamente vivo debido a esta fuerte actividad gravitatoria. La propia gravedad de Júpiter estira y contrae la luna, y el efecto de estar encerrado entre dos grandes satélites provoca que se deforme en el lado contrario. Todo esto motiva un intenso calor que debe evacuarse en alguna parte. Las líneas de la superficie son, puede que casi literalmente, la punta del iceberg.

La pista de que algo extraño ocurre en Europa la proporcionó el magnetómetro de Galileo durante uno de los encuentros practicados sobre el ecuador. Los datos de este aparato mostraban una leve alteración de las líneas magnéticas emitidas por el planeta, y de alguna forma existía algo conductor que las modificaba. El principal candidato para semejante efecto estaba claro: agua salada. Los análisis espectroscópicos realizados mediante el sensor NIMS mostraban que las líneas poseían trazas de sales como sulfato de magnesio, emitidas hacia la superficie tras la abertura de una nueva línea que dejaba pasar el líquido elemento hacia la propia línea creada. La prueba definitiva de que bajo el hielo de Europa podría existir agua llegó de unas afortunadas imágenes de alta resolución.

Si has visto alguna vez una foto de la capa de hielo del polo norte, lo comprenderás. En la época de verano, cuando se produce el deshielo de parte de esta costra de agua congelada, aparecen a su alrededor icebergs que, afectados por las mareas y corrientes oceánicas, se desplazan hacia nuevas
localizaciones. Las imágenes tomadas por Galileo mostraron un área de la superficie de Europa con formaciones extremadamente similares. Denominadas como terreno caótico, vemos toda una serie de bloques que antiguamente eran una sola pieza, pero que la actividad subterránea desgajó y, de alguna forma, dispersó. Esto se ve claro porque los bloques de la unidad original se encuentran más elevados de lo que es el resto del área. Si una masa de agua lo suficientemente caliente como para derretir este hielo hubiera subido hacia allí bien podría haber provocado el efecto visto. Esta información, que por sí sola, hubiera abierto noticiarios, quedó relegada a un segundo plano, y todo porque una estrella llegó a Marte en el verano de 1997.

El hallazgo de este terreno caótico motivó que gran parte de la comunidad científica afirmara que bajo el hielo del satélite existe un vasto océano de agua líquida, mantenido en ese estado por el calor mareal provocado por sus acompañantes orbitales y Júpiter. Esta existencia explica el por qué los lados de muchas de las líneas no están alineados, pero con ello se llegó a otra conclusión: toda la capa de hielo superficial había derivado globalmente unos 80º. Claro, la pregunta era la siguiente: ¿cómo
de profunda es la capa de hielo superficial? Todavía sigue sin respuesta, aunque los últimos análisis indican que su grosor puede ser de 30 km. Otros afirman que puede llegar a unos 100 km., y todavía existe un grupo que cree que apenas llega al kilómetro. Sea como fuere, el calor generado en el interior afecta de manera significativa a la capa de hielo, provocando las líneas y el terreno caótico, así como la eliminación de los cráteres que en tiempos pretéritos debieron haber existido. Eso sí, Europa todavía conserva algún que otro cráter de impacto. Las gélidas temperaturas en su superficie (-160ºC en el ecuador, -220ºC en los polos) provoca que este hielo esté más duro que el granito, por lo que es lo suficientemente capaz de aguantar una colisión.

Desde la distancia, el polifacético Telescopio Espacial Hubble también ha proporcionado información tremendamente útil de lo que ocurre alrededor de Europa. Fue en 1995, meses antes de que Galileo entrara en órbita joviana, cuando hizo un importante descubrimiento. El satélite posee una muy delgada atmósfera, compuesta principalmente por oxígeno. Su presión es ridícula, de apenas 0.0000000000001 de la terrestre, de manera que cualquiera que quiera poner un pie necesita por obligación un traje espacial. Además, este oxígeno no es provocado por la acción de una forma de vida biológica, sino por la acción de la radiación ultravioleta solar y por las partículas energéticas almacenadas en el campo magnético joviano. El proceso se denomina radiólisis, y se provoca cuando las partículas de alta energía solares colisionan con la superficie del satélite, elevando las moléculas. Una vez lo suficientemente elevadas la radiación ultravioleta cumple su trabajo disociando el hidrógeno del oxígeno de la molécula de agua, y de nuevo, las partículas energéticas jovianas provocan que el oxígeno entre en un estado de alta excitación, generando colisiones entre los átomos de oxígeno, que es en definitiva lo que crea la atmósfera. En cuanto al hidrógeno, al ser el elemento más ligero, crea una suerte de anillo, un torus, de elementos neutros, como los análisis adquiridos por Galileo y Cassini mostraron. Este torus rodea completamente la órbita de Europa, y le sigue allá donde vaya, y su contenido es mucho mayor que el famoso torus de Io. Con el tiempo, las moléculas que forman el torus de Europa acabarán ionizadas por acción de la magnetosfera joviana, alimentándola.

También fue el telescopio Hubble el que, en recientes fechas, detectó algo que ni siquiera Galileo fue capaz de encontrar. Porque, al igual que Encélado en Saturno, Europa parece expulsar moléculas de agua a través de diversas plumas localizadas, parece ser, en el polo sur. Y como en el caso de la pequeña luna saturniana, esta expulsión se produce en el momento en que se encuentra más alejado de Júpiter. Con el mayor diámetro de Europa, se ha visto que la emisión es muy superior (7.000 kg/h por los 200 de Encélado), y esto contribuye no solo a la atmósfera (la altura de las plumas es de 200 km.), también al torus. No es más que una prueba de que bajo la capa de hielo existe una enorme reserva de agua líquida. Para intentar confirmar este hallazgo, quisieron revisar información pasada, y recurrieron a los datos recogidos por el sistema UVIS de Cassini durante el sobrevuelo joviano entre diciembre del 2000 y enero del 2001 y vieron, con decepción, que o la emisión de Europa era demasiado baja como para que el espectrómetro la detectara (pasó a varios millones de km. del satélite), o que directamente no había emisión. Se necesitan más datos.

Volviendo a la superficie y a su costra de hielo, también hace poco, y usando los datos adquiridos por Galileo, llegó una nueva posibilidad para Europa. El terreno caótico puede tener la pista de algo más
sorprendente. Esas regiones de icebergs a la deriva, o su equivalente, podría estar provocado por algo muy curioso: un bolsillo de agua dentro de la capa de hielo. Lo que viene a decir esto es que, además del océano principal, parece ser que parte de esa agua, caliente, por supuesto, se filtra por una serie de fisuras hasta alcanzar una cámara vacía de pequeño tamaño. Con el tiempo, esa cámara va aumentando de tamaño al derretirse el hielo, de manera que la apariencia caótica de esas zonas queda afectada en la forma ya vista. Esta sería una oportunidad para aprovechar a colarnos bajo el hielo del satélite, y confirmar si existe alguna clase de bicho allá abajo.

Si la comunidad científica entró en ebullición por los datos de Galileo no fue por encontrar pistas de la existencia de un océano global bajo el manto helado de Europa. Un descubrimiento realizado en la década de 1970 en las islas Galápagos amplió unas posibilidades inimaginables hasta ese momento.
Bajo las aguas de esta zona terrestre (y después trasladada a otras regiones oceánicas con importante actividad geológica) se encontraron una serie de fumarolas que emiten gases y partículas a una temperatura enorme, más que para escaldar. Nadie pensaba encontrar vida allí (generalmente, a demasiada profundidad y en un entorno demasiado caliente como para que cualquier ser vivo pueda existir). Por el contrario, estas chimeneas submarinas están hirvientes de vida, de todo tipo y clase, y alimentándose de lo que suelta esa chimenea. Y ahí están, muertos de risa, en un entorno en teoría imposible para la vida. Pero esta es tozuda, y tiende a aparecer donde uno menos se lo espera. La existencia de un satélite con un océano global y con una fuente continua de calor interna provocó la idea (loca en un principio, ahora se pegan para averiguar cómo llegar allí) de que en Europa bien podrían existir chimeneas submarinas similares a las terrestres. No hablamos de microorganismos que solo se podrían ver a través de un telescopio, sino de seres vivos complejos que prosperarían usando
lo que esas chimeneas expulsan. El caso del océano de Europa es que es un sistema cerrado, a diferencia de los terrestres. En el satélite de Júpiter, el océano está encerrado bajo la gruesa capa de hielo, mientras que la inmensa parte de las aguas terrestres están en la misma superficie y por ello interactúan con la atmósfera intercambiando y almacenando gases en los océanos como una suerte de sistema de regulación para así evitar crecientes cantidades de gases no deseados. En Europa esto no ocurre, de manera que el oxígeno libre que debiera circular bajo las aguas de este océano bien podría haberse acabado hace ya tiempo. Sin embargo, una investigación de hace algunos años probaría la existencia de reservas de oxígeno en este océano permitiendo a las probables formas de vida subsistir. Todo sería provocado por el bombardeo de rayos cósmicos (tanto solares como galácticos) que atravesaría el hielo hasta cierta profundidad. Estas partículas colisionarían con el hielo de agua transformando parte de ellas en oxígeno respirable que, a partir de las fisuras existentes, se filtraría hacia el océano, por lo que en pocos millones de años la concentración sería incluso superior a la de los océanos terrestres. Asumiendo un grosor del hielo superficial de unos 100 km., estaríamos hablando de aproximadamente el doble del volumen de agua de las masas acuáticas de la Tierra.

¿Cómo serían esas hipotéticas formas de vida de Europa? Ni siquiera nuestra fértil imaginación podría con semejante tarea, pero lo cierto es que sobrevivirían a los niveles de radiación que la superficie tiene que soportar, porque el hielo actuará como protección, reduciendo los niveles hasta una cantidad admisible para cualquier forma de vida. Esos bolsillos de agua en la gruesa capa de hielo también pueden ser lugares interesantes en los que podría encontrarse vida. Investigaciones recientes añaden otro ingrediente para el sostenimiento de vida bajo el hielo de Europa: la existencia de peróxido de hidrógeno. Se afirma que la cantidad de esta molécula es lo suficientemente grande como para que cualquier ser vivo se alimente de él, una vez mezclado con el agua. Aún más, al unirse al agua este se desintegrará para convertirse en oxígeno, que las formas de vida sin duda consumirán. Todo parece aliarse para conseguir un lugar propicio en el que comprobar si existe vida. Pero si la hay, ¿cómo llegó?

Revisando la información del espectrómetro NIMS de Galileo, apareció recientemente una sorpresa. En la corteza helada de Europa, aparecieron trozos de mineral tipo arcilloso, más concretamente
filosilicatos. Este mineral se asocia muy frecuentemente con materiales orgánicos. Gracias a la información recientemente recolectada acerca de los asteroides y de los cometas, se sabe que muchos de estos cuerpos podrían encerrar compuestos orgánicos simples y, mediante la colisión de uno de estos cuerpos menores con Europa, se liberarían al océano, generando con el tiempo un ecosistema. Esta es la misma teoría que se ha propuesto para el nacimiento de la vida en la Tierra, la repetida colisión de cometas y asteroides en los océanos primitivos terrestres que sembraron las semillas de lo que somos ahora. Si algo así ocurrió con Europa, nos enfrentaríamos a formas de vida sin duda complejas, peces monstruosos, y toda suerte de vida marina que podría desarrollarse en un ambiente carente de luz, soportando enormes presiones y con escasos nutrientes (o no). Para tener una previa de lo que podríamos encontrarnos bajo los hielos de Europa solo tenemos que viajar a las profundidades abisales de nuestros océanos, donde cada día nos encontramos con seres absolutamente inimaginables, rarísimos, y completamente adaptados al medio. Pero antes de dejar volar nuestra imaginación, hay que confirmar la existencia de ese gran océano subterráneo, aunque las plumas de vapor de agua emitidas por Europa son una pista clave.

El gran enemigo para una futura misión dedicada exclusivamente a Europa es el presupuesto. Las grandes misiones como Galileo o Cassini se pasaron de lo inicialmente aceptado, aunque el enorme retorno científico las ha hecho sin duda rentables. El caso es que, recurriendo a la tecnología actual, una misión de estas características aún saldría por un pico nada despreciable, provocando que la inmensa mayoría de las propuestas se hayan quedado por el camino. El esfuerzo más serio fue la
misión conjunta ESA-NASA EJSM, la Misión a Europa y al Sistema de Júpiter, en el que cada agencia planeaba enviar un vehículo propio. La ESA lanzaría una sonda con un destino final fijado en Ganímedes, mientras que la NASA se ocuparía de la misión a Europa. Pero entre la larga ruta panorámica que debería seguir, y la elevada protección contra la radiación (que no es ninguna tontería) provocaría un vehículo pesado y costoso. Como una forma más económica de llegar y explorar este satélite, la NASA redujo el tamaño y la complejidad de

esta misión y, bajo el nombre de Europa Clipper, prevé una misión que realizaría sobrevuelos continuos sobre el satélite para obtener la información deseada. Sin embargo, en el reciente presupuesto asignado para la agencia se especifica una misión a Europa, cuyo coste no podrá superar el billón de dólares, algo así como el límite impuesto a las misiones New Frontiers. A decir verdad, existen dos misiones con destino a Júpiter. El proyecto Juno, de la NASA, ya está en camino al hermano mayor del sistema tras su lanzamiento en agosto del 2011 y después de sobrevolarnos en octubre del año pasado, está en rumbo para cumplir su cita con Júpiter el 4 de julio del 2016. Sin embargo, su misión estará centrada en el propio planeta, y tanto su órbita como su diseño evitan que la sonda pueda proporcionar información nueva acerca del satélite. Mientras, la ESA decidió continuar con su misión con las miradas puestas en Ganímedes, pero en el plan de vuelo de JUICE (el Explorador de las lunas Heladas de Júpiter) están previstos diversos sobrevuelos a Europa para permitir dirigir la sonda a su entrada orbital definitiva sobre Ganímedes. Cargará 11 experimentos (tres de la NASA), estará alimentada por energía solar, y su lanzamiento está previsto para el 2020. Mucho nos tememos que aún tardaremos en ver una misión exclusiva hacia Europa.

Hace tiempo pensábamos que para buscar vida en el cosmos había que salir del sistema solar. Gracias a una terca y cabezota sonda espacial, no tenemos que viajar demasiado lejos para encontrarla. Que en nuestro vecindario galáctico existan entornos como los de Europa bien nos enseñará a buscar bichos en otros lugares, todavía más extraños. A nosotros nos encantaría ver lo que se esconde bajo el hielo. ¿Y a vosotros?