Anillo de Júpiter, 9 de noviembre de 1996, desde Galileo
Phoenix, un tributo
domingo, 31 de mayo de 2015
miércoles, 27 de mayo de 2015
Los rayos incógnita (I)
Alemania. Año: 1885. Ciudadano: Wilhelm Roentgen. Suceso:
descubrimiento de algo enteramente nuevo y sorpresivo. Esto, en resumidas
cuentas, no es más que un resumen excepcionalmente conciso y anodino de algo
que cambió el mundo. Como decimos, corría el año 1885 cuando Roentgen estaba
haciendo una serie de experimentos con algunas sustancias poco comunes. Cerró
puertas y ventanas, e hizo la total oscuridad en la estancia, y ello le
permitió ver una luminosidad que partía de las sustancias. Esta luminosidad, o
fosforescencia, traspasaba todo material que pusiera para bloquearla, y ni
siquiera la mano en medio parecía detenerla. Días después hizo otro experimento
con su mujer, realizando la considerada primera radiografía del mundo. Lo que
había descubierto era un tipo de energía distinto a todo lo conocido, con un
potencial formidable. Cuando escribía la nota anunciando lo que había
encontrado, no supo exactamente lo que era, y menos como nombrarlo, por lo que
decidió llamarlo los rayos incógnita, o X.
Este fue el comienzo de la física nuclear, y los experimentos de Henri
Becquerel en 1900, del matrimonio Curie y de Lord Ernest Rutherford después,
permitieron realizar descubrimientos clave en este campo. Se hablaba de
aprovechar la fantástica energía que las partículas de rayos X y otras
sustancias (como el uranio) contenían para toda clase de aplicaciones. Fueron
muchos los experimentos realizados en los primeros cuarenta años del siglo XX,
y aunque el propio Rutherford había rechazado la idea de controlar la energía
contenida en las sustancias radioactivas, eso no evitó que Enrico Fermi
construyera y pusiera en funcionamiento la primera pila nuclear del mundo en
1942, que acabó desembocando en los bombardeos atómicos de las ciudades
japonesas de Hiroshima y Nagasaki que resultó ser el punto final de la Segunda
Guerra Mundial.
A partir del descubrimiento de la radiactividad por Becquerel,
diversos científicos realizaron experimentos para tratar de descubrir la forma
de detectar esa radiactividad. Finalmente fue Hans Geiger el primero que
fabricó un instrumento para detectarla. En esencia se basa en un receptáculo
rellenado por un gas a baja presión con dos electrodos que aplican un voltaje
muy alto. Cuando una partícula de alta energía penetra en la cámara provoca que
los átomos presentes en el gas pierdan electrones, y acaban ionizados perdiendo
su neutralidad. Estos iones son atraídos por los electrodos, acoplados a un
galvanómetro o un altavoz, que permite con ello hacer lecturas de la cantidad
de partículas que hay en el entorno. Con el tiempo también resulta capaz de
discriminar los distintos tipos de energía que lo producen.
Después de la Segunda Guerra Mundial, muchos de los ingenios alemanes
fueron repartidos entre los vencedores, y lo más goloso eran las bombas volantes
V2. El cohete A-4 desarrollado por
Von Braun y su equipo era el más avanzado de su tiempo, y tenía capacidad de
transportar una cabeza de combate enormemente cargada de explosivos. Una vez
extraída la carga explosiva, había sitio suficiente para acoplar instrumental
científico, transformándolos en cohetes de sondeo. Uno de estos V2
reconvertidos fue lanzado con un contador Geiger desde White Sands, Nuevo
México, el 5 de agosto de 1948, y en su breve vuelo permitió descubrir rayos X
provenientes del Sol. Lanzamientos posteriores el 28 de enero de 1949
permitieron confirmarlo. Sin embargo, se creía que el universo no sería un
emisor de esta longitud de onda.
A partir de las V2, los siguientes cohetes de sondeo eran versiones
inspiradas, pero mejoradas, de éste, permitiendo cargar nuevos y más pesados
equipos. De manera que, cuando se lanzó un cohete Aerobee 150 cargado con un más sensible contador Geiger, el 12 de
junio de 1962, fue capaz de detectar por primera vez en la historia rayos X
provenientes de una fuente de emisión cósmica fuera del sistema solar, la
llamada Scorpius X-1. Por desgracia, los vuelos de estos cohetes de sondeo solo
duraban unos minutos, lo que impedían obtener más información, y además estaban
confinados a secciones del cosmos muy pequeñas. Sin embargo, este vuelo
demostró que allí arriba existía una nueva sección de la astronomía
prometedora, y se confirmó cuando un globo aerostático que cargaba un contador
de escintilación descubrió una potente emisión de rayos X proveniente del
remanente de la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo el 21 de julio de
1964.
Estos y otros breves estudios permitieron dilucidar que los rayos X en
el cosmos son emitidos por objetos muy calientes, o por eventos que calientan
la materia debido a toda clase de exóticos fenómenos. En el espectro
electromagnético, está más allá del ultravioleta, y a veces, la sección menos
energética (parte de los rayos X de baja energía, o blandos) se confunde con la
variante más energética de la anterior, el denominado ultravioleta extremo. La
energía de los rayos X se suele medir en keV, o kiloelectrovoltios, en esencia
una medida energética, que por cierto, es ya mucha energía. Un rayo X tiene al
menos miles de veces la energía de la luz visible. Los regímenes más bajos de
los rayos X también tienden a medirse en nanómetros o Angstroms. Pero
hablaremos en exclusiva en keV. De esta manera, se consideran rayos X las
energías entre 0.1 a al menos 150 keV, puede que más, y aquí se confunde con la
última y todavía más energética forma existente en el espectro
electromagnético. A partir de los 15 keV o un poco más, se consideran rayos X
de alta energía, o duros.
La aparición de estas primeras fuentes cósmicas de rayos X impulsó que
el primer gran proyecto astronómico de la NASA incluyera un aparato medidor en
esta longitud de onda. El propósito era explorar estas fuentes de rayos X desde
la órbita sin limitación de tiempo, y un satélite era sin duda la mejor opción,
de manera que OAO-A1 recibió
instrumentación para registrar esta energía, aunque en su régimen más bajo. El
dispositivo preparado para ello no era más que una versión evolucionada de un
contador Geiger llamado contador proporcional de gas, diez veces más sensible
que todos los experimentos en cohetes de sondeo y globos, con el objetivo de
cartografiar y definir las fuentes emisoras, además de poder detectar nuevas.
Lanzado con éxito en abril de 1966, no duró en funciones mucho: un fallo masivo
en su sistema energético provocó su prematura desactivación sin haber podido
recolectar ni un solo dato del cosmos. Al menos esta no fue la última vez que
un OAO llevó instrumentación para los
rayos X.
Hacia finales de 1960, mediante cohetes de sondeo y globos, y en menor
medida satélites en el espacio, la ciencia conocía apenas 40 fuentes emisoras
de rayos X, todas entre 100 y 1000 veces más energéticas que nuestra estrella.
El deseo de astrónomos y astrofísicos era disponer de información fiable y
precisa de esas fuentes, así como localizar otras nuevas. La aparición de una
serie de misiones adscrita al programa Explorer de la NASA lo permitió.
El objetivo de la serie de misiones SAS era proporcionar la primera información completa acerca de
fuentes cósmicas en distintas longitudes de onda para poder así componer un
mapa más o menos exacto del cosmos, consiguiéndolo con un presupuesto muy
reducido. Los Pequeños Satélites Astronómicos encajaban perfectamente en la
filosofía del programa Explorer de misiones económicas y altamente enfocadas
científicamente. La base de la economía de las misiones SAS era su módulo de control, su bus. Para ahorrar una buena parte
del presupuesto de la NASA, se utilizaría el mismo diseño en todos los
satélites, evitando de esta forma costosos desarrollos. Su diseño y
construcción fue adjudicada al Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad
Johns Hopkins, y diseñaron una base simple pero sumamente avanzada que cumplía
los requisitos del programa, mientras que la instrumentación dependía de la
organización que proponía la misión. Para la primera de la serie,
SAS-A se enfocó en los rayos X. El
también llamado Explorador de Rayos X solo portaría un instrumento, suficiente
para abrir la ventana al nuevo cosmos de alta energía. El módulo de control era
un tambor de 60 centímetros de diámetro por 60 de alto, carente de toda
propulsión, con cuatro paneles solares extendiéndose desde el borde superior
del bus (proporcionando una envergadura de 3.9 metros), y cargaba una pequeña
batería de níquel-cadmio. A su vez, tres de los cuatro paneles (que equipaban
células solares en los dos lados de cada panel) incorporaban las antenas de
comunicación, dos para recepción de comandos y una para envío de telemetría e
información científica guardada en su grabador de cinta magnética. Sin duda lo
más curioso del bus SAS era su
sistema de control de actitud. Estabilizado por rotación a cinco revoluciones
por hora, para mantenerlo disponía de un dispositivo tipo giróscopo, el
denominado rotor. Sirviendo como una suerte de rueda de reacción, este rotor
controlaba el ratio de rotación aplicando su propia rotación para aumentarlo o
reducirlo hasta conseguir el exacto para su operación, apoyado por un
electroimán y un amortiguador. Pero las curiosidades no acababan ahí: si sus
controladores deseaban apuntar a SAS-A
a cualquier zona de la bóveda celeste, solo tenían que encender otro
electroimán que, actuando como la aguja de un compás, buscaba las líneas del
campo magnético terrestre para alinearse con él y así apuntar a la zona
solicitada. Y todo eso en una estructura que apenas desplazaba 79.5 kg. La zona
superior del módulo de control disponía de todos los enganches mecánicos,
energéticos y de datos para unir la instrumentación a los sistemas básicos, y
la herramienta científica del modesto satélite era una variante que había sido
utilizada anteriormente en cohetes de sondeo. Era
un experimento bastante
sencillo pero lo suficientemente potente (capaz de detectar emisiones 30 veces
más débiles que anteriormente) como para ser capaz de localizar con cierto
grado de exactitud una fuente de rayos X. Realmente estaba dividido en dos
partes idénticas, y cada mitad disponía de elementos redundantes. Cada mitad
estaba compuesta por un detector de rayos X (un contador proporcional), un
colimador mecánico y las electrónicas de procesado de la señal. Lo llamativo
era que ambas mitades eran complementarias. Dadas las características del
colimador de cada mitad, una de las mitades disponía de un campo de visión
estrecho, ideal para la localización de las fuentes emisoras, mientras que la
otra disponía de un campo de visión más ancho ideal para detectarlas. Para
incrementar la capacidad de localización de una emisión de rayos X, el propio
experimento disponía del sensor solar y el escáner estelar del satélite. De
esta manera, uniendo los datos del instrumento con los del sistema de control
de actitud se lograrían localizaciones más exactas de lo logrado hasta aquel
momento. Se sintonizó para observar el cosmos de alta energía entre los 2 y los
20 keV, y el instrumento pesaba 63.6 kg. Esta misión fue propuesta por el Dr.
Riccardo Giacconi, de American Science & Engineering Co., Inc.,
posiblemente la organización con más experiencia en el campo de la astronomía
en rayos X. Suyo fue el instrumento que voló en aquel cohete de sondeo de junio
de 1962 que detectó la primera fuente emisora en esta longitud de onda, y
resultó razonable que estuvieran detrás de la primera misión astronómica
dedicada única y exclusivamente a la astronomía X. Con todo unido, SAS-A desplazaba una masa de 142.8 kg.
Otra novedad de la misión era su plataforma de lanzamiento. No fue
elevado desde Cabo Cañaveral, tampoco desde Vandenberg. Es más, se convirtió en
el primer vehículo espacial de la NASA en ser lanzado desde fuera de su
territorio nacional. Esto comenzó a principios de la década de 1960, cuando
Estados Unidos e Italia firmaron un Memorándum de Entendimiento mediante el
cual se establecía una colaboración mutua. Italia deseaba experiencia en la
construcción y operación de satélites, así como en las operaciones de
preparación de cohetes y en su lanzamiento. Por su parte, a la NASA le
interesaba el proyecto italiano de poder lanzar satélites desde una
localización extremadamente próxima al ecuador terrestre, consiguiendo sin duda
abaratar costes, al no tener que recurrir a lanzadores más complejos y
costosos. La clave de todo esto era la Plataforma de
lanzamientos San Marco.
Construida a partir de una vieja plataforma de perforación petrolífera marina,
se adaptó para tener todo el equipamiento para procesar el lanzador y la carga
a elevar, incluyendo una suerte de sala limpia para el satélite. A unos 500
metros de la Plataforma San Marco, se situaba otra, llamada Santa Rita, que
equipaba la sala de control, equipamiento de seguimiento y comunicaciones.
Ambas instalaciones, construidas en astilleros italianos, y transportadas por
mar, quedaron instaladas a 4.8 km. de la costa de Kenia, en la Bahía de
Formosa, cerca del pueblo keniata de Malindi. En la costa, además, se colocó un
campamento base portátil con más equipamiento de seguimiento y recepción de
señales de los
satélites lanzados. Gracias a un acuerdo entre los gobiernos
italiano y keniata, estas tres instalaciones fueron situadas allí. Antes de SAS-A, solo se había lanzado un
satélite, el San Marco-C italiano en
1967, que comprobó el correcto funcionamiento de las instalaciones. ¿Por qué
lanzar desde allí? Ya hemos hablando en alguna entrada anterior que un
lanzamiento ecuatorial añade energía extra a la proporcionada por el propio
cohete, permitiendo elevar cargas más pesadas, pero es que también resulta
ideal para así evitar el uso de costosos lanzadores y complicadas maniobras
para satélites destinados a órbitas prácticamente ecuatoriales, como era el
caso de SAS-A. Corría el mes de
octubre de 1970 cuando todo el aparataje para el lanzamiento del Explorador de
Rayos X llegó a la Plataforma San Marco.
Mediante un lanzador de combustible sólido Scout, SAS-A (el primero de
los satélites “africanos” de la NASA) fue elevado el 12 de diciembre de 1970 a
una órbita apenas inclinada con respecto al ecuador (2.9º) situada a una
altitud de 520 x 560 km. de altitud. Una vez verificado el correcto
funcionamiento del satélite y su experimento, su misión comenzó, no sin antes
recibir nuevo nombre. Como homenaje al día de la independencia de Kenia (y como
gesto de agradecimiento al pueblo keniata por el trato recibido) fue
rebautizado como Uhuru, libertad en
Swahili. El método de escaneo del cielo era el siguiente: aprovechaba su lenta
rotación para barrer amplias zonas del cielo para captar los máximos fotones de
rayos X posibles. También utilizaba su órbita alrededor de la Tierra para
ampliar su visión, y también la propia traslación de nuestro planeta alrededor
del Sol para terminar el barrido de la bóveda celeste. Con una misión de seis
meses, se esperaba que pudiera ampliar apreciablemente el catálogo de fuentes
de rayos X, además de estudiar mejor la radiación difusa de fondo en esta
longitud de onda. La verdad fue que las expectativas se superaron con creces:
gracias a sus datos se pudo compilar un primer catálogo comprensivo de las
fuentes de rayos X, el
llamado Catálogo Uhuru, con cuatro variantes sucesivas,
siendo la última (4U) la que mostraba absolutamente todo lo descubierto por
este pionero astronómico. En total, Uhuru
catalogó 339 fuentes individuales de rayos X entre 2 y 6 keV, además de lo
siguiente: el descubrimiento de emisores de rayos X de muy rápida variación;
emisión de rayos X provenientes de quásares; detección de sistemas estelares
binarios solo en rayos X; pero lo mejor fue el hallazgo de algo que, aunque
teorizado, nadie había visto. Se trata de una de las emisoras de rayos X más
simbólicas que existen en nuestra galaxia: Cygnus X-1.
Con Uhuru todavía
funcionando (no fue desactivado hasta marzo de 1973) en 1972 se lanzaron dos
misiones con capacidad para la astronomía en rayos X. El primero en lanzarse
fue el primer satélite
europeo dedicado a la astronomía, el denominado TD-1A. De los siete experimentos que
cargaba, equipaba dos para estudio de los rayos X, aunque solo uno para la
astronomía en esta longitud de onda. De características similares al de Uhuru (colimador y contador
proporcional), iba un poco más allá (de 3 a 30 keV), y tenía el mismo propósito
que el explorador de la NASA. Lanzado por la NASA desde Vandenberg a bordo de
un vector Thor-Delta el 12 de marzo,
quedó situado en una órbita polar baja, y con acceso a todo el cielo. Aunque
dedicado principalmente a la luz ultravioleta, también se preparó para hacer
observaciones solares y para tratar de compilar un somero mapa del cosmos de
alta energía, incluyendo los rayos X. Por desgracia para la gente de la misión,
el satélite no se libró de ciertos problemas que limitaron su operatividad, y
uno de ellos afectó directamente al experimento celeste de rayos X. El problema
fue un codificador que unía el experimento al ordenador, de manera que durante
el primero de los dos reconocimientos que completó, el de los rayos X no se
realizara. Tras la conclusión de este primer escaneo, se puso en marcha el
codificador, y al mostrar un rendimiento aceptable, esta vez sí fue posible completarlo.
El completo consumo del combustible de control de actitud provocó su
desactivación en mayo de 1974.
Elevado mediante un lanzador Scout
desde la plataforma San Marco el 7 de mayo de 1975, SAS 3 fue el más longevo y productivo de la serie, siendo
desactivado en abril de 1979. Pero mientras tanto, fue capaz de detectar cosas
bastante curiosas: siguiendo los pasos de ANS,
empezó a detectar y caracterizar los objetos de estallido en rayos X,
descubriendo una docena de ellos en el cosmos, asociándolos a sistemas binarios
de estrellas de neutrones; proporcionó localizaciones de fuentes individuales
con suficiente exactitud y precisión como para apuntar telescopios basados en
tierra buscando algún objeto en la longitud de onda visible que pudiera ser el
responsable de esta emisión energética; detección de emisiones de rayos X
provenientes de enanas blancas; fijó la localización de emisores de rayos X
cerca de los centros de cúmulos globulares; la primera detección del fenómeno
llamado Oscilación Quasi-Periódica a través de su emisión de rayos X; y lo más
raro, que la emisión difusa en el rango energético de 0.10 a 28 keV es
absorbida por el medio interestelar galáctico. Mucho aprendimos con SAS 3, pero este pequeño no era más que
una solución de transición. Dos años después de su satelización, la NASA estaba
lista para llevar la astronomía de rayos X a una escala mucho más grande.
A finales de la década de 1960, la NASA vivía en la euforia. Se
sentían capaces de hacer cualquier cosa, la confianza era arrolladora. Tal era
así que a alguien dentro de la organización se le ocurrió una idea loca:
aprovechando la formidable potencia de los lanzadores Saturn, propugnaba elevar un gigantesco satélite de 12 metros de
largo, dos de diámetro y casi 10 toneladas de masa. Su nombre era HEAO, Observatorio Astronómico de Alta
Energía, y como indicaba, sería un vehículo dedicado al examen de todo el
espectro de alta energía de una sola vez. Cuando salieron las cuentas de cada
alunizaje, pronto vieron que ese programa resultaba irrealizable, sin embargo
la idea había calado, de manera que la Comisión de Misiones Astronómicas de la
Academia Nacional de Ciencias estadounidense le dio al proyecto HEAO prioridad número uno entre las
misiones astrofísicas. De manera que la NASA tuvo que sacar el programa de
manera económica cumpliendo todos (o casi) los objetivos científicos originales.
Haciendo caso a aquel viejo dicho de “una imagen vale más que mil
palabras”, la comunidad astronómica estaba a punto de observar por primera vez
el universo X. Al igual que con los observatorios visibles o de ultravioleta (y
poco después con el infrarrojo), la mejor manera de sacar conclusiones era
tomando imágenes. El problema era conseguir una forma de enfocar los fotones de
rayos X, de una forma similar a la de los observatorios tradicionales que
enfocan la luz visible. El problema es que los telescopios tradicionales son
inútiles para trabajar con los rayos X, porque los fotones penetran a través de
los espejos y acaban absorbidos. La solución llegó en 1952, cuando un
científico llamado Hans Wolter, deseoso de examinar los rayos X al microscopio,
se encontró con el
mismo problema. La solución que encontró fue crear cilindros
que metía uno dentro de otro, cuya superficie interna estaba recubierta de
materiales reflectores. Wolter creó así los módulos ópticos de incidencia oblicua,
desarrollando tres tipos, dependiendo de su complejidad. Los más usados son los
calificados posteriormente módulos ópticos tipo Wolter 1 (existen otros dos
tipos), que conjuga módulos ópticos cilíndricos con forma hiperboloide y
paraboloide. La técnica es la siguiente: los fotones de rayos X penetran por el
frente del módulo óptico, reflejados por los recubrimientos internos de cada
cilindro. A medida que viajan por el módulo óptico se van enfocando
aprovechando la forma del módulo, que va reduciendo su diámetro gradualmente
para conseguir llevar los fotones X ya enfocados al lugar que nos interesa. Con
el equipo adecuado, es posible crear imágenes del cosmos en esta longitud de
onda permitiendo examinar un objeto emisor de una forma nunca antes alcanzada.
Realmente los módulos ópticos tipo Wolter ya se estaban usando en el espacio
casi desde el inicio de la era espacial. Que nosotros sepamos, el primero en
disponer de ellos fue el observatorio solar de la NASA OSO 2 (podemos estar equivocados) para poder captar imágenes de
nuestra estrella, y uno de los telescopios solares de la estación espacial Skylab era de este tipo. Para la primera
misión de observación del cosmos en rayos X de la historia había que llevar los
módulos tipo Wolter a una escala mayor.
Una nueva organización espacial se unió al examen de los rayos X desde
el espacio. El Japón también se unió algo tarde a la explotación del espacio,
pero en 1976 ya había intentado colocar en el espacio un pequeño vehículo que
les introdujera en este campo. Se trataba del satélite CORSA, que no alcanzó la órbita a causa de un fallo del lanzador.
Para suplirlo, construyeron un satélite idéntico,
lógicamente llamado CORSA-b. Construido por la agencia ISAS,
se trataba de un vehículo de modestas dimensiones, contando con instrumentación
para comenzar los trabajos en el universo X, cubriendo gran parte del espectro
en esta longitud de onda. Diseñado para rotar sobre sí mismo, realizaría un
completo reconocimiento a la antigua usanza, para así iniciar a la nación
nipona en este fascinante cosmos. Lanzado el 21 de febrero de 1979 en la punta
de un lanzador M-3C-4 (y rebautizado
ya en órbita como Hakucho) permaneció
en órbita hasta el 16 de abril de 1985, día en el que reentró en la atmósfera,
y al mapa del cosmos realizado, permitió el descubrimiento de las fuentes
transitorias de rayos X blandos Cen X-4 y Apl X-1, monitorización de la emisión
de rayos X del mítico púlsar Vela, así como dar pequeñas nuevas pistas acerca
de las Oscilaciones Quasi-Periódicas. No estuvo mal, y debido a eso lanzaron
una nueva misión poco después, algo más preparada.
1983 fue un buen año para la astronomía X, ya que además del japonés Tenma y el espectroscopio del soviético Astron, se les unió el segundo
observatorio de rayos X de la historia, proveniente este de Europa. Sin
embargo, el camino de este proyecto hasta su colocación en órbita fue largo y
tortuoso.
En 1967 llegaron al consejo del ESRO dos propuestas para su estudio.
Una de ellas (Cos-A) tenía como
objetivo observar el cosmos de alta energía a partir de los rayos X para
arriba, mientras que la segunda (Cos-B)
realizaría lo mismo pero con la longitud de onda más alta y energética de
todas. Tras los estudios iniciales (y por compartir similares objetivos con TD-1A) Cos-A cayó. Esto no desanimó a los que proponían una misión de
rayos X, y poco después llegó a la mesa la propuesta de misión HELOS, una de las más curiosas de las
que hemos oído hablar. El Satélite de Alta Excentricidad para Ocultación Lunar
pretendía hacer el trabajo habitual, es decir, localizar y apuntar fuentes
desconocidas de rayos X, pero esto lo haría mediante, como su propio nombre
indicaba, ocultaciones lunares para obtener exactas posiciones de cada objeto.
La propuesta fue aprobada, y a medida que el desarrollo del concepto avanzaba,
se fueron lanzando satélites que hicieron su misma tarea: Uhuru, ANS, SAS 3 o HEAO 1. Como consecuencia de esto, la nueva ESA (el viejo ESRO,
reestructurado en 1975) decidió enfocar la misión HELOS del reconocimiento del cosmos a una misión de apuntamiento.
Debido al cambio de concepto, su nombre también cambió.
Poco menos de dos años antes del lanzamiento de EXOSAT la ESA lanzó un Anuncio de Oportunidad que la comunidad
científica agradeció: en vez de que el satélite fuera de uso exclusivo de los
científicos de la misión, este proyecto se abría a cualquiera que quisiera
aprovechar esta excelente herramienta. Es más, como ya ocurriera con el
observatorio IUE, EXOSAT sería operado como si fuera un
observatorio basado en Tierra, de manera que un científico, sin tener
conocimientos acerca del funcionamiento del vehículo, podía acudir al centro de
control, realizar la observación solicitada (con asistencia del equipo de control
de misión) y marcharse a su institución para estudiar la información recogida.
Cuando se cerró la ventana del anuncio, habían llegado más de 500 propuestas,
lo que llevó a hacer un proceso de selección, del que salieron 200 para los
primeros nueve meses de operación del observatorio, de los dos años de misión
principal.
La fecha de lanzamiento se cumplió, y EXOSAT quedó situado en una órbita casi polar y altamente
excéntrica (71.4º, 2919 x 189.000 km.), posibilitando que el observatorio
estuviera a la vista de la antena de seguimiento durante 76 de las 90 horas que
duraba su órbita consiguiendo realizar estudios
duraderos. Tras probar el
instrumental, su misión oficialmente comenzó en agosto, y resultó muy
fructífera. Aunque el mecanismo de las rejillas de difracción de LEIT falló
pocos meses después del despegue, la información recogida permitió ampliar
nuestra vista de los rayos X emitidos desde el cosmos, con más de 450
publicaciones, y lo más notable de lo descubierto es lo siguiente: estudiando
las Oscilaciones Quasi-Periódicas o QPO’s, provenientes de la rotación de
algunas estrellas de neutrones en sistemas binarios de rayos X, descubrió
periodos errantes de acá para allá, es decir, que no rotaban en periodos
predecibles, sino que, probablemente, rotan dependiendo de las inestabilidades
que poseen los discos de acreción que rodean a las estrellas de neutrones;
encontró el sistema binario de más rápida rotación (11 minutos), siguiendo la
brutal emisión de rayos X generada por la caída de material hacia la estrella de
neutrones del sistema; el hallazgo de un nuevo sistema binario compuesto por
una estrella masiva que alimenta a un agujero negro con 10 veces la masa de
nuestro Sol, encontrando enormes y potentísimos chorros de material eyectados
desde el propio agujero negro viajando a un cuarto de la velocidad de la luz,
yendo de acá para allá cada 167 días, coincidiendo con el periodo de
variaciones de las líneas ópticas; y observaciones de la nova pulsante EXO2030+375 permitió obtener detalles de cómo el material de una estrella
compañera en un sistema binario es capturada por los campos magnéticos de una
estrella de neutrones. Una misión
magnífica que también proporcionó imágenes
asombrosas del universo X, y que fue la precursora de lo que después
conseguiría la ESA. EXOSAT acabó
reentrando en la atmósfera el 6 de mayo de 1986 después de un fallo en el
sistema de control de actitud provocando el consumo completo del gas de los
propulsores de actitud.
La tercera misión japonesa dedicada al estudio de los rayos X fue lanzada
apenas 10 meses después de quedarnos sin el fiel observatorio europeo. Astro-C seguía siendo una misión que,
continuando el legado de las dos anteriores, se encargaría de realizar nuevos
exámenes del cielo en
busca de cosas nuevas. El satélite era una pequeña caja
que apenas incorporaba instrumental, solo tres aparatos, siendo dos de ellos
los dedicados al reconocimiento del cielo en rayos X (LAC, Contadores
proporcionales de Gran Área, 1.5-37 keV, y ASM, Monitor de Todo el Cielo, 1-20
keV), mientras que el tercero estaba dedicado a la búsqueda de eventos
transitorios. El mayor de los instrumentos, LAC, cubría todo un lateral del
satélite, proporcionándole un campo de visión enorme. Lanzado el 5 de febrero
de 1987 mediante un M-3SII, funcionó
hasta su reentrada el 1 de noviembre de 1991, y durante este tiempo, además de
finalizar el trabajo comenzado por Hakucho
y Tenma, Ginga (galaxia en japonés) detectó en ese tiempo nuevos candidatos
a agujeros negros, de fuentes transitorias débiles en el borde galáctico, así
como una línea de emisión del hierro entre los 6 y 7 keV proveniente del centro
de nuestra galaxia. Con los deberes hechos, el Japón se puso a preparar una
herramienta más adecuada para el estudio de las fuentes de rayos X, siguiendo
la estela del observatorio Einstein y
de EXOSAT.
No hemos alcanzado todavía la década de 1990 y ha habido más de 16
misiones dedicadas al estudio de los rayos X. En esta primera sección hemos
hablado de los que han hecho cosas interesantes en el campo astronómico en esta
longitud de onda, pero el Sol también ha atraído la atención de los sensores de
rayos X, y estos han ido mucho más. A partir de los años 1990 hacia nuestros
días, este campo de estudio del cosmos ha avanzado de forma gigantesca, y no
solo en descubrimientos. Estar atentos, lo mejor todavía está allí arriba.
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.
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.
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.
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.
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.
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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.
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