Ventana al Espacio (XLV)

La galaxia de Andrómeda, desde GALEX

Gigantes de la exploración espacial: Lunar Prospector

Desde que el Luna 24 se posara sobre Selene y nos devolviera su preciada carga en 1976, ningún artefacto humano dirigió su vista hacia nuestro satélite en 15 años. Cuando el demostrador tecnológico japonés Hiten la sobrevoló, el interés sobre ella renació. En 1994, la sonda Clementine, del departamento de defensa de EE.UU., fue lanzada por la NASA hacia allí, donde estuvo dos meses, realizando un nuevo mapa. Cuando acabó su labor lunar (y tras el fallo de la sonda antes de cumplir su segundo cometido) surgieron otros datos de interés: había encontrado en el polo norte, dentro del oscuro fondo de algunos cráteres, emisiones de hidrógeno, probable indicador de depósitos de agua helada. Apremiada por la comunidad científica, la NASA aprovechó el programa Discovery para resolver esta, y otras cuestiones también solicitadas.

Si se quiere establecer alguien en la Luna, algo básico es poder aprovechar los recursos que ella puede ofrecer. Por supuesto, el buscar y medir ese teórico depósito de hielo es crucial si alguna vez instalamos una base allí. Y tener un mapa gravitatorio de la Luna ayudará a futuras sondas a trazar órbitas más precisas y con un menor gasto de combustible. Además, y a pesar de todas las misiones que en las décadas de 1960 y 1970 se enviaron, todavía no se sabe cómo exactamente se formó Selene. Ese fue el argumento para construir y operar Lunar Prospector, una sonda de dimensiones modestas pero con objetivos realmente ambiciosos, como todos los del programa Discovery.

Lunar Prospector era una sonda de diseño cilíndrico, con una gran antena en forma de barra en la parte superior, y tres mástiles, que nacían del cuerpo central de la sonda, con los experimentos de a bordo. La estructura era un tambor de grafito-epoxi de 1’36 metros de diámetro y 1’28 metros de alto. Poseía un motor principal para la entrada en órbita lunar y seis propulsores para el control de la sonda. El ordenador derivaba directamente del que equipó el rover Sojourner de Mars Pathfinder, con un microprocesador Harris 80C86, con 64 kilobytes de memoria RAM, y estaba controlado directamente desde el centro de control. Los paneles solares rodeaban al tambor, proporcionando energía en todas las condiciones. Estaba estabilizada por giro a una velocidad de 12 revoluciones por minuto una vez en la órbita de trabajo. La comunicación con Tierra la realizaban dos transpondedores de banda-S, una antena de media ganancia para la descarga de datos, y para comunicaciones en dos direcciones estaba la antena de baja ganancia, omnidireccional. Fue equipada con 5 experimentos, situados en los extremos de 3 mástiles extensibles de 2’5 metros.

El primero de ellos era el GRS, o Espectrómetro de Rayos Gamma. Era un cilindro que tenía en su interior un cristal de bismuto protegido por una carcasa de plástico especial, conectado a unos detectores especiales. Una vez en operación era capaz de distinguir la radiación Gamma emitida por diversos tipos de minerales cuando son golpeados por las partículas del viento solar o de los rayos cósmicos, aunque especializado en la detección de uranio, torio, potasio, hierro, magnesio, silicio, aluminio, titanio, oxígeno y calcio, para así crear el primer mapa global de la composición química de la superficie selenita (resolución de 150 km.), y medir la distribución de los elementos químicos por la superficie. El segundo era el NS, o Espectrómetro de Neutrones. Montado al final de otro de los mástiles, estaba formado por un cilindro horizontal con dos contenedores de helio-3 unidos a un medidor de energía. Estaba diseñado para medir hasta pequeñas cantidades de hielo de agua mediante la emisión de hidrógeno de éstos. Este instrumento era capaz de medir cantidades de hasta 0’01% de hielo de agua en la superficie lunar. Poseía una resolución de 150 km. También equipaba el APS, o Espectrómetro de Partículas Alfa. Situado en el mismo mástil del NS, y situado delante de él, era un cubo de 18 centímetros de lado. En su interior se encontraban diez detectores a base de silicio entre capas discoidales de oro y aluminio. Fue diseñado para detectar los fenómenos de emisión de gas radón por toda la superficie lunar, así como encontrar su producto subyacente, polonio. Se cree que este fenómeno de emisión de gases es el causante de la exosfera lunar, y el APS fue diseñado para probar esta hipótesis. Su resolución era de 150 km. para la emisión de gases y la distribución del polonio. El DGE, o Experimento Doppler de Gravedad, era el primer instrumento diseñado para estudiar la gravedad selenita mediante el desplazamiento Doppler medido gracias a la señal de comunicaciones. Conectado a las estaciones terrestres, era posible medir la variación en la velocidad orbital de la sonda mediante la señal en banda-S que emitía Lunar Prospector para así realizar las primeras mediciones gravitatorias de nuestro satélite, con una resolución de al menos 200 km. Y por último, el MAG/ER, o Magnetómetro y Reflectómetro de Electrones. Idéntico al montado en Mars Global Surveyor, se encontraba situado en el tercer mástil de Lunar Prospector. Diseñado para detectar campos magnéticos en la Luna, el MAG era un magnetómetro de núcleo saturado triaxial que medía la amplitud y dirección del campo magnético que detectara, con una resolución de 100 km., mientras que el ER se encargaba de medir la potencia y localización del campo magnético. El MAG se situaba al final de una prolongación de 0’8 metros por delante del ER, colocado en el extremo del tercer mástil del instrumental. Los datos proporcionados por este experimento permitían estudiar la evolución lunar y averiguar cosas sobre la distribución interna de nuestro satélite. La masa total en el momento del despegue era de 296 kg., y el coste total del proyecto (sobre el tope máximo del programa de 150 millones de dólares) fue de 62’8 millones de dólares.

Para su lanzamiento, fue designado un nuevo cohete, diseñado para lanzamiento de vehículos ligeros. Llamado primeramente LMLV-2, el efímero Athena 2 se estrenaba con esta misión. La primera fecha de lanzamiento se fijó para octubre de 1997, pero se retrasó dos veces hasta el 6 de enero de 1998 para realizar las comprobaciones finales de los experimentos de la sonda y también para la verificación del lanzador. Finalmente el 7 de enero de 1998, con un día de retraso a causa del fallo de un radar de seguimiento en Cabo Cañaveral, Lunar Prospector se puso en camino hacia nuestro satélite, adoptando una alta órbita elíptica tras 105 horas de viaje (el 11 de enero) y dos correcciones por el camino. Una primera órbita de casi 12 horas de duración siguió 24 horas después a una maniobra que redujo su tiempo alrededor de Selene a 3’5 horas. Al día siguiente una nueva corrección la colocó en una órbita preliminar de 95 x 153 km., en la que sus instrumentos se calibrarían para su posterior uso correcto, y finalmente el día 16 consiguió su órbita de trabajo a 100 km. de altitud, en la que estaría durante su misión primaria de un año de duración. Sin embargo, durante las pruebas y calibraciones del instrumental en órbita lunar, vieron que el APS se había dañado durante el despegue, ya que una de las superficies detectoras del cubo que era el instrumento se había destrozado, provocando una pérdida de sensibilidad para sus mediciones. A la semana de haber adoptado su órbita, ésta se había modificado a otra de 80 x 120 km. de altitud a causa de la gravedad selenita, por lo que se requirió una maniobra adicional para colocarla de nuevo en la apropiada. Así, una vez al mes era necesaria una maniobra para recolocarla en la órbita de trabajo.

La noticia llegó el mes de marzo: La Luna tiene millones de toneladas de agua. Según los datos del NS, la cantidad en ambos polos sumaría un total que variaba entre 10 y varios centenares de millones de toneladas. La región más llena era la cuenca Aitken, en el polo sur, con una alta concentración de cráteres cuyo fondo está permanentemente en sombra. Faltaban análisis más precisos, pero esto abría la puerta a misiones de muestreo, y también a futuras misiones tripuladas, para así montar estaciones en las cuales se puedan reabastecer naves en camino del sistema solar. Posteriormente, en septiembre llegaron nuevos datos de que la concentración de hielo de agua calculada era de 3.000 millones de toneladas, aunque eran cautelosos. Naturalmente, el método de detección era indirecto, ya que el NS medía la emisión de hidrógeno, y para confirmarlo era necesario “tocarlo”, pero aún así, este descubrimiento era crucial para el futuro de la exploración tripulada.

Tras su tarea primaria, se decidió extender su tiempo de misión, además de reducir su altura sobre la Luna. Así, el 19 de diciembre de 1998 su órbita fue reducida hasta los 40 km., para así mejorar enormemente la resolución de sus instrumentos. Luego, en enero de 1999 su órbita fue otra vez modificada para dejarla a una de 15 x 45 km. y así mejorar los estudios. Durante todo este tiempo, a causa de la escasa cantidad de combustible, se empezaron a buscar lugares en los que estrellar Lunar Prospector para intentar dejar al descubierto el hielo enterrado en los cráteres. Tras un tiempo de búsqueda, se eligió el cráter Shoemaker, en el polo sur. Para ello la sonda fue preparada, así como medios de observación terrestres dirigieron sus miradas hacia ese lugar. Finalmente, el 31 de julio de 1999 Lunar Prospector fue maniobrada para estrellarse en el fondo de ese cráter. El impacto fue un éxito, la misión acabó rudamente, pero no se pudo detectar ninguna movilización del hielo que teóricamente estaba allí. Así, una labor exitosa acabó en un pequeño chasco.

A pesar de no contactar directamente con el hielo, su misión es considerada un tremendo éxito. Gracias a los datos tomados por sus experimentos la cara de Selene ha cambiado de una forma importante. Por ejemplo, el GRS ha declarado que muchas regiones de la Luna son muy ricas en hierro. El DGE, además de completar un mapa gravitatorio de la cara visible de la Luna, encontró tres nuevos mascones. El MAG/ER detectó una anomalía magnética de unos 100 km. de diámetro (a veces llamado el campo magnético más pequeño del sistema solar), además de varias cuencas de impacto magnetizadas en ambas caras lunares. El APS, dañado durante el despegue, no pudo realizar mediciones decentes, y además, la alta actividad solar en sus manchas oscurecieron los posibles datos que la Luna podría haber devuelto. Según algunos de los científicos adscritos al proyecto, es probable eliminar los efectos del oscurecimiento solar de los datos del instrumento, pero de momento, no hay nada concreto. Y por último, y más importante, la medición de los depósitos de hielo en los polos nos dejó que la Luna podría ser una “gasolinera” para que naves tripuladas puedan llegar allí, abastecerse, y colocarse en camino a otros puntos del sistema solar, así como proporcionar la capacidad de autoabastecer las futuras bases que sean colocadas en el suelo selenita. Una labor ejemplar.

El éxito de esta sonda dio pie a nuevos proyectos, y no solo de la NASA, sino que también de la ESA, la agencia hindú, la japonesa, y la china.

Los nuevos ojos de rayos X

Hoy os vamos a presentar a NuSTAR, el nuevo observatorio de rayos X de la NASA. Es posible que en este punto preguntéis: ¿no tiene la NASA un telescopio de rayos X? La respuesta es sí. Entonces formularíais otra pregunta: ¿acaso éste lo sustituye? La respuesta es no. ¿Y entonces por qué lanzan un segundo? Tranquilos, no desfallezcáis y seguid leyendo.

Antes de empezar a tocar los tornillos a este novedoso vehículo, un pequeño inciso. Si ahora mismo preguntáramos qué es la luz, es probable que recibiera respuestas del tipo: la luz del Sol, lo que vemos nosotros, y cosas por el estilo. Pues sí y no. En realidad, la luz que el ojo humano puede captar no es más que una pequeña franja de radiación que forma parte de algo denominado espectro electromagnético, que no es más que el compendio de todos los tipos de “luces”, o espectros, que existen en el universo. El espectro visible, que es lo que el ser humano es capaz de registrar, es el que está en el medio, y a partir del cual hemos nombrado el resto de espectros. Los otros se encuentran por encima o por debajo del visible. Así, los que se encuentran bajo el visible poseen longitudes de onda más largas. Son tres tipos: el utilísimo infrarrojo, la radiación de microondas, y las ondas de radio (porque sí, muchísimos objetos celestes emiten ondas de radio). Los situados por encima de la luz visible, poseen longitudes de onda más cortas. Son la luz ultravioleta (tan interesante para la astronomía como peligrosa para nosotros), los “medicinales” rayos X y los peligrosísimos rayos Gamma. Para los astrónomos, hasta hace aproximadamente 60 años solo podían observar el espectro visible, algo del infrarrojo, y parte de las ondas de radio. El comienzo de la era espacial abrió las puertas para comenzar a explorar esos universos desconocidos. Actualmente, tenemos la inmensa mayoría de los espectros electromagnéticos observados. Así, el espectro visible es coto privado del famoso Telescopio Espacial Hubble (capaz de detectar también parte del infrarrojo y del ultravioleta), el infrarrojo queda a cargo del veterano observatorio de la NASA Spitzer y del más moderno y potente Herschel de la ESA. De la radiación de microondas se encarga el observatorio europeo Planck, mientras que recientemente hemos comenzado a captar las ondas de radio desde el espacio con el satélite ruso Spektr-R, también conocido como RadioAstron. En el otro lado, la mayoría del ultravioleta queda a cargo de GALEX, los rayos X son para Chandra, XMM-Newton y Suzaku, y los rayos Gamma para INTEGRAL y Fermi, y desde hace poco tiempo existen observatorios multi-longitud de ondas, como Swift, que observa a la vez en visible, ultravioleta y rayos X. Además, estos espectros permiten examinar objetos del sistema solar, usando instrumentos científicos como espectrómetros y radiómetros infrarrojos (como el CRISM de Mars Reconnaissance Orbiter o el CIRS de Cassini), espectrómetros ultravioleta (el Alice de New Horizons), de rayos X (XRS de MESSENGER), de rayos Gamma (GRS de Mars Odyssey), radiómetros de microondas (MWR de Juno) o detectores de ondas de radio (RPWS de Cassini), junto con las cámaras de luz visible como HiRISE de MRO, LORRI de New Horizons o HRSC de Mars Express.

Regresamos al tema. NuSTAR es el nuevo observatorio de rayos X de la NASA, como hemos dicho, y es complementario al telescopio Chandra. ¿Por qué? Bueno, pues porque el veterano satélite de la agencia solo puede observar parte de los rayos X que emiten los objetos celestes. Chandra, al igual que XMM-Newton o Suzaku, y como anteriores vehículos centrados en este espectro (empezando por el satélite “africano” Uhuru, lanzado en diciembre de 1970), solo han podido, debido a las restricciones tecnológicas, estudiar uno de los dos tipos de rayos X que existen, los llamados de baja energía o “blandos”. Los más potentes, lanzados en 1999 y 2005, han mejorado enormemente nuestros conocimientos en esta franja, pero son incapaces de alcanzar el otro tipo. Los primeros vehículos capaces de empezar a registrar en cierta manera el otro tipo, los rayos X de alta energía, o “duros”, se han puesto en órbita en los últimos 10 años. El primero en hacerlo fue el europeo INTEGRAL, uno de los actuales observatorios de rayos Gamma, pero que, debido al enorme parecido entre los rayos Gamma blandos y los rayos X duros, comenzó a hacer escaneos del cielo en estos rangos energéticos. El segundo con posibilidad de hacerlo fue el satélite cazador de estallidos de rayos Gamma (o GRB’s) Swift. Uno de sus tres instrumentos, el BAT, es un telescopio con un gran campo de visión que es capaz de observar de una vez un 25% del cielo, con el que ha hecho un mapa básico de los objetos que emiten en los rayos X duros, mientras no buscaba estos GRB’s. El observatorio japonés Suzaku, primo hermano de Chandra y XMM-Newton, también tiene cierta capacidad de observar los rayos X duros. Todos estos satélites han estado observando esta franja de luz a muy baja resolución, por lo que se hacía necesario un observatorio exclusivo centrado en el estudio en alta resolución de estos desconocidos rayos X. Los recientes avances tecnológicos promovieron la aparición de la misión NuSTAR.

Su nombre completo es Conjunto de Telescopios Espectroscópicos Nucleares, y es un proyecto adscrito a la iniciativa de misiones Small Explorer, una de las partes del más longevo de los programas de la NASA, el Explorer, centrado en la investigación heliofísica y astrofísica, y que cuenta con satélites como RHESSI, AIM o IBEX. Esta iniciativa podría decirse que es otra parte de aquella política del Faster, Better, Cheaper, que motivó la apertura del exitoso programa Discovery. A pesar de que los presupuestos para el Small Explorer son bastante reducidos, los objetivos científicos son tremendamente amplios, generando misiones bastante avanzadas tecnológicamente. NuSTAR no es una excepción.

El satélite posee unas medidas de 1.2 x 2.2 metros, y está construido principalmente en aluminio, mediante una estructura en forma de panal de abeja para aligerar peso. Está dividida en dos secciones: el bus, que almacena los sistemas electrónicos de control, comunicaciones, generación de energía y parte del instrumento científico, y el ensamblaje óptico, que contiene las ópticas del telescopio. El diseño del satélite, construido por la empresa Orbital Sciences Corp. (fabricante de la sonda asteroidal Dawn), se basa en módulo LEOStar-2, desarrollado por la misma compañía. El subsistema de manejo de comandos y datos se estructura alrededor de tres elementos, el ordenador de a bordo, la unidad electrónica central y el microcontrolador de las electrónicas de actitud y energía, y se encarga de las operaciones generales del satélite y de enviar los resultados a casa. Comunica con Tierra a través del subsistema de comunicaciones, formado por el transmisor en banda-S y dos antenas omnidireccionales. Carece de toda propulsión, y se encuentra estabilizada en sus tres ejes, usando para su orientación una unidad de referencia inercial, un magnetómetro, cuatro escáneres estelares (basados en los aparatos ASC de la sonda Juno), varios sensores solares ordinarios y varias ruedas de reacción que manejan los movimientos para apuntar el telescopio. Para controlar la temperatura se recurre a lo habitual: mantas multicapa, placas que actúan como radiadores y calentadores eléctricos. La energía proviene de un único panel solar con cinco secciones, almacenando la energía en dos baterías de ión litio. El telescopio de NuSTAR está formado por tres elementos: el ensamblaje óptico, el plano focal con los detectores, y el mástil. Para que un observatorio de rayos X realice mediciones e imágenes de alta resolución, es necesario cambiar la estrategia. Tal y como conocemos un telescopio, los rayos X no se reflejarían en el espejo primario, sino que serían absorbidos. Así, es imposible que con los elementos tradicionales se puedan estudiar de manera precisa. Para conseguirlo, NuSTAR usa un método distinto. Dispone de espejos, si, pero en vez de tener un espejo a la espera de recibir la luz, utiliza un conjunto de espejos situados de manera paralela a la energía entrante, con el objetivo de intensificarla. Esta técnica (denominada en inglés grazing-incidende X-ray optics) fue desarrollada para Chandra, XMM-Newton y Suzaku. En Chandra, por ejemplo, dispone de dos elementos ópticos formados cada uno por dos vainas, y cada vaina dispone de cuatro espejos concéntricos con un grosor de entre 2 y 3 centímetros, además del recubrimiento reflector. Esta medida es muy efectiva para los rayos X blandos. Para los rayos X duros, se ha usado la misma aproximación, pero con una complejidad muchísimo mayor. Al igual que Chandra, NuSTAR dispone de dos elementos ópticos cilíndricos (también llamados módulos), y en total cuatro vainas, sin embargo, la diferencia es que cada una de las vainas dispone de 133

espejos concéntricos, que disponen cada uno de un grosor de 0.02 centímetros (el grosor aproximado de una uña). Para elaborar cada espejo, se ha tenido que esperar a desarrollar una técnica de fabricación de espejos ultrafinos y curvados. Así, para formar cada uno de los espejos concéntricos se han tenido que elaborar entre 12 y 24 segmentos dependiendo del espejo, cada uno con su propia cobertura reflectora (dos tipos de película reflectora, una de platino y carbono, y otra de tungsteno y silicio). En total, los módulos ópticos están formados por más de 9.000 secciones, diseñadas para enfocar e intensificar los rayos X. La segunda parte que da forma al telescopio se encuentra en el bus, y es el plano focal. Dentro de este elemento han sido colocados un conjunto de detectores sensibles a los rayos X de alta energía conectados a sensores digitales, formando un conjunto dos por dos de 64 x 64 píxeles. Para proteger estos detectores y los sensores digitales de los rayos cósmicos y los rayos X que provienen de la radiación de fondo incorpora materiales que detectan y reflejan toda energía no deseada. Así, los detectores del plano focal son capaces de registrar la energía de los rayos X duros enfocada por los módulos ópticos para transformarlo en una imagen de alta resolución. Y como hemos dicho, dispone de un tercer elemento, un mástil. Para que un observatorio de rayos X alcance la sensibilidad deseada, resulta necesario que los módulos ópticos estén separados de los detectores a una distancia muy específica: diez metros. En Chandra esto resultaba fácil porque el propio diseño del satélite incorporaba un enorme tubo vacío con el cual dirigir esa energía a los instrumentos situados en el plano focal. En una misión como NuSTAR, esto resultaba imposible, principalmente porque tenía que encajar en la punta de uno de los lanzadores más pequeños y económicos del momento. De esta manera, para (una vez en órbita) provocar esta separación, ha recibido ese mástil, desarrollado a partir de un sistema similar fabricado para la misión SRTM (misión de topografía por radar del transbordador), el último vuelo de la lanzadera espacial antes de comenzar la construcción de la ISS. Un pequeño contenedor de un metro de largo, situado en el bus del satélite, sirvió durante las primeras fases de la misión para almacenar los segmentos del mástil. Una vez en su sitio proporciona a NuSTAR la distancia focal necesaria, tardando aproximadamente 25 minutos para su completo despliegue usando un pequeño motor eléctrico. Debido a esto, además ha tenido que montar un sistema de alineamiento. Como el mástil va estar sujeto a bruscas variaciones de temperatura dependiendo de la posición orbital, éste puede sufrir pequeñas distorsiones provocadas por la temperatura. Para corregir estas pequeñas desviaciones equipa tres elementos que trabajarán al unísono para mantener al ensamblaje óptico correctamente alineado con el plano focal. El sistema de metrología láser montado en el ensamblaje óptico se compone de un motor eléctrico, dos de los cuatro escáneres estelares y dos guías láser que disparan a dos pequeños objetivos situados en el plano focal. De esta manera, usando la información de las guías láser y los dos escáneres estelares el motor manipula el ensamblaje para situarlo en la posición correcta para que pueda continuar realizando los estudios programados. Las medidas con el mástil desplegado son de 1.2 x 10.9 metros. En el momento del lanzamiento desplazaba una masa de 350 kg.

Para mantener la filosofía de la iniciativa Small Explorer, se necesitaba un lanzador muy económico. De esta manera, el nuevo observatorio fue colocado en el espacio mediante el más curioso (y económico) cohete del inventario de la NASA: el Pegasus XL. Este vehículo, también desarrollado por la empresa Orbital, es único en su tipo. Conocido de vez en cuando como el cohete alado, es un método de situar cargas en órbita baja terrestre desde el aire. Este lanzador posee unas medidas de 16.9 metros de largo, 1.3 de diámetro y una envergadura alar de 6.7 metros con su pequeña ala en forma de delta mayúscula. Unos pequeños alerones rodean la tobera de la primera fase. En total, dispone de tres fases que usan combustible sólido, y es capaz de situar en órbita terrestre hasta 453 kg. Además, para ser lanzado, la empresa Orbital desarrolló a la vez lo que se ha dado a llamar la plataforma de lanzamiento aerotransportada. De esta manera, se adquirió y modificó un avión de pasajeros trimotor Lockheed L-1011 Tristar, para que pudiera cumplir todas las tareas que una plataforma terrestre, tales como surtir de energía a los elementos del lanzador y proporcionar un enlace de datos entre el cohete y el personal de control de a bordo. Este avión, una vez quedó certificado para volar, fue rebautizado como Stargazer. Utilizando estos componentes, Orbital posee un método con el cual puede lanzar desde, virtualmente, cualquier lugar del mundo. Así, la NASA ha lanzado varios vehículos utilizando el Pegasus XL desde diversos lugares. Sin embargo, en este país, es bastante célebre. Gracias a este sistema, España se convirtió en la primera nación europea que lanzaba un satélite al espacio (el Minisat-01) desde su propio territorio continental (esto tiene cierta trampa, realmente lo hizo desde una zona al sur de la isla canaria de El Hierro).

El viaje que NuSTAR ha tenido que realizar hasta alcanzar el espacio ha sido largo. Para empezar, tuvo que viajar desde las instalaciones de Orbital Sciences Corp. (situadas en Dulles, Virginia), donde fue construida y se le realizaron las pruebas principales, hasta la Base de la Fuerza Aérea situada en Vandemberg, California, donde pasó las pruebas finales y se situó en la punta del Pegasus. Después de ser colocado el cohete bajo el Stargazer, tuvo que viajar al atolón de Kwajalein, en las islas Marshall (Pacífico central), para esperar dos semanas a la fecha de lanzamiento. El 13 de junio, día del lanzamiento, todo estaba preparado. El Stargazer despegó desde el Aeródromo Auxiliar Bucholz, situado en el mismo atolón. Viajó a 160 km. de distancia del atolón de coral, y tuvo que situarse a 11.900 metros, la altitud de liberación. Al llegar al punto de despliegue, se da la luz verde, y el Pegasus es soltado. Cae en caída libre durante 5 segundos, momento en el cual el motor de la primera fase se puso en marcha. 10 minutos después, NuSTAR se separa de la última fase, en la órbita prevista para el satélite. Gracias a este vehículo lanzador, el presupuesto total de un proyecto se reduce significativamente, ya que como no despega desde el suelo bajo su propia potencia, la carga de combustible, y por lo tanto, la masa del cohete, es menor de la mitad de, por ejemplo, un lanzador Delta 2. De ahí que las iniciativas como Small Explorer hagan uso frecuente de este sistema.

La órbita de NuSTAR está situada a 600 km. de altitud, inclinada dos grados con respecto al ecuador terrestre. Una vez se liberó del cohete, se orientó, desplegó su panel solar plenamente orientable, y comunicó por primera vez. Tiene previstos dos formas de comunicación con su centro de control, situado en la Universidad de California en Berkeley, una mediante la red de satélites de seguimiento y retransmisión de datos TDRS, y otra usando la estación de seguimiento que la agencia ASI italiana posee en Malindi, Kenia. A lo largo de 23 días, el observatorio ha realizado sus pruebas y calibraciones, para comprobar el rendimiento del satélite. Posteriormente, ha realizado su primera luz, la parte más importante de esta fase, apuntando al objeto Cygnus X-1, con la asistencia de XMM-Newton, Chandra y Swift.

¿Qué objetos desprenden rayos X? Los más calientes. En esencia, tiene 5 objetivos concretos: localizar agujeros negros supermasivos; encontrar remanentes de estrellas colapsadas; realizar observaciones detalladas de supernovas conocidas; observar las fuentes de rayos Gamma de alta energía; y observar rápidamente supernovas recientes a lo largo de su misión. Los rayos X son la manera principal de encontrar agujeros negros, vía los discos de acreción que les rodean, una gran nube de gas supercaliente que rota a alta velocidad, generando así los rayos X. Gracias a las capacidades de NuSTAR, se espera que sea capaz de localizar agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias. Otros objetos, los llamados fuentes de rayos X ultraluminosos, se cree que sean agujeros negros de tamaño mediano, y con este proyecto se podría averiguar la realidad de estos misteriosos objetos. En nuestra galaxia, apuntará al centro donde están agrupados numerosos cuerpos, localizando posiblemente agujeros negros no descubiertos hasta ahora. Otros astros de interés para NuSTAR son las estrellas de neutrones, cadáveres estelares que son los restos de una estrella de enormes proporciones que se convirtió en supernova. Son objetos enormemente densos (tanto, que una porción que cabe en una cucharilla de café atravesaría la Tierra de lado a lado) y calientes, y su estudio dará pistas para comprender la evolución estelar, de una manera parecida a la que nos proporcionen las enanas blancas, viejos núcleos de estrellas de dimensiones similares a nuestro Sol que expulsó las capas externas. Algunas enanas blancas, formando parte de sistemas binarios de estrellas, adquieren material de su compañera, y de forma similar a los discos de acreción, esta materia se calienta y emite rayos X. Además de observar las enanas blancas conocidas, se buscarán nuevas de este tipo.

Otros tipos distintos de estrellas de neutrones son los púlsares y los magnetares. El primer tipo son los astros que poseen la mayor velocidad de rotación de todos los cuerpos celestes (alguno puede rotar sobre sí mismo cada 715 veces por SEGUNDO) y que emiten haces de energía muy potentes que calientan los gases que la rodean. Los magnetares son los cuerpos cósmicos que poseen los campos magnéticos más potentes del universo, que emiten estallidos de energía gigantescos. NuSTAR será básico para tratar de comprender estas estrellas tan desconocidas.

También será una herramienta básica para averiguar qué sucesos provocan las supernovas, y cómo influyen en el proceso del nacimiento de las estrellas. Para ello, estudiará al detalle tanto la SN 1987A como Cassiopea A, las más recientes, potentes y cercanas, para probar las teorías que existen sobre cómo afectan al espacio que les rodea. Si durante el tiempo de misión de NuSTAR ha sucedido una supernova, el observatorio será dirigido rápidamente para tratar de comprender el por qué de la explosión, siempre y cuando esté dentro del límite de observación del telescopio.

Entre los cuerpos cósmicos y fenómenos que serán observados estarán los chorros de material que emiten los agujeros negros a casi la velocidad de la luz, estrellas eruptivas, galaxias con regiones formadoras de estrellas, lejanos grupos de galaxias y más. También mirará a casa. La fuente más cercana de rayos X es la corona solar, y se unirá a observatorios solares como RHESSI en el estudio de llamaradas, eyecciones de masa coronal y otros fenómenos que se originan en la superficie de Helios. Su estudio de nuestra estrella podría proporcionar pistas a la pregunta de por qué la corona solar (es decir, su “atmósfera”) es más caliente que la propia superficie solar. Y por supuesto, como observará en detalle por primera vez un universo desconocido, se espera que encuentre cosas hasta la fecha no detectadas.

La misión principal durará dos años, y realizará programas de observación ya elaborados, basándose en las observaciones de los telescopios existentes. Además, podrá realizar observaciones coordinadas con Chandra, XMM-Newton, Suzaku, INTEGRAL, Swift o Fermi. Su método de trabajo será el siguiente: tan sencillo como estar observando continuamente durante dos semanas el objetivo programado, para obtener resultados de una elevadísima calidad. Como todo el tiempo de uso durante estos dos años está ya programado, de momento los astrónomos de todo el mundo no podrán enviar solicitudes para usar a NuSTAR. Una vez acabe esta misión principal, el observatorio estará disponible para cualquiera que lo pida.

La contribución a la ciencia de las físicas que NuSTAR podrá realizar será tremendamente valiosa: nada menos que abrir una ventana a una región del espectro electromagnético completamente desconocida, y nos dará pistas sobre cómo funcionan muchos de los cuerpos más energéticos y los fenómenos más espectaculares del cosmos, y la manera en que influyen en el espacio que les rodea. No cabe duda que nos proporcionará nuevas maravillas para que disfrutemos con el universo.