domingo, 31 de mayo de 2015

Ventana al Espacio (LXXII)


Anillo de Júpiter, 9 de noviembre de 1996, desde Galileo

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.

Los primeros pinitos de astronomía X desde la órbita los consiguió un vehículo más modesto y dedicado a otros menesteres. Era OSO-E, uno de de la serie de los Observatorios Solares Orbitales. Estos vehículos están entre los más particulares jamás diseñados. Todos los OSO se basaban en un mismo diseño: la sección principal en forma de disco llamada la “rueda”, que incorporaba casi todos los sistemas básicos del satélite (de la que salían tres pequeños mástiles con las pequeñas toberas de los motores), además de gran parte de la instrumentación, y una sección superior llamada la “vela”, que además de contener las células solares que le proporcionaban electricidad para funcionar, contenía instrumentos visuales para obtener secuencias de nuestra estrella. Esta sección se apoyaba en un mecanismo que anulaba su rotación para mantenerla apuntada hacia Helios, mientras que el resto rotaba bajo ella para mantener la estabilidad. OSO-E era el reemplazo de OSO-C, perdido en el lanzamiento, y equipaba instrumentación idéntica. Entre su instrumental, disponía de un instrumento formado por un cristal de escintilación de ioduro de sodio, envuelto en un escudo anticoincidencia de ioduro de cesio, estando sintonizado en el rango energético situado entre los 7.7 y los 210 keV. Aunque se diseñó para observar al Sol, su colocación en la “rueda” le daba acceso a todo el cielo, y eso lo aprovecharon los astrónomos. Lanzado por un cohete Thor-Delta el 8 de marzo de 1967 (en órbita OSO 3), funcionó hasta que fue desactivado el 10 de noviembre de 1969. En ese tiempo fue capaz de registrar una tenue radiación de fondo por todo el cielo en rayos X, pero no se quedó allí: también tuvo tiempo de no solo detectar y clarificar la posición de Scorpius X-1, sino también de registrar un fenómeno tipo llamarada proveniente de esa misteriosa fuente. Estos hallazgos motivaron a la comunidad científica a impulsar con urgencia una misión entregada exclusivamente a 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.

Esta fuente de emisión ya se conocía desde 1964, cuando el vuelo simultáneo de dos cohetes de sondeo lanzados desde White Sands proporcionó los datos suficientes tras realizar un somero reconocimiento. Situada a 6070 años luz de la Tierra, en la constelación Cygnus, es parte de un sistema binario que coexiste con una estrella supergigante azul variable designada HDE 226868. Después que Uhuru completara el reconocimiento, realizó operaciones de apuntamiento hacia la región, mostrando rápidas fluctuaciones en la emisión de rayos X que acaecen varias veces por segundo, denunciando que esto ocurría en una región realmente pequeña del espacio. Al mismo tiempo, se detectó una poderosa emisión de radio de esta misma región, pero ninguna de estas emisiones correspondía al supergigante azul. Allí existía algo que emitía cantidades masivas de energía. A raíz de esto, dos grupos independientes (uno perteneciente al Observatorio Real de Greenwich, y otro adscrito al Observatorio David Dunlap de la Universidad de Toronto) realizaron análisis Doppler al espectro de la supergigante, demostrando que esta estrella estaba siendo afectada por un cuerpo gravitatorio masivo en sus cercanías, localizándolo a apenas 0.2 unidades astronómicas de la estrella. Aunque se pensaba que podría ser una estrella de neutrones, la ausencia de algo visible y, sobre todo, la gigantesca gravedad generada por el objeto, descartó esa posibilidad. Solo había otra. Cygnus X-1 era un agujero negro. A partir de entonces comenzó a ser frecuente objeto de estudio. Gracias a este y otros muchos descubrimientos (anteriores y posteriores a Uhuru) el Dr. Riccardo Giacconi recibió el premio Nobel de física en el año 2002.

El penúltimo satélite de la serie OSO no solo se dedicó al estudio de nuestra estrella, también llevaba varios equipos para el estudio del cosmos. Para la radiación X cósmica llevaba dos, uno para los rayos X de baja energía suministrado por el Instituto Tecnológico de Massachusetts (1-60 keV) y uno para la alta energía proporcionado por la Universidad de California en San Diego (7-500 keV). En cuanto al diseño general, OSO-H en esencia seguía las mismas directrices, aunque con cambios importantes. La sección de la “rueda” era más gruesa, y se desprendía de los pequeños mástiles del control de actitud. Por su parte, la “vela” era más alta, disponiendo no solo de más superficie para apoyar las células solares, también equipó un giróscopo para que, durante la entrada en la sombra terrestre, pudiera apuntar los instrumentos allí instalados de nuevo hacia Helios sin depender de la información de los sensores solares. Elevado por un Thor-Delta desde Cabo Cañaveral el 29 de septiembre de 1971 (casi se pierde en el lanzamiento), quedó en una órbita con un apogeo que lo adentraba en el cinturón de Van Allen, lo que complicó la interpretación de la información recogida por sus instrumentos de partículas situados en la “rueda”. A pesar de ello, hizo un buen trabajo. OSO 7 fue el primer satélite que completó un mapa del cosmos en la longitud de onda de rayos X de alta energía así como observaciones del espectro de Centaurus A y del Núcleo Galáctico Activo NGC 4151. Reentró en la atmósfera terrestre el 9 de julio de 1974.

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.

El cuarto y último observatorio de la serie OAO, el denominado OAO-C, fue uno de los primeros satélites de la NASA en cargar un experimento foráneo. Aunque esta serie de pesados observatorios estuvo dedicada principalmente al examen de la luz ultravioleta, este último recibió un experimento de rayos X, que procedía del Reino Unido. Diseñado y construido en el University College de Londres, buscaba estudiar fuentes estelares y la absorción de los rayos X en el espacio interestelar. Compuesto por tres telescopios de rayos X (contadores proporcionales de gas y tubos multiplicadores de canal abierto, complementados por contadores colimados) cubría la sección más baja de los rayos X (0.1-10 keV) e incluía parte del ultravioleta extremo. Elevado el 21 de agosto de 1972, estuvo operativo hasta febrero de 1981. Durante todo este tiempo, el observatorio Copernicus (el nombre que recibió tras el despegue) estuvo examinando el cosmos, aunque el tiempo de observación con el instrumento de rayos X era del 10% del total de Copernicus. Aún así, en esta franja del espectro electromagnético pudo localizar púlsares cuyos periodos de rotación duraban varios minutos, a diferencia de los habituales, que giran sobre sí mismos en segundos o milisegundos. Un trabajo bien hecho.

La NASA se asoció con el Instituto Holandés para la Investigación Espacial (NIVR) porque esta última tenía interés en explotar las posibilidades del espacio. Para demostrarlo, NIVR diseño su primer satélite. ANS, el Satélite Astronómico Holandés, se trataba de un simple satélite que incorporaba dos experimentos científicos, uno para el examen de la luz ultravioleta, y otro para el estudio de las fuentes de rayos X. Lanzado desde la base de Vandenberg mediante un lanzador Scout el 30 de agosto de 1974 y situado en órbita polar (260 x 1176 km.), tenía buen acceso al cosmos para observar sin interrupción en las longitudes de onda a las que podía acceder. Con un rango energético de 2 a 30 keV, el instrumento de rayos X de ANS se empleó para buscar positrones provenientes de fuentes galácticas y extragalácticas. Es mencionable aquí porque este satélite descubrió estallidos de cuerpos celestes en rayos X, y detectó emisión en esta energía proveniente de la estrella Capella. Esto es todo lo destacable de un vehículo que estuvo en órbita 20 meses, hasta junio de 1976. Por ser el primer satélite holandés, el asteroide 9996 lleva su nombre.

Otra organización espacial se quiso sumar a la exploración del universo X, y puede llamar la atención. La Organización de Investigación Espacial de la India deseaba obtener experiencia operando satélites en órbita, y con Aryabhata estaban seguros de conseguirlo. Aún sin cohetes propios, ISRO se unió a la Unión Soviética en un acuerdo de cooperación conjunto. Este primer satélite hindú se diseñó para hacer estudios de aeronomía, física solar y para astronomía en rayos X, y era un curioso vehículo poligonal de 26 lados de 1.4 metros de diámetro y alimentado por energía solar. Fue lanzado por la Unión Soviética en la punta de un lanzador Cosmos-3M desde su base de Kapustin Yar (al sur de la actual Volgogrado) el 19 de abril de 1975, situándose en órbita baja, inclinada 50.7º con respecto al ecuador terrestre. Por desgracia, Aryabhata tuvo tanta suerte como OAO-A1 en su día: apenas funcionó cuatro días y la razón de su pérdida fue un fallo en su sistema energético. A pesar de esto, ISRO no tiró la toalla.

Después de la frustrada y breve vida examinando el cosmos de la más alta energía  de SAS 2, la NASA ya estaba construyendo el tercer, y finalmente último, vehículo de la serie de los Pequeños Satélites Astronómicos. Dedicado también a los rayos X, era una misión corregida y aumentada para ampliar lo que Uhuru nos proporcionó y añadirle precisión y resolución, además de buscar nuevas fuentes emisoras de esta longitud de onda. Como el más avanzado de los tres satélites de esta serie, SAS-C se aprovechó de la experiencia obtenida con la operación de sus antecesores, de manera que recibió mejoras notables. Aunque en lo esencial era idéntico, para empezar, el módulo de control dejó de ser un tambor para ser una estructura octogonal. En cuanto al sistema de control de actitud, seguía siendo un satélite rotatorio (una revolución por órbita, aproximadamente 95 minutos), pero recibió hardware para ser capaz de tener una estabilización en sus tres ejes y mantener la orientación mirando hacia un mismo punto del cosmos durante 30 minutos, así como mantener su eje de rotación mirando hacia un lugar concreto del cielo durante horas. Con paneles solares nuevos, algo más largos que en los satélites anteriores, como Uhuru (y a diferencia de SAS 2) disponía en las puntas de tres de los cuatro paneles solares dos antenas de comandos y una de telemetría. En cuanto a la instrumentación, fue el más rico de las tres misiones. SAS-C equipó cuatro experimentos, dos
observando perpendiculares al eje de rotación, y otros dos alineados con el eje de rotación. Los dos perpendiculares eran el contador proporcional colimado (1-60 keV) y el contador proporcional colimado por tubo (mismo rango), y se dedicaron para proporcionar localizaciones ordinarias de fuentes desconocidas y transitorias el primero, y para estudios detallados del comportamiento espectral y la variabilidad temporal de las fuentes observadas durante operaciones de apuntamiento el segundo. Los otros dos eran RMC, Colimador de Modulación Rotatoria (2-11 keV) y LED, Detector de Baja Energía (0.1-1 keV), preparados para detectar y localizar con precisión fuentes de rayos X. La misión, propuesta por el Centro para la Investigación Espacial del Instituto Tecnológico de Massachusetts, era dirigida para su generación de comandos, como las misiones previas, por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard. La misión se diseñó para que tuviera una rápida respuesta a los eventos cósmicos, de manera que los datos transmitidos por el satélite en órbita serían dirigidos tras su recepción en la antena de seguimiento al MIT para un análisis rápido antes de que el pequeño observatorio pudiera ser reprogramado en el siguiente paso por la antena de recepción, permitiendo de esta forma estudios en casi tiempo real. Con un rango de detección entre 0.1 y 60 keV, su misión era la de determinar la localización de fuentes de rayos X con mayor exactitud, estudiar fuentes seleccionadas, y buscar eventos transitorios.

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.

Después de concluir el diseño general, el programa se dividió en tres misiones. Dos de ellas (la primera y la tercera) eran misiones de escaneo del cosmos, mientras que la otra (la segunda) se calificó como misión de apuntamiento celeste. Para su elaboración se empleó al menos un 80% de hardware ya probado y más que fiable en el espacio, además de ser fácilmente ampliable o sustituible, permitiendo una reducción de presupuesto general muy notable. Cada satélite se estructuró a través de dos módulos, el de equipamiento y el científico. El primero de ellos sería común a las tres misiones, y era una estructura octogonal plana elaborada en aluminio, con un tanque de combustible en el centro y gran parte del hardware entre los compartimentos que lo rodeaban, que eran extraíbles para una inspección más fácil. En cuanto al módulo científico, aunque el diseño era general, era fácilmente modificable para incorporar la instrumentación específica, de manera que esta sección era customizable a requisito de los experimentos. Una facultad llamativa de esta sección era que cada instrumento tenía su propio contenedor, disponiendo de todas las conexiones de datos, mecánicas, de energía y termales para cada aparato, de manera que aunque uno de los instrumentos fallara el resto continuaría
funcionando. Esta sección hexagonal (con dos de sus lados más anchos que los otros cuatro para acomodar la instrumentación) además contenía una de las dos antenas omnidireccionales de comunicaciones y los paneles solares que producían la electricidad a todo el observatorio. Con ambos módulos unidos, la altura de cada observatorio era de 5.8 metros. El propósito de la misión HEAO-A era hacer un nuevo reconocimiento completo del cielo, solo que gracias a su tamaño y sus experimentos de última tecnología permitiría ampliar el número de fuentes de rayos X más allá de lo que había logrado Uhuru. Se incluyeron cuatro experimentos: A-1 (LAXRAY, Gran Experimento de Reconocimiento de Rayos X, siete contadores proporcionales de gran área rellenados por gas con un rango energético de 0.15 a 20 keV), A-2 (CXE, Experimento de rayos X Cósmicos, seis contadores proporcionales colimados, 0.2-60 keV), A-3 (SMCE, Experimento de Colimador de Modulación para Escaneo, dos colimadores unidos a contadores proporcionales y sensores de aspecto, que doblaban como escáneres estelares para el observatorio, 1-15 keV) y A-4 (HXLEGRE, Experimento de rayos X Duros y Rayos Gamma de Baja Energía, un conjunto modular hexagonal de detectores de escintilación con escudos anticoincidencia, 10 keV-10 MeV), que cubrían prácticamente todo el espectro del los rayos X, y la parte más baja de la siguiente y más energética de las longitudes de onda, los rayos gamma. El propósito de HEAO-A era el de completar un mapa del cosmos completo en seis meses con una sensibilidad hasta la fecha inigualada, y dado el tamaño y volumen de sus experimentos, disponía de una capacidad de hacer descubrimientos mucho mayor. La regla en la astronomía de alta energía, al menos para detectar señales de los fotones emitidos por cualquier fuente existente, es que cuanto mayor es el área de adquisición, naturalmente mayor es la sensibilidad. Mientras Uhuru apenas desplazaba 142.8 kg., HEAO-A daba un peso en báscula de 3.150 kg.

Este titán del cosmos (el satélite no tripulado más pesado en su día) prometía ampliar notablemente la visión que teníamos del cosmos, y con sus experimentos sería capaz de encontrar no solo estrellas de neutrones, púlsares, quásares, agujeros negros, radiogalaxias o supernovas, sino también cosas nuevas e inesperadas. De esta manera, el potencial de descubrimiento era tremendo. Situado en órbita el 11 de agosto de 1977 mediante un lanzador Atlas SLV-3D/Centaur, se quedó en una trayectoria baja (445 km. de altitud) y moderada inclinación (22.5º), evitando los cinturones de radiación terrestre, y con un buen acceso al cosmos. Su método de escaneo resultó similar al de Uhuru, es decir, rotar sobre sí mismo ofreciendo los paneles solares a nuestra estrella y los instrumentos a la bóveda celeste. Con un ratio de rotación de entre 0.03 a 0.1 rpm (más o menos una cada 30 minutos), e inclinada con respecto a su vertical 7º para evitar sobreexposición a las células solares, le garantizaba obtener la suficiente información como para detectar y apuntar en el cielo fuentes de rayos X tanto conocidas como ignoradas hasta ese momento. Gracias a su tiempo de misión (más allá de lo proyectado) fue capaz de detectar más de 1500 fuentes emisoras de rayos X, y algunas con tanta exactitud que los astrónomos fueron capaces de apuntar sus observatorios basados en tierra para descubrir los objetos que lo emiten en longitud de onda visible.
Este descubrimiento llevó a otros. Su forma de control eran sus propulsores, que no solo le permitían mantener su rotación, también podían detenerla y dirigir a HEAO 1 para hacer operaciones de apuntamiento a zonas del cosmos interesantes que él mismo detectó manteniendo una actitud en sus tres ejes. Completó más de 300 de estas operaciones, y finalmente esto le llevó a acabar su combustible el 9 de enero de 1979, dando por concluida la misión, reentrando en la atmósfera e incinerándose el 14 de marzo de ese mismo año. Además del mapa del cosmos (estando el de los rayos X duros vigente durante casi 30 años) permitió detectar más cosas, tales como un plasma caliente universal que podría constituir una gran fracción de la masa del universo; flujos de rayos X de alta energía partiendo de los polos de una estrella de neutrones de apenas 10 km. de diámetro; detecciones de eventos transitorios mediante su instrumento A-4; nuevos posibles agujeros negros; una extrema variabilidad de los quásares en la emisión de rayos X; coronas estelares; y fuertes emisiones de rayos X provenientes de vientos estelares muy calientes. La información recolectada sin duda sentó las bases para futuras misiones, y la NASA no tardó demasiado en aprovechar ese mismo catálogo que estaba recolectando HEAO 1. Un año después, fue colocado en el espacio un vehículo innovador.

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.

Ya hemos dicho que la misión del segundo HEAO era de apuntamiento celeste, y el objetivo era estudiar por primera vez fuentes individuales mediante su observación. Aprovechando el mapa que estaba creando HEAO 1, ya antes del despegue de HEAO-B su programa científico de observación se reescribía día a día. Para poder ver un objeto de rayos X y formar una imagen se hizo necesario aplicar algunas reformas al módulo científico básico HEAO. El resultado fue un tubo interno vacío encerrado en una estructura octogonal, en cuyo extremo frontal se situó el módulo óptico tipo Wolter 1, mientras que en el otro extremo se situó un mecanismo móvil donde se situaron cuatro de los cinco experimentos de la misión. Este mecanismo permitía seleccionar el instrumento necesario en cada momento, para poder completar una observación lo más completa posible. En cuanto a su módulo de equipamiento, la única novedad fue la instalación de ruedas de reacción, para hacer posible un apuntamiento de precisión y una plataforma sumamente estable. Además de las ruedas, le colocaron nada menos que tres escáneres estelares (coalineados con el propio telescopio) para garantizar esta estabilidad de posición y permitir largas operaciones mirando hacia un mismo sitio. Con paneles solares extra (que doblaban como escudos solares) consiguieron hacer frente a la mayor demanda de energía. En cuanto a la ciencia de HEAO-B, disponía de (como 
ya dijimos) un módulo óptico tipo Wolter 1, formando la pieza principal del telescopio, empleando cuatro cilindros concéntricos, con un diámetro máximo de 53 cm. y 53 cm. de largo, disponiendo de una longitud focal de 3.4 metros, entregando los fotones energéticos a cuatro experimentos: B-2 (HRII, Instrumento de Imágenes de Alta Resolución, empleando tecnología sensora de estado sólido, en total tres sistemas idénticos formados por dos placas microcanal operando en cascada, un detector de carga de rejilla cruzada, y en frente de todo, un escudo ultravioleta, 0.15-3 keV), B-3 (FPCS, Espectrómetro Cristalino del Plano Focal, un sistema cristalino tipo Bragg curvado, uniendo seis cristales reflectores y un contador proporcional), B-4 (IPC, Contador Proporcional de Imágenes, dos contadores proporcionales similares a los de HEAO 1 solo que subdivididos electrónicamente en regiones muy pequeñas que cada una registraba una zona muy pequeña de la imagen en rayos X, el tipo llamado sensible a la posición, rellenados con una mezcla de gas de argón (84%), xenón (6%) y dióxido de carbono (10%), 0.4-4 keV) y B-5 (SSS, Espectrómetro de Estado Sólido, formado por un cristal de silicio activado por litio de 9 milímetros de diámetro y 3 de grosor con una cobertura superficial de oro, que debía estar criogénicamente refrigerado con metano y amoniaco sólido, 0.5-4.5 keV). Antes de llegar al instrumento seleccionado, los fotones de rayos X, después de cruzar el módulo óptico, pasaba tanto por un Espectrómetro de Rejilla de Objetivo, dividiendo las distintas longitudes de onda antes de llegar a los instrumentos, como por un Espectrómetro de Filtro de Banda Ancha, para realizar un examen más a fondo y extender la resolución del instrumento B-2. Por su parte, el quinto instrumento estaba montado en la parte exterior del módulo científico, y coalineado con el telescopio. Se trataba del B-1, Contador Proporcional de Monitorización,  rellenado con argón y dióxido de carbono, cubriendo el rango de 0.2 a 20 keV, y se instaló para hacer mediciones correlacionadas con las adquiridas por los instrumentos del plano focal. Tal fue la importancia de HEAO-B que el Dr. Riccardo Giacconi (en aquel momento ya adscrito al Observatorio Astronómico Smithsonian) fue designado como Investigador Principal no solo de la misión en conjunto, también de los instrumentos B-1 y B-2. A pesar de lo distinto que era, este gigante de la exploración espacial tenía el mismo peso en tierra que su antecesor.

Elevado el 13 de noviembre de 1978 mediante un cohete idéntico al de su hermano HEAO 1, quedó situado en órbita baja, a algo más de 500 km. de altitud y con una inclinación orbital de 23.5º, y tenía por delante una misión de un año, y por diseño, podía estudiar dos objetivos por órbita. La realidad superó las expectativas de vida del observatorio. El rebautizado como observatorio Einstein permaneció en funciones hasta poco antes de su reentrada. En todo este tiempo, pudo hacer cosas muy importantes para la astronomía. Para empezar, sin duda sus imágenes sorprendieron a todos. Einstein disponía de dos sistemas que eran el equivalente de sistemas de televisión de ángulo cercano y campo ancho con los instrumentos B-2 y B-4, y una vez construidas las imágenes, la comunidad científica se asombró de ver las nubes de los remanentes de las supernovas (como el remanente Tycho), mientras que con el resto se examinaban estos 
mismos objetivos mostrando grandes variaciones en el espectro de rayos X. Muchas de las fuentes detectadas por su hermano pero todavía desconocidas aparecieron claramente en las imágenes. Pero no solo eso: gracias a su poder resolutivo, apuntando a la galaxia de Andrómeda, permitió detectar 70 nuevas fuentes emisoras de rayos X, mientras que en la región galáctica de Eta Carinae descubrió muchas estrellas jóvenes a través de sus calientes emisiones en esta longitud de onda. Otro logro demostrativo de las capacidades del observatorio Einstein fue la localización de un quásar, entre los más lejanos jamás detectados, a nada menos que 10 billones de años luz, cerca del comienzo de todo, es decir, del Big Bang. Y un último resultado de categoría fue la localización de un montón de fuentes discretas confundidas antes con la radiación difusa de fondo en esta longitud de onda, en zonas aparentemente vacías de contenido. A raíz de esta detección se empezó a formular la pregunta: ¿el universo cesará su expansión en algún momento para volver a encogerse o continuará expandiéndose indefinidamente? La cosmología continúa intentando resolver esta incógnita. Habiendo cumplido todas las expectativas, el observatorio Einstein reentró en la atmósfera terrestre el 25 de marzo de 1982.

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.

Con Astro-B quisieron ir un poco más allá de lo observado por Hakucho. También de modestas dimensiones y masa, este vehículo incorporaba instrumentación algo más especializada. Elevado el 20 de febrero de 1983 mediante un lanzador M-3S-3, el satélite conocido como Tenma (Pegaso en japonés) tuvo mala fortuna. Después de pasado un año y medio después de su lanzamiento, un fallo en su batería provocó una gran limitación en sus operaciones, y este problema llevó a otros, hasta que su comunicación se perdió definitivamente en 1985. Aun así tuvo tiempo de completar algo de ciencia, descubriendo las líneas de emisión del hierro de varios objetos celestes, así como una línea de absorción situada en los 4 keV en el espectro de un objeto de estallido de rayos X. No fue tiempo perdido.

La Unión Soviética, aunque no lo parezca en esta entrada, también estuvo examinando largo rato los rayos X desde el espacio, solo que usaron plataformas dedicadas principalmente al estudio solar para ello (algo así como los OSO de la NASA), comenzando en 1968, y el 23 de marzo 1983 lanzó un observatorio astronómico. Astron era un gran satélite diseñado para el estudio del ultravioleta, pero al igual que el observatorio Copernicus de la NASA, incorporó una herramienta para el examen de los rayos X, un espectroscopio, con el que fue capaz de observar durante todo el tiempo que estuvo en el espacio (hasta 1987) la fuente de emisión Hercules X-1 descubriendo periodos tranquilos y violentos. Estos trabajos continuaron cuando las autoridades soviéticas elevaron su observatorio de alta energía GRANAT en diciembre de 1989.

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.

A diferencia del observatorio Einstein, EXOSAT (el Satélite Observatorio de rayos X Europeo) realizaría una misión similar a la del primero pero con un tamaño y masa mucho menor. Es sorprendente que la ESA pudiera realizar muchas de las cosas que hizo la NASA entre 1978 y 1982 con un satélite que apenas desplazaba 510 kg. Con unas medidas de 2.1 metros de diámetro y una altura de 1.35 metros (sin contar su único panel solar de cuatro secciones que añadía 1.85 metros extra) fue construido usando aluminio en general y fibra de carbono en particular en la estructura de soporte de los instrumentos. Estabilizado en sus tres ejes, usaba los sistemas tradicionales (dos escáneres estelares, sensores solares, unidades de referencia inercial) además de los sistemas de propulsión de gas propano frío, mientras que los propulsores de hidracina se usaban para ajuste orbital. El sistema energético se basaba en su panel solar y dos baterías de níquel-cadmio, y comunicaba con Tierra mediante un par de antenas, situadas al final de dos mástiles, conectadas a un transmisor de banda-S. EXOSAT fue el primer satélite europeo en incorporar un ordenador de a bordo, una máquina paralela de 16-bit, reprogramable en vuelo, dedicada a controlar los tres experimentos y de procesar los datos antes de su envío al centro de control. Carecía de grabador de a bordo, ya que su órbita se diseñó para estar en vista casi continua de su única antena de seguimiento, la situada en Villafranca del Castillo, transmitiendo la información en tiempo real del satélite a la antena, y de la antena al centro de control situado en Darmstadt, Alemania Occidental. La instrumentación de EXOSAT eran tres herramientas. La principal era LEIT, el Telescopio de Imágenes de Baja energía, que eran dos unidades gemelas
conteniendo cada una ópticas tipo Wolter 1 con una apertura de 28 cm., rejillas de difracción para espectroscopia de alta resolución, y conjuntos de detectores de canal multiplicador. Construidos mediante la técnica de la replicación, estaban construidos a base de berilio (grosor, 3.5 mm.), disponiendo de cuatro vainas concéntricas conteniendo en su interior un recubrimiento de oro, colocado por evaporación. Disponían de una longitud focal de apenas 1 metro (muy poco comparado con el observatorio Einstein) pero tenían mejor sensibilidad gracias a sus sensores. Con todo su equipamiento instalado cada telescopio apenas pesaba 7 kg, y la estructura completa tenía una masa de 30 kg. El rango de detección era de 0.04-2 keV debido tanto a los telescopios como a los contadores proporcionales sensibles a la posición y los conjuntos de canal multiplicador, uno de cada por telescopio, utilizados como detectores. Los otros dos era el Experimento de Media Energía (MEX), en total cuatro contadores proporcionales (dos frontales, dos traseros, separados por una ventana de berilio de 1.5 cm. de grosor) de última tecnología de 4 cm. de profundidad rellenados con gas (Argón y dióxido de carbono dos de ellos y Xenón y dióxido de carbono los otros dos) a 2 bares de presión, en cuya parte frontal disponía de una ventana de 62 micrones de grosor elaborada en berilio y cubierta por una lámina de kaptón aluminizado de 4.5 micrones por motivos de control termal, sintonizados en los rayos X entre 1 y 50 keV; y un novedoso Contador Proporcional de Escintilación por Gas o GSPC (el primero de su tipo en el espacio, compuesto por un cuerpo cónico-cilíndrico construido a base de materiales cerámicos, una sección esférica de 175 micrones de grosor, una ventana de berilio, un tubo fotomultiplicador y una ventana de salida de 4 mm. de grosor transmisora de radiación ultravioleta, rellenado usando gas de Xenón al 95% y Helio al 5%, que lo hacía 2 veces mejor que un contador proporcional convencional), para hacer espectrofotometría en alta resolución en el rango energético de 2 a 20 keV. Para proteger los instrumentos LEIT y MEX, ambos contaban con una tapa cada uno, que durante el lanzamiento estarían plegadas sobre las aperturas de los aparatos, y una vez en órbita ya desplegados, servían como escudos solares. Entre sus encargos estaba proporcionar la localización exacta de muchas fuentes de rayos X mediante ocultación lunar, examinar fuentes difusas y extendidas, estudiar la variabilidad temporal de todo tipo de fuentes emisoras así como detectar nuevos objetos en el universo X.

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.

Con EXOSAT ya construido, surgió un problema. Estaba previsto que fuera lanzado en el sexto lanzamiento del primer modelo del lanzador Ariane a finales de 1982, pero el vuelo anterior había acabado en fracaso, lo que llevó a dejar en Tierra estos cohetes. De esta manera, en vez de ser uno de los primeros satélites europeos lanzados por un vehículo propio, se convirtió en el último que tuvo que ser elevado por la NASA. Dada su curiosa órbita la base de lanzamientos seleccionada fue la de Vandenberg, California, y el lanzador, un Delta 3914. Con el lanzamiento previsto para el 26 de mayo de 1983, EXOSAT llegó a la base de lanzamientos el 6 de abril, donde se le realizó todo el chequeo final previo al lanzamiento. ¿Por qué no esperaron? Bueno, algunas de las partes del equipo científico eran susceptibles a cierta degradación al ambiente terrestre (con el subsiguiente coste extra que supondría reponerlas), de manera que retrasar el despegue hasta que los Ariane fueran fiables no era una opción.

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.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

El proceso de estudio de todo lo investigado (alrededor de 35.000 observaciones científicas y más de 25.000 horas de observación) durará al menos hasta el 2017, pero lo proporcionado hasta ahora es espectacular. Pongamos como ejemplo la confirmación de un cinturón de asteroides alrededor de la estrella Vega (se creía que solo era una nube de materia); el hallazgo de una burbuja de gas alrededor de Betelgeuse, además de un filamento de materia; el descubrimiento de que las estrellas en las etapas finales de su vida todavía son capaces de crear planetas; una capa de la cromosfera baja de AlfaCentauri-A más fría que su fotosfera (algo solo visto en nuestro Sol); que el agujero negro supermasivo de nuestra galaxia se alimenta de gas caliente; la primera observación de una nube de Oort en una estrella lejana; y sobre
todo que ciertas regiones de creación de estrellas dejan material “descartado”. En cuanto al sistema solar, apoyó la misión DIXI de Deep Impact al estudiar con su sensibilidad el cometa 103P/Hartley 2, determinando con rotundidad que gran parte del agua terrestre proviene directamente de los cometas; el estudio del asteroide 99942 Apophis, confirmando que no se estrellará contra nosotros en el 2036 (aunque pasará a 29.000 km. en el 2029); que el agua que posee Júpiter en su atmósfera fue la liberada por el evento cataclísmico del cometa Shoemaker-Levy 9 en julio de 1994; y que Ceres, el mayor asteroide del cinturón principal, contiene agua en alguno de sus estados, probablemente sólido. Y lo que queda.

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

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

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

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

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

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

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

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

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