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.