Un nuevo mundo comenzó cuando Roentgen descubrió por casualidad los
rayos X. Este hallazgo fue el pistoletazo de salida en el estudio de la física
de partículas, que llevó al hallazgo de la energía nuclear y todo lo que
conllevó. Después de la aparición de los rayos X, nuevos estudios realizados
por Becquerel y la pareja Curie permitieron observar tipos de radiación
distintos, que eran la radiación alfa y la radiación beta. Al mismo tiempo,
Paul Ulrich Villard descubrió otro tipo de radiación: gamma.
De todas las descubiertas, esta última resulta sin duda la más
peligrosa. A diferencia de las partículas alfa y beta, e igual a los rayos X,
la radiación gamma es una emisión de energía pura. Decimos que es peligrosa
porque como te pille, estás condenado. Si bien una partícula alfa la puedes
detener con una simple hoja de papel, mientras que la beta es parada simplemente
con nuestra piel, la radiación gamma es tan bestia que atraviesa hasta la más
gruesa plancha de acero. Al ser parte de la emisión de las partículas
radiactivas, los reactores nucleares necesitan estar, por obligación, fuertemente
protegidos con gruesas paredes de cemento, y con sistemas de seguridad que
deben funcionar sin ningún fallo. Una vez iniciada la era nuclear, cuando la
investigación sobre estos elementos había avanzado lo suficiente, empezaron a
surgir estudios que sugerían que buena parte de los sucesos del universo
resultan capaces de emitir rayos gamma. Hasta que la era espacial se puso en
marcha en 1957, no pudo comprobarse la teoría, eso sí, los comienzos resultaron
sin duda bastante complicados.
Al igual que con la inmensa mayoría de las longitudes de onda del
espectro electromagnético, la radiación gamma es absorbida por la atmósfera
terrestre, y aún peor para los astrónomos: los rayos producidos en la atmósfera
también generan rayos gamma. De esta manera, el espacio es el lugar principal.
Aún así, ya hubo experimentos realizados sin abandonar la esfera terrestre, con
instrumentación montada en globos aerostáticos, que aunque poco precisos,
habían colocado unos límites superiores a la cantidad de rayos gamma que nos
alcanzan. Situada por encima de los rayos X, la radiación gamma es la forma más
energética que existe, si nos olvidamos de los rayos cósmicos, que es otro tipo
de emisión de los cuerpos celestes. Por nuestra parte, desconocemos si existe
un límite superior a la radiación gamma, pero esta comienza un poco más allá de
los 50 kiloelectrovoltios o keV, y se alarga hasta los megaelectrovoltios o
MeV, e incluso hasta los gigaelectrovoltios o GeV, que eso es muchísima
energía. Así, como con los rayos X, la radiación gamma es emitida por los
astros más exóticos del universo. El deseo de los astrónomos era investigar si
existían fuertes fuentes de radiación gamma, y casi cuatro años después del
lanzamiento de Sputnik 1, ya estaba
listo el primer vehículo preparado para detectar la energía gamma.
La joven NASA decidió emplear el programa Explorer para ello. Así, el
denominado Explorer 11 (también
designado S15) se basaba en el primer
satélite estadounidense, en el que solo variaba la colocación de la instrumentación.
Lo importante era su telescopio, aunque todo parecido con un telescopio clásico
resulta pura coincidencia. Realmente era un juego de detectores muy complejos.
Una primera parte estaba formada por escintiladores de ioduro de sodio y cesio
que convertían los rayos gamma en pares de electrones, que luego pasaban hacia
escintiladores plásticos y un contador tipo Cerenkov hasta alcanzar un módulo
absorbente de láminas de plomo. Todo este proceso servía para detectar la
emisión energética de los rayos gamma, mientras que la información sobre la
fuente de emisión se derivaba de los datos del sistema de control de actitud.
Este telescopio de rayos gamma podía detectar emisiones superiores a 100 MeV.
Con todo, Explorer 11 solo desplazaba
37.2 kg. Fue lanzado el 27 de abril de 1961, a bordo de un lanzador Juno II. Debido de un fallo en el
lanzamiento, el satélite fue colocado
en una órbita más alta de la esperada
(483 x 1770 km. de altitud) de manera que el instrumento resultó dañado a causa
de la agresión de las partículas energéticas de los cinturones de Van Allen, y
aunque funcionó durante siete meses (hasta el 17 de noviembre) solo adquirió
141 horas de información útil, detectando apenas 31 eventos con la firma de la
radiación gamma. Dado el escaso tiempo de recolección, la información acerca de
la posición de estas presuntas fuentes de rayos gamma no pudo adquirirse. Eso
sí, permitió rebajar los límites superiores sobre emisión cósmica de este tipo
de radiación con respecto a los datos de los sensores montados en globos. De
esta forma, la emisión de la energía más alta del espectro electromagnético
resultó ser extremadamente tenue, por lo que hacían falta sistemas más
sensibles.
La NASA lo volvió a intentar casi cinco años después con el (en aquel
momento) satélite más grande y complejo que había diseñado. Preparado para ser
el primer observatorio multilongitud de onda, el gran satélite OAO-A1 se diseñó para poder realizar un
estudio del cielo en las longitudes de onda más cortas, desde el ultravioleta
hasta más arriba. Entre su instrumental, contaba con dos sensores para rayos
gamma: por un lado, una copia exacta del que portó Explorer 11, por el otro, un experimento de rayos gamma de baja
energía, idéntico al que debía volar a bordo de uno de los OSO, registrando la energía hasta 180 keV. Todo ello en un satélite
estabilizado en sus tres ejes, de manera que, conjuntando los datos de los
experimentos y la información de su precisa actitud, sería posible apuntar las
fuentes de rayos gamma. Lanzado el 8 de abril de 1966, después de tres días en
órbita sufrió un fallo masivo en su sistema energético que lo dejó
completamente inoperativo. Esta fue la única vez que un Observatorio
Astronómico Orbital transportó equipamiento astronómico para el cielo gamma.
La ciencia aprovechó todas las oportunidades que se ofrecían. Ya hemos
hablado del satélite de observación solar OSO
3, el primero que hizo algo de ciencia en rayos X. Además de esto, también
transportó dos experimentos de rayos gamma, uno centrado en el Sol y otro, que
no era más que una versión mejorada del de Explorer
11. El tiempo que funcionó resultó productivo: no solo fue el primero en
observar una fuerte emisión de rayos gamma provenientes de una llamarada solar
(una emisión de 2.223 MeV), también identificó 621 eventos asociados a rayos
gamma, con direcciones de llegada tanto de nuestra galaxia como fuera de ella.
Así, la astronomía comenzó a acelerar los planes para poner en marcha nuevas
misiones especializadas en este campo.
Tras colocar en el espacio a OSO7 y detectar nuevas cosas en cuanto a la radiación gamma (en concreto la
línea de aniquilación de los positrones estacionada en los 511 keV) y después
de un informe que colocó a la radiación gamma como el objetivo prioritario de
la astronomía, la NASA estaba casi a punto de lanzar un pequeño aunque avanzado
telescopio de rayos gamma. Se trataba del segundo de los Pequeños Satélites
Astronómicos. Esta serie de satélites, abierta en 1969, lanzó su primer
ejemplar, el exitoso Uhuru, el 12 de
diciembre de 1970, y proporcionó la primera base de datos fiable sobre las
fuentes de rayos X galácticas. SAS-B
se diseñó para hacer lo mismo, solo que
para los rayos gamma. Como el programa
se basaba en emplear un mismo diseño de bus, apenas existían diferencias entre los
dos. Las únicas eran el montaje de una antena extra para recepción de comandos
en la punta de uno de los paneles solares y la redistribución de diversos
sensores del sistema de control de actitud. Lo importante era su telescopio de
rayos gamma, que de telescopio tenía poco, ciertamente. Realmente se basaba en
un tipo de experimento empleado en los laboratorios de física de alta energía.
Técnicamente se le designa como cámara de chispa digitalizada. El experimento
se basa en dos módulos de 16 niveles cada uno conteniendo igual número de
delgadas láminas de tungsteno separando las cámaras de chispa. Estos dos
módulos estaban separados por un
escintilador
plástico de cuatro placas. Un conjunto de cuatro detectores tipo
Cerenkov recibían la señal. Rodeando todo este equipo, una estructura tipo
domo, formada por un gran escintilador plástico de 1.5 centímetros de grosor,
cubría y protegía el experimento de toda partícula de alta energía que no fuera
un rayo gamma, y al lado de los módulos y del domo, una serie de tubos
fotomultiplicadores conectados a una serie de pequeñas tuberías de luz leían
las partículas detectadas por los escintiladores. El asunto es que la radiación
gamma es tan débil en comparación con los rayos cósmicos (en el orden de cuatro
veces más) que se necesita un sistema (llamado contador anticoincidencia) para
que solo las partículas requeridas lleguen al detector. Así, un rayo gamma que
penetraba en el detector golpeaba una de las placas de tungsteno, provocando un
par de electrones. Una vez determinado por el escudo anticoincidencia entre los
dos módulos que es un rayo gamma el que ha entrado, se generaba la chispa que
alcanzaba los detectores que, una vez analizada la información permitían
discernir la dirección de llegada así como su energía formando una “imagen”
electrónica tridimensional. De esta manera, el objetivo de SAS-B era hacer un mapa de de todo el cielo indicando tanto la
intensidad energética como la posición de las emisiones de rayos gamma,
averiguando si son fuentes galácticas o extragalácticas, así como detectar los
estallidos de las supernovas y las emisiones pulsadas de rayos gamma
provenientes de los púlsares. El rango de detección de la cámara de chispa
digital estaba entre 25 y 200 MeV así como la emisión integral por encima de
los 200 MeV. Su sensibilidad era 10 veces superior a lo conseguido hasta aquel
momento. El peso del conjunto era de 186 kg.
Elevado desde la plataforma italiana San Marco el 15 de noviembre de
1972 mediante un lanzador Scout, es
justo decir que SAS 2 (o Explorer 48, como se le conoció tras el
despegue) se convirtió en el tercero de los satélites “africanos” de la NASA.
Cuatro días después del lanzamiento, su telescopio de rayos gamma fue activado
y comenzó la fase de adquisición de datos para componer el primer mapa exacto
del cielo en rayos gamma. Desde una órbita similar a la de Uhuru (2º inclinada respecto al ecuador, con una altitud entre 443
y 632 km.) empleó el mismo método, y se esperaba que finalizara la tarea en un
año, para después comenzar una fase de estudio de fuentes discretas
individuales. Por desgracia, un fallo en el suministro de energía de bajo
voltaje hacia el telescopio, el 9 de junio de 1973, dejó al instrumento
inoperativo. Otra vez el objetivo se les escapaba.
A pesar de su corta vida, sin duda resultó un comienzo prometedor para
la astronomía en esta longitud de onda. En el periodo que pudo funcionar su
telescopio, barrió un 55% del cielo, localizando al menos 19 fuentes
individuales, además de detectar emisión de rayos gamma proveniente de Júpiter.
Examinó buena parte del plano galáctico, estudió la radiación difusa de fondo
en esta longitud de onda (la emisión galáctica de la Vía Láctea está
relacionada con la estructura galáctica), y sobre todo, le permitió descubrir
la fuente más potente de rayos gamma de nuestra galaxia: Geminga. Sin duda la
aparición de este objetivo muestra lo importante del estudio del cosmos más
allá de lo visible porque, para empezar, las observaciones realizadas a simple
vista de telescopio óptico no revelaban nada, mientras que SAS 2 detectó la que se creía que era una pulsación de energía de
rayos gamma excesiva aproximadamente cada 59 segundos, aunque en un periodo de
cuatro meses solo observó 121 de estas pulsaciones, lo que impidió proporcionar
una localización más exacta en el cielo. Su nombre, Geminga, quiere decir más o
menos fuente de rayos gamma en la constelación de Gemini, aunque más allá de
ahí no se pudo precisar su localización exacta ni el tipo de objeto celeste
hasta muchos años después.
Además de los OSO 3 y 7, otros satélites hicieron sus pinitos
en cuanto a la radiación gamma. Americanos como OGO 5, soviéticos como los Kosmos
208 y 264 aportaron su granito de
arena antes del lanzamiento de SAS 2,
acompañados también por la información adquirida por experimentos de rayos
gamma montados en los módulos de mando de las misiones Apollo 15 y 16. Europa, a
través de su agencia espacial, el ESRO (la Organización de Investigación
Espacial Europea) también contribuyó algo a la tarea con la puesta en órbita de
su TD-1A. Este primer acercamiento
del viejo continente a la astronomía desde el espacio proporcionó la
información suficiente como para probar el concepto de medición que aplicaría
después. De los siete instrumentos de este vehículo, el aparato para detectar
rayos gamma cósmicos era una cámara de chispa, enganchada a una cámara Vidicon,
y sin duda transmitió información relevante, pero TD-1A sufrió algunos problemas operativos que limitaron su
rendimiento. No había que preocuparse: se estaba preparando un vehículo para un
estudio general de los rayos gamma.
Aprobado en 1969, el proyecto Cos-B
(por cósmico) fue la primera misión europea que cargó un único instrumento, y
entregada a un objetivo muy concreto: completar un reconocimiento completo del
cielo en la radiación gamma. El resultado fue un modesto satélite con forma de
tambor de 1.7 metros de alto y 1.5 de diámetro, estabilizado por rotación a 10
rpm. Sin duda la nota dominante era la sencillez de su operación, careciendo
por completo de partes móviles y con los paneles solares adosados a la
estructura del satélite sirviendo a una batería de níquel-cadmio. Su
instrumento, también una cámara de chispa, se encontraba en las entrañas del
vehículo. Su diseño interno y funcionamiento resultaba idéntico al de SAS 2, aunque su sensibilidad a los
rayos gamma era muchísimo mayor. Estaba compuesto por 16 pares de rejillas de
cable formando igual número de huecos, entre los
cuales se instalaron láminas
delgadas de tungsteno, el material usado para transformar el rayo gamma en un
par de electrones. Sobre esta estructura se colocó un domo anticoincidencia
(con 9 fotomultiplicadores asociados), y su interior se rellenó con gas neón (y
un poco de etano) a 2 atmósferas. Para las lecturas estaba el telescopio de
provocación, un conjunto de contadores de escintilación y tipo Cerenkov,
acoplados a tubos fotomultiplicadores. La medición final se hacía en el llamado
calorímetro de energía, siendo uno de los dos elementos que lo formaban un
cristal de ioduro de cesio. Los dos detectores del calorímetro estaban
conectados también a tubos fotomultiplicadores. Cuando las partículas
alcanzaban el calorímetro, la luz visible emitida por los fotomultiplicadores
se calculaba, de manera que, a mayor intensidad de la luz, más energético era
el rayo gamma. Su telescopio de rayos gamma medía energías entre los 50 MeV y
los 5 GeV, un salto adelante gigantesco con respecto a todos los medidores de
rayos gamma previos. Para hacer correlaciones con la energía de los rayos X, se
dotó a Cos-B del llamado
Sincronizador Pulsar, que no era más que un conjunto de contadores
proporcionales rellenados con argón capaz de registrar fotones por encima de 2
keV, con el objetivo de medir el tiempo de llegada de un rayo X, con el
objetivo de estudiar el comportamiento temporal de una fuente de radiación X
para una posterior comparación con el mismo comportamiento de los rayos gamma,
para así intentar asociar una fuente de rayos X a una de rayos gamma. Y además,
para estudiar eventos transitorios de rayos gamma que se estaban empezando a
detectar (los ya célebres GRB’s) se instalaron las Electrónicas de Estallidos
Gamma, que no era más que una sección del hardware de a bordo conectado al domo
anticoincidencia. Si este artilugio detectaba un incremento repentino en el
conteo de partículas que registraba, estas electrónicas borraban inmediatamente
el buffer de memoria del sistema de manejo de datos para empezar a registrar
información a un ratio muy alto, para su posterior envío al centro de control. Aunque
la observación de toda la bóveda celeste era prioritaria, gracias a su carga de
combustible (9.9 kg. de nitrógeno sirviendo a 4 propulsores) sería capaz de
realizar operaciones de apuntamiento hacia objetivos individuales durante
semanas. Su peso a plena carga era de 278 kg.
Como todos sus satélites anteriores, Cos-B tuvo que ser lanzado por la NASA, dada la escasa potencia y
fiabilidad de los cohetes europeos de aquellos días. Así, aunque originalmente
tenía previsto su lanzamiento mediante un Europa
2 desde Kourou, el 9 de agosto de 1975 fue elevado por
un Delta 2913 desde la base de Vandenberg,
California. Su órbita resultó sin duda innovadora por sus características. Nada
menos que inclinada con respecto al ecuador terrestre 90.2º, con un perigeo de
337 km. y un apogeo de 99.067 km. Esta trayectoria no solo garantizaba un mayor
tiempo de observación (en especial durante las operaciones de apuntamiento),
también evitaba los dañinos cinturones de Van Allen. Aunque su misión estaba
previsto que durara al menos dos años, el satélite operó sin apenas problemas
nada menos que seis años y medio, cuando el combustible para los motores de
control de actitud se acabó, por lo que el 25 de abril de 1982 (cuando su
órbita se había modificado hasta los 12.155 x 87.265 km, inclinada 98.4º para
reducir al máximo la exposición a los cinturones de radiación terrestres) se
dio por concluida su histórica misión.
A pesar de cierto funcionamiento errático en la cámara de chispa y al
envejecimiento del gas neón que rellenaba la cámara, Cos-B aumentó en un factor de 25 la información que teníamos hasta
ese momento de la radiación gamma. Así, los datos adquiridos por esta misión
complementaron los adquiridos por SAS 2.
En el mapa formado se detectaron 25 fuentes individuales adicionales emisoras
de rayos gamma (algunas de ellas sin identificar), examinó en gran detalle la
región del centro de nuestra galaxia, además de analizar los púlsares del
Cangrejo y Vela, precisando más exactamente la localización de Geminga, y lo
más importante, la localización de la primera fuente extragaláctica, el quásar
llamado 3C273, situado a 2500 millones de años luz de distancia. Aunque Cos-B pudo completar un mapa muy
completo de la bóveda celeste, teniendo en cuenta el 55% de SAS 2 y los anteriores exámenes, se pudo
compilar un mapa casi global para tener un punto de partida en el que empezar a
diseñar los primeros vehículos diseñados para un estudio en profundidad de las
fuentes de rayos gamma, y potencialmente encontrar otras nuevas.
Antes de pasar a la fase de observación de estas fuentes, la NASA
quiso completar un último examen de todo el cielo gamma, y para ello comenzó a
lanzar los satélites HEAO. Los
Observatorios Astronómicos de Alta Energía se diseñaron para aprovechar las
nuevas tecnologías en materia de detectores para montarlos en grandes satélites
y conseguir mejores resultados. Así, el primer HEAO, lanzado en septiembre de 1977, de los cuatro experimentos,
uno de ellos tenía cierta capacidad de estudio de los rayos gamma, el A-4, con
un rango de medición espectral hasta los 10 MeV, que operó sin problemas. Pero
para localizar y examinar con mayor detalle las energías más altas, se diseñó
el tercero de ellos.
En el intervalo de tiempo desde la finalización de misión de HEAO 3 y la siguiente misión dedicada al
estudio del cielo de alta energía hubo varios avances acerca de qué producen
rayos gamma y lo que se genera a raíz de ellos. Así, aprovechando el máximo
solar que se estaba a punto de producir a comienzos de la década de 1980, la
NASA lanzó su satélite Solar Maximum
Mission, y entre su equipamiento analítico se añadía un espectrómetro de
rayos gamma, que permitió observar, por primera vez, la emisión de este tipo de
radiación proveniente de todo tipo de llamaradas solares. Por otra parte, un
evento espectacular y repentino, la explosión de lo que se conoce ahora como
Supernova SN 1987A provocó la rápida preparación de experimentos de rayos gamma
colocados sobre globos aerostáticos. Su despliegue permitió detectar radiación
gamma procedente de la supernova, pero era indicativo de la formación de nuevos
elementos radiactivos a raíz de la gigantesca explosión. La aparición de este
energético fenómeno aceleró los planes para colocar los primeros observatorios
espaciales dedicados a los rayos gamma.
Si conocéis un poco la historia, el lanzamiento de GRANAT se produjo solo tres semanas después
de uno de los hechos clave del siglo XX: la caída del Muro de Berlín, que
provocó el derrumbamiento del sistema soviético y en 1991, la desaparición de
la Unión Soviética como nación. Muchas de sus exrepúblicas se independizaron, y
la economía de la nueva Rusia colapsó. Esto afectó seriamente a los proyectos
espaciales rusos. Se hizo todo lo posible para salvar su estación espacial Mir, y eso provocó que la inmensa
mayoría de lo planeado o en funcionamiento se quedara sin presupuesto. De la
noche a la mañana, GRANAT se quedó
sin liquidez para funcionar, y aunque estaba proporcionando mucha y muy
importante información, las vacías arcas rusas no podían soportar este
desembolso. La solución llegó por parte de Francia. Como buena parte de las
contribuciones al observatorio procedían de la agencia espacial gala, no
querían perder tan valioso recurso, por lo que tomaron la decisión de
financiar, hasta que dejara de funcionar, las operaciones de GRANAT. Pero aún había otro problema. El
centro de control de la misión, como el de la mayoría de proyectos de la
antigua Unión Soviética (y que disponía de una de las dos únicas antenas de 70
metros de diámetro para recepción a alta velocidad), estaba instalado en la
península de Crimea, en la recientemente independizada república de Ucrania.
Tras una negociación peliaguda para conseguir que el personal ruso continuara
con sus tareas se consiguió alcanzar un acuerdo, aunque el centro pasara a ser
responsabilidad del gobierno ucraniano. La misión se había salvado.
La serie de los Grandes Observatorios de la NASA, iniciada con el
proyecto del Telescopio Espacial (el Hubble,
para entendernos) pretendía lanzar un observatorio para cada longitud de onda
considerada importante. Por lo que, además del visible (con algo del infrarrojo
y del ultravioleta) se proyectaron grandes y potentes vehículos para estudiar
la radiación infrarroja (una vez se lanzaran los primeros telescopios
refrigerados), los rayos X y los rayos gamma. Íntimamente asociados a los
transbordadores espaciales, también en desarrollo a finales de los años 1970,
este hecho daba enorme libertad para construir grandes y pesadas máquinas
cargando lo último en detectores de su tipo. Con una capacidad de transporte a
órbita baja superior a 20 toneladas, y con una bodega de carga de 4.5
metros de
diámetro y más de 10 metros de largo, el límite era básicamente la imaginación.
Así, GRO, el Observatorio de Rayos
Gamma de la NASA, se empezó a construir como un enorme satélite para la
detección y observación de todos los fenómenos de la más alta energía del
cosmos, desde los rayos X duros hasta lo más potente de los rayos gamma también
duros. El desarrollo de GRO empezó en
1977, y aunque el desastre del transbordador Challenger supuso un retraso importante, esto dio pie a
perfeccionar este formidable vehículo.
GRO se diseñó para dar
cabida a mucho hardware ya probado en el espacio. Así, su ordenador era del
mismo tipo que los usados en los Landsat
4 y 5 y en el observatorio solar Solar Maximum Mission. Las
comunicaciones las hacía a través del enlace con los
satélites TDRS mediante una antena de alta
ganancia, como los últimos satélites de la agencia. Los grabadores de cinta
magnética eran del diseño estándar de la NASA, así como los elementos del
control de actitud (estabilizado en sus tres ejes para un apuntamiento preciso,
apoyado por ruedas de reacción). También se diseñó, como el Hubble, para ser mejorado por los
transbordadores, de manera que una lanzadera espacial podría recargar
combustible en los cuatro tanques del observatorio (1.900 kg.) o intercambiar
partes defectuosas (construcción modular). Su control termal era más o menos el
normal, aunque uno de los instrumentos tenía elementos de transporte de calor
para extraerlo del aparato, y los cuatro experimentos montados en el enorme
satélite fueron aislados termalmente del resto del satélite para evitar
interferencias. El equipo sensor era el siguiente: BATSE (Experimento de
Estallido y Fuentes Transitorias, consistente en ocho detectores en cada
esquina del satélite, cada uno formado por dos sensores, cubriendo el rango
energético entre 20 KeV y 8 MeV, formando un instrumento con un campo de visión
muy ancho, diseñado para detectar repentinas apariciones emisoras de rayos
gamma así como eventos
transitorios para ser estudiados por los otros
experimentos), OSSE (Experimento Espectrométrico de Escintilación Orientada, compuesto
por cuatro módulos sensores con capacidad de ser apuntados individualmente,
formados por un cristal espectrométrico de escintilación central, de 30
centímetros de diámetro, rodeado por todos los lados por elementos
anticoincidencia, con un rango de detección de 0.05 a 10 MeV, con el objetivo
de localizar y estudiar la firma espectral de los elementos radiactivos
presentes en supernovas y novas, lugares en los que se forman elementos
pesados, así como observaciones de estrellas de neutrones, agujeros negros,
púlsares y quásares), COMPTEL (Telescopio de Imágenes Compton, el único
instrumento foráneo de la NASA y elaborado en colaboración con la ESA y el
Instituto Max Planck alemán, empleaba un tipo de dispersión de energía de rayos
gamma llamada Dispersión Compton, empleando escintiladores frontales y traseros
creando un amplio campo de visión, midiendo el rango energético de 0.75 a 30
MeV, para detectar, y después estudiar, nuevas fuentes de rayos gamma cósmicas)
y EGRET (Experimento Telescópico de Rayos Gamma Energéticos, observando el
rango hiperenergético entre los 20 MeV y los 30 GeV mediante el principio de
producción de pares de electrones, como en una cámara de chispa, con un campo
de visión muy ancho, con el mismo objetivo que COMPTEL). Su peso en báscula
antes del lanzamiento era de 15.876 kg.
Dada la experiencia anterior acumulada, se pudo desarrollar toda una
nueva generación de instrumentos para los rayos gamma. Los rayos gamma no se
pueden observar directamente, por lo que hay que detectarlos de forma
indirecta. En esencia, para captarlos lo que se busca es el flash de
luz
visible (la llamada escintilación) provocado por un rayo gamma en el detector,
generalmente materiales cristalinos o líquidos. De este modo, cuantos más
sensores tenga un instrumento, más sensibilidad se adquiere, lo que provoca una
elaboración de instrumentación muy pesada, y el tamaño de GRO permitió incrementar la resolución y la sensibilidad 10 veces
más que todo lo conseguido hasta aquel momento. Colocado dentro de la bodega de
carga del transbordador Atlantis, fue
elevado desde la plataforma 39B de Cabo Cañaveral el 5 de abril de 1991 (misión
STS-37). Liberado en órbita tres días después de su lanzamiento, fue situado en
órbita baja a 450 km. de altitud sobre la Tierra (inclinación 28.5º con
respecto al ecuador) fuera de lo más denso de los cinturones de radiación
terrestre. En su momento, fue la carga más pesada que un transbordador había
situado en órbita.
Una vez en órbita y funcionando, el satélite fue renombrado, y recibió
el nombre que lo hizo mítico: Compton,
en honor al ganador del Premio Nobel de Física Dr. Arthur Holly Compton, por su
trabajo sobre la física de los rayos gamma. Compton
fue el segundo de los Grandes Observatorios de la NASA, y el único que ya no
está en órbita. Después de 9 años y dos meses de impecable funcionamiento, la avería
en uno de los giróscopos provocó que la agencia decidiera, no sin cierta
controversia, acabar su misión. El argumento era que, si se perdía otro
giróscopo, resultaría imposible dirigir el observatorio a una reentrada
controlada. De esta manera, en cumplimiento de un recientemente firmado tratado
para evitar crear más basura espacial alrededor de la Tierra, Compton se convirtió en el primer
satélite de la NASA “tirado” deliberadamente a la atmósfera, suceso acaecido el
4 de junio del año 2000, cayendo sus calcinados pedazos en el Océano Pacífico.
Su misión revolucionó el campo astronómico y astrofísico de los rayos gamma de
la misma manera que lo hicieran SAS 2 y Cos-B en su día.
Así, en poco más de dos años, la astronomía de rayos gamma había
perdido sus dos únicas herramientas de observación. Muchos científicos tenían
previstas observaciones que tuvieron que suspender o posponer hasta que
apareciera un nuevo observatorio de rayos gamma. Entonces giraron la cabeza, y
centraron su atención en Europa.
Tras la satisfacción del trabajo bien hecho con Cos-B, los científicos europeos deseaban más que nunca colocar un
observatorio propio de rayos gamma. Después de mucho pelear, el consejo de la
ESA aprobó el proyecto de la nueva misión de rayos gamma europea en junio de
1993. El propósito de INTEGRAL se
situó en el estudio de los rayos gamma de baja energía, hasta 10 MeV, pero con
una resolución espacial y espectral sin paralelo. Como siempre dentro de la
ESA, las responsabilidades de la construcción de los componentes del
Laboratorio Astrofísico de Rayos Gamma Internacional se empezaron a distribuir,
y una de las partes más importantes de los instrumentos eran las máscaras
codificadas que tendría cada uno. Cuando se lanzó el concurso, todos esperaban
que Holanda o Alemania se llevara el contrato para su construcción, por lo que
la aparición de España como única oferta provocó que el concurso se ampliara.
Al cerrarse el concurso, España ganó por incomparecencia del resto.
Año y medio antes del lanzamiento de INTEGRAL, se produjo un hecho sin paralelo en la vida de un
proyecto espacial. Debido a la pérdida de los anteriores observatorios de rayos
gamma, como mencionamos, los astrónomos y astrofísicos perdieron la oportunidad
de realizar los programas científicos que habían pasado años diseñando. De
manera que cuando tuvieron noticia de INTEGRAL,
acudieron en masa a la puerta del despacho del director del proyecto. Tal era
la cola, que se entregaron nada menos que 291 propuestas, es decir, más de diez
años de observación continuada con el observatorio, y multiplicar por 19 el
tiempo real de observación en su primer año. La cosa se complica porque para observar
el cosmos en radiación gamma se necesita muchísimo más tiempo que en otras
longitudes de onda (1 millón de segundos por los 33.000 para los rayos X), y el
periodo de observación de su misión primaria, de dos años, ya estaba repartido
(50% para la ESA, 40% para investigadores de fuera de la ESA, y el 10% a los
científicos rusos, como pago por el lanzamiento). Total, que tuvieron que
seleccionar solo unas pocas para poder llenar la tarea principal de la misión.
Gran parte de la sensibilidad de los instrumentos de INTEGRAL está relacionada con sus
sensores, aunque la otra parte responsable son las máscaras codificadas. Para
poder componer las imágenes se realiza lo siguiente: al estar agujereada, los
fotones de rayos gamma los atraviesan, pero otra parte queda bloqueada por la
máscara. Esto provoca una “sombra”, y teniendo conocimiento de cómo son y dónde
se practicaron los agujeros, los detectores componen una imagen teniendo en
cuenta el patrón de esta “sombra”. Esto funciona cuando los fotones penetran de
forma recta, pero también pueden penetrar de lado por la máscara, provocando un
patrón de “sombra” distinto, lo que “codifica” la radiación. Mediante la
utilización de un programa de ordenador, los detectores tienen conocimiento de
la forma de la máscara y de la “sombra”, por lo que es capaz de formar otra
imagen precisa.
Estos 11 años han dado para mucho. Por ejemplo, mediante el estudio de
la cantidad del isótopo Al-26 (formado dentro de las estrellas y liberado
cuando éstas explotan, o creado y extendido por los vientos estelares de estas
estrellas), se ha llegado a la conclusión de que
aproximadamente cada 50 años,
de media, explota una supernova en nuestra galaxia. También el examen en
profundidad de la línea de emisión de los 511 KeV ha revelado cosas
interesantes. INTEGRAL ha sido capaz
de observar que en el centro de nuestra galaxia hay algo que crea enormes
cantidades de la contraparte en la antimateria del electrón, el positrón. Lo
que da forma a esta concreta línea de emisión es la colisión de los electrones
y los positrones, lo que lleva a la aniquilación de estas últimas, de acuerdo
con la célebre ecuación de Einstein del E igual a MC al cuadrado. El asunto es
que según la información recogida por INTEGRAL, son aniquilados cada segundo 1.5x10 elevado a
cuarenta y tres, es decir, 15 seguido por cuarenta y tres ceros, una cantidad
bestial. La pregunta es, ¿qué existe en el centro de nuestra galaxia que genera
tal emisión de antipartículas? De momento no tiene respuesta, pero entre los
candidatos están las supernovas, púlsares de rapidísima rotación,
micro-quásares o partículas ligeras de materia oscura. Increíble. Otro
resultado ha sido sorprendente: la emisión de rayos gamma proveniente del
ecuador de nuestra galaxia no es una emisión uniforme, como mostraron todas las
misiones anteriores. Todo lo contrario. INTEGRAL
observó unas 500 fuentes de rayos gamma nuevas que
emiten este brillo que
siempre aparece en los mapas, siendo muchas de ellas estrellas de neutrones y
púlsares. También ha estado realizando un censo de agujeros negros supermasivos,
descubriendo en el lejano cosmos más de 100 de estos objetos exóticos. Otros de
su tipo, sin embargo, han eludido su detección. Objetos celestes famosos
también han entrado en la vista de INTEGRAL.
Observando el púlsar de la nebulosa del Cangrejo (el remanente de la explosión
de una supernova observada en el año 1054) ha descubierto un mecanismo de
aceleración de partículas extraordinariamente potente. Lo que ocurre es que la
radiación emitida por el púlsar está fuertemente alineada (polarizada) al eje
de rotación de este cuerpo celeste, lo que ha llevado a suponer que este
fenómeno se crea en los potentes chorros emitidos por la propia estrella.
Mientras, estudios al primer agujero negro
descubierto hasta la fecha, el
célebre Cygnus X-1, han mostrado que la materia que trata de chupar el agujero,
o al menos parte de ella, sale libre. Este es un descubrimiento revolucionario,
ya que antes se pensaba que absolutamente NADA podía escapar del campo
gravitatorio de este monstruo estelar. Gracias a INTEGRAL, esto es posible después de observar líneas de campo
magnético altamente estructuradas, formando una especie de túnel de fuga. Su
misión ha sido prolongada varias veces, y recientemente se ha vuelto a extender
hasta al menos finales del 2016, y sin duda nos transmitirá un montón de datos
valiosos más. No es de los observatorios más habladores, pero su sensibilidad y
resolución no tienen paralelo todavía.
Tratándose de un satélite italiano, podríamos pensar que fue elevado
desde la Plataforma San Marco, pero no fue así, porque estas instalaciones
(salvo el segmento de superficie cerca de Malindi) fueron abandonadas a
comienzos de los años 1990, aunque se está estudiando una reconstrucción para
tenerla operativa de nuevo para lanzar pequeños cohetes rusos. El caso es que AGILE tuvo que ser lanzado como cliente
del cohete hindú PSLV, en el undécimo
vuelo de este sistema. De esta manera, fue colocado en el espacio por el modelo
PSLV-CA desde el centro Espacial
Shatish Dhawan en Sriharikota el 23 de abril del 2007 a órbita baja terrestre,
a unos 550 km. de altitud y una inclinación con respecto al ecuador terrestre
de 2.48º. Lleva en el espacio desde entonces, y debido a que lo hemos
descubierto hace poco, es escaso lo que sabemos sobre él.
Tiempo antes de que Compton
acabara sus días en el infierno de la reentrada, la NASA comenzó los trabajos
preparatorios del que sería su futuro observatorio de rayos gamma. Como el
límite de detección de Compton no iba
más allá de los 30 GeV, más allá existía sin duda un nuevo universo que
investigar. Esto imponía dos objetivos a la nueva misión: 1º, completar un
nuevo reconocimiento del cielo para localizar nuevas fuentes emisoras de
radiación gamma, y 2º, hacer operaciones de investigación a esas y otras
fuentes. Dada la importancia de la
astronomía de rayos gamma, el
proyecto se abrió al mundo, y fueron muchas las
instituciones foráneas las que se unieron. De manera que GLAST, el Telescopio Espacial de Rayos Gamma de Gran Área, es uno
de los programas más internacionales propuestos de la NASA: cinco instituciones
francesas, el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre alemán, 10
instituciones italianas, cinco japonesas, dos suecas, y por parte de Estados
Unidos, además de la NASA y sus Centros Espaciales Goddard y Marshall,
contribuían el Laboratorio Nacional Los Álamos, la Universidad Estatal de Ohio,
Universidad Estatal de Sonoma, Universidad de Stanford, Universidad de Texas
A&M-Kingsville, Universidad de Alabama, Universidad de California en Santa
Cruz, Universidad de Washington, el Departamento de Energía y el Laboratorio de
Investigación Naval. Cuando Compton
sucumbió, los trabajos en GLAST se
aceleraron, para así llenar lo más pronto posible el hueco. Eso sí, GLAST no estuvo completamente ensamblado
hasta el 2007.
¿Cuál es el futuro para la observación de la radiación gamma? Enfocar
los fotones de esta radiación. Los telescopios de rayos X lo hacen empleando
sus módulos ópticos tipo Wolter, pero esto no funciona con las gamma. En el
2012, un experimento empleando prismas ha permitido por primera vez enfocar
fotones gamma. De esta manera, a energías por encima de los 700 KeV, el índice
de refracción aumenta, lo que sería posible enfocar la energía y conseguir
imágenes claras. La pega es que tardaremos bastante en tener sistemas como este
en el espacio.
¿Qué hemos aprendido de la investigación de la radiación gamma? Que el
universo es mucho más violento de lo que suponíamos, y que por allí existen
objetos inimaginables y sorprendentes. ¿Qué queda por descubrir? Preferimos no
aventurar. Lo descubriremos juntos.
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