Ventana al Espacio (LXXV)

Plutón y Caronte, desde New Horizons, 13-14 de julio del 2015.

Los rayos incógnita (y II)

La década de 1990 supuso la mayoría de edad para la astronomía de rayos X. De pasar a buscar fuentes de rayos X, se comenzó a explorar más que nunca el universo en esta longitud de onda. Basándose en los hasta la fecha únicos observatorios (Einstein y EXOSAT) se comenzaron a diseñar y construir nuevos vehículos que, heredando buena parte de lo que se tenía, poseían y poseen nuevas capacidades. Todavía queda mucho por descubrir, y de todas las longitudes de onda, es la que más vehículos tiene en funcionamiento en la actualidad.

La agencia espacial alemana, o DLR, también puso su atención en el universo X, y lo hizo a lo grande. El objetivo de la agencia era buscar, y luego estudiar con alta resolución, las fuentes de rayos X blandos del cosmos, y para ello se puso a diseñar el llamado Roentgensatellit, o ROSAT. En alemán, a los rayos X se los conoce como roentgenstrahlen, como homenaje a quién los descubrió. Un proyecto tan jugoso atrajo la atención: nada menos que la NASA se involucró, y el Reino Unido también. El último satélite de la NASA dedicado a estos menesteres había sido el ya conocido observatorio Einstein, que dejó de funcionar en marzo de 1982, y para la misión, decidieron suministrar una HRI, una Cámara de Alta Resolución, un sistema que usó un detector de rejilla cruzada, consiguiendo una imagen de ángulo cercano. El Reino Unido proporcionó la WFC, Cámara de Campo Ancho, que no era más que un telescopio astronómico para la longitud de onda del ultravioleta extremo, que tiende a coincidir con el régimen más bajo de los rayos X, observando el cosmos en el rango energético que va entre 0.042 y 0.21 keV, que coincide con la longitud de onda de 30 a 6 nanómetros (300 a 60 angstroms), que completaría el primer reconocimiento del cosmos en esta sección del espectro electromagnético. Todo lo demás, fue construido en Alemania Occidental: el satélite, el sistema telescópico y el tercer instrumento. Para poder observar el cosmos de rayos X, se construyó un módulo óptico tipo Wolter 1

con 84 centímetros de diámetro en su apertura y una longitud focal de 2.4 metros. El diseño del módulo, construido a base de cristal de zerodur y formado por cuatro cilindros concéntricos recubiertos en su interior de oro, permitía el examen del universo X en el rango de 0.1 a 2 keV, y los fotones recolectados llegaban principalmente al instrumento alemán, el PSPC, Contador Proporcional Sensible a la Posición, instrumento similar a los anteriormente montados en misiones precedentes, aunque sus detectores para posición y carga eran dos rejillas de cable, permitiendo una precisión de localización aceptable. Tanto PSPC como HRI estaban servidos por el módulo óptico, mientras que WFC era un instrumento independiente coalineado con el telescopio de rayos X. El resultado final fue un vehículo que desplazaba 2.400 kg., y que en principio estaba planeado su lanzamiento dentro de la bodega de carga de un transbordador espacial, aunque la catástrofe del Challenger obligó a pasar su lanzamiento a un cohete convencional.

Lanzado por un Delta 2-6920, el 1 de junio de 1990, desde Cabo Cañaveral, quedó situado en una órbita a unos 580 km. de altitud, inclinada 53º. Con una misión inicial de 18 meses, dedicaría los seis primeros a realizar un nuevo mapa del cosmos usando el telescopio de rayos X unido al PSPC, para después comenzar la investigación de algunos de esos objetos. ROSAT disponía de una cualidad notable: podía desplazarse rápidamente de observar una región del cosmos a otra diametralmente opuesta en una misma órbita, siendo capaz de recorrer un arco de 180º en aproximadamente 15 minutos, además de mantener una posición sumamente estable para observaciones prolongadas. Aunque se esperaba que pudiera durar al menos cinco años, estuvo en funciones más de 8, hasta que averías mecánicas y la sobreexposición al Sol lo dejaron incapaz de continuar los estudios. Pero no fue un tiempo desaprovechado. Para empezar, completó un reconocimiento de todo el cielo localizando más de 150.000 objetos, el primer reconocimiento en el 

ultravioleta extremo (479 objetos), así como la localización por casualidad de otros 100.000 objetos nuevos en rayos X durante la fase de operaciones de apuntamiento entre desplazamientos de un objeto a otro. No solo eso, sino que también estudió la morfología de los remanentes de las supernovas y de los cúmulos de galaxias, detectó cómo nubes moleculares “ensombrecían” la emisión difusa de rayos X; detectó las pulsaciones del peculiar pulsar Geminga; observó estrellas de neutrones aisladas; y lo más notable: emisiones de rayos X procedentes de los cometas, además de observar emisiones de rayos X de la zona de impacto del 

cometa Shoemaker-Levy 9 contra Júpiter. Por desgracia para todos, 1998 fue su año maldito. Un fallo en el escáner estelar primario el 25 de abril provocó errores en su actitud y su apuntamiento, lo que llevó a sobrecalentarse en exceso por una exposición excesiva al Sol, lo que llevó a una modificación del software de control y al uso del escáner estelar situado junto a la WFC, lo que complicó bastante su apuntamiento, hasta que el 20 de septiembre una de sus ruedas de reacción que controlaban su apuntamiento comenzó a girar por su cuenta hasta alcanzar su máxima velocidad de rotación, generando una reorientación de ROSAT provocando que la luz solar penetrara por el módulo óptico dañando la HRI irreversiblemente. Después de recuperar cierto control sobre el satélite, se intentaron realizar algunas operaciones científicas, pero vieron que era imposible, lo que llevó a su completa desactivación el 12 de febrero de 1999.

La verdad es que las causas del fin de misión de ROSAT tienen su controversia. Se cree que la causa del fallo de la rueda de reacción fue a causa del software de control modificado, aunque se cree que el motivo es otro, altamente llamativo: un ciber-ataque. Según oficiales de la NASA encargados de salvaguardar el sistema informático de la agencia, hubo una intrusión en el sistema central del centro Goddard, concretamente en la Sección de Astrofísica de rayos X, la que controlaba el observatorio. Según se comenta, el hacker debió aprender lo suficiente como para conocer el método de control de un satélite en órbita. De esta forma, se pudieron enviar órdenes para que se provocara el efecto ya comentado. El caso es que la NASA afirma que la intrusión no llegó a los sistemas de ROSAT, y las causas de su avería son “naturales”. Siempre quedará la duda, pero hay que mencionar que otro satélite, este de la NASA, el célebre Terra, también fue objeto de un ataque informático. Negras mentes. Sin importar eso ya, el satélite reentró en la atmósfera el 23 de octubre del 2011.

Después de tres pequeñas y modestas misiones, el Japón decidió embarcarse en un proyecto más grande. Astro-D suponía la primera aproximación nipona al estudio de fuentes individuales de rayos X, y los ingenieros echaron el resto para dar forma a un observatorio con capacidades nunca antes conseguidas. El caso es que Astro-D era eminentemente una misión espectroscópica, por el contrario que ROSAT que era una misión de imágenes. Se diseñó para observar una parte importante del espectro de rayos X con una adecuada resolución espectral y una gran área efectiva. Lo más notable fue que se convirtió en el primer satélite en usar detectores tipo CCD en la astronomía en esta sección del espectro electromagnético. Con una misión tan audaz, la NASA decidió involucrarse. El resultado final fue un satélite de 420 kg. y 1.2 metros de diámetro, equipando cuatro módulos tipo Wolter 1 de 34.5 cm. de diámetro en su apertura

y 12 cm. de diámetro interno y 120 vainas concéntricas, elaborados en aluminio y recubiertos en oro (1-7 keV), una longitud focal de 3.5 metros, y sirviendo a dos instrumentos en su plano focal, GIS (Espectrómetro de Imágenes por Gas, similar a uno de los del satélite Tenma) y SIS (Espectrómetro de Imágenes de estado Solido), ambos con una importante contribución de la NASA, y servidos cada uno por dos módulos ópticos. La colocación del tiempo de observación de Astro-D se repartió de esta forma: 50% para ISAS, 40% para la NASA, y el 10% restante para la ESA, como gesto de buena voluntad de la agencia japonesa. Fue elevado a su órbita el 20 de febrero de 1993 (entre 500 y 600 km. de altitud), y su periodo de puesta a punto duró ocho meses. Tras acabar la larga verificación, ASCA (el Satélite Avanzado para Cosmología y Astrofísica) se puso manos a la obra.

La tarea de ASCA duró hasta que su sistema de control de actitud se averió el 14 de julio del año 2000 durante una tormenta geomagnética, y tuvo tiempo de hacer cosas interesantes. Entre lo más recordado es el estudio espectral de banda amplia de quásares y la identificación de fuentes individuales cuya emisión combinada crea radiacióndifusa de fondo en rayos X. En total, fueron más de 1000 publicaciones científicas las que usaron los datos de este observatorio japonés, cubriendo desde lo más cercano en el sistema solar hasta lo más lejano en el cosmos. Además, la base de ASCA resultó ser tan satisfactoria que la siguiente generación de observatorios de rayos X nipones basó su diseño en ella. Este sin embargo reentró en la atmósfera el 2 de marzo del 2001.

Un curioso proyecto se puso en órbita apenas dos meses después que ASCA. Se trataba de un pequeño objeto que apenas desplazaba algo más de 45 kg., desarrollado por el Laboratorio Nacional Los Álamos con la colaboración de los Laboratorios Nacionales Sandia y el Laboratorio de Ciencia Espacial de la Universidad de California en Berkeley, y financiado por completo por el Departamento de Energía estadounidense. Su acrónimo era ALEXIS, Conjunto de Sensores de Imágenes de Rayos X de Baja Energía, y su tarea era la de escanear la bóveda celeste para encontrar fuentes emisoras en el rango energético más bajo, el que coincide con el ultravioleta extremo. Lo notable de este pequeño es que lo hizo de una forma inusual para una misión de rayos X. Al hablar de los telescopios para esta longitud de onda, comentamos que los sistemas ópticos tradicionales eran prácticamente inútiles para recolectar y reflejar los rayos X. Pues bien, ALEXIS ha sido hasta la fecha el único en emplear el método óptico para enfocar los fotones en esta longitud de onda, consiguiéndolo gracias a sus recubrimientos. Se trataba de un recubrimiento multicapa de multiestructura sintética estratificada elaborada a base de molibdeno y silicio. La capacidad de este recubrimiento multicapa de reflejar los fotones X quedaba determinada por el espacio entre las capas de molibdeno y silicio. En total, este pequeño satélite portaba seis telescopios en pares coalineados que cubrían tres campos de visión solapados de 33º del cielo cada par, dotándole de la capacidad de examinar de una sola vez la mitad de la bóveda celeste. Con una corta longitud focal, ALEXIS solo podía obtener información ordinaria acerca de la localización de un objeto, de manera que la tarea de localizar más exactamente dependía de otros observatorios. El método de escaneo era el habitual, rotar sobre sí mismo para acabar cubriendo toda la bóveda celeste en poco tiempo.

ALEXIS fue uno de los primeros satélites elevados por el particular lanzador Pegasus, solo que transportado bajo el ala de un bombardero B-52, y el evento se produjo el 25 de abril de 1993. Es bastante lo que hizo a pesar de sus limitadas capacidades, pero en el tiempo que funcionó proporcionó un mapa de la emisión difusa de fondo cósmico en sus longitudes de onda con la mayor resolución conseguida hasta la fecha; completó un reconocimiento de fuentes emisoras en banda estrecha; y monitorizó emisiones de fuentes variables de rayos X muy blandos, y complementó con sus mediciones a ROSAT y su WFC, así como al único satélite astronómico de ultravioleta extremo EUVE. ALEXIS funcionó nada menos que trece años, llegando al final de su vida con unos paneles solares casi incapaces de producir electricidad, y dos de las cuatro baterías averiadas. Finalmente, el 29 de abril del 2005 fue desactivado.

La primera misión astronómica de rayos X de la NASA en 13 años fue elevada el 30 de diciembre de 1995, y para nosotros, es de las más complejas y extrañas de entender. Se trataba de una misión encargada de estudiar la estructura temporal de las fuentes emisoras en esta longitud de onda, el Explorador de Cronometraje de Rayos X, XTE. Perteneciente al programa Explorer, era una misión novedosa que indagaría en estrellas de neutrones, púlsares, agujeros negros y objetos de estallido en rayos X y su evolución a lo largo del tiempo. Era un satélite estabilizado en sus tres ejes que cargó tres instrumentos: el Monitor de Todo el Cielo ASM (tres contadores proporcionales sensibles a la posición rellenados con xenón [95%] y dióxido de carbono [5%] bajo máscaras de aluminio con estrechas aperturas, subdivididas en secciones de 6 x 2 con 15 elementos abiertos y 16 cerrados, diseñados como cámaras de sombra colocados en una plataforma rotatoria, 1.5-12 keV), el Conjunto de

Contador Proporcional PCA (cinco contadores proporcionales normales rellenados con gas xenón y una fuente de calibración de americio radioactivo, versiones mejoradas, y con un tamaño un 50% mayor, del instrumento A-2 de HEAO 1, 2-60 keV), y el principal de la misión, HEXTE, Experimento de Cronometraje de rayos X de Alta Energía (dos grupos de cuatro contadores de escintilación tipo phoswich de ioduro de sodio sobre ioduro de cesio [acoplados cada uno a un tubo fotomultiplicador] por cada grupo, con una estructura de panal de abeja elaborada en plomo como colimadores montados en sus aperturas, y dentro de una estructura anticoincidencia elaborada por escintiladores plásticos conectados a tubos fotomultiplicadores, capaces de cambiar la dirección de su barrido en direcciones mutualmente perpendiculares para obtener mediciones de la radiación de fondo a 1.5 o 3 grados de la fuente emisora cada 16, 32, 64 o 128 segundos [manteniendo siempre uno sobre la fuente emisora], controlado en cada grupo por una fuente radiactiva de americio 241 como calibración [su línea de emisión está centrada en los 59.5 keV] y control de ganancia automática, montada en el campo de visión de cada grupo, y todo controlado por dos procesadores 80C286 [uno por cada grupo], 15-250 keV). Elevado desde Cabo Cañaveral a bordo de un Delta2-7920, este satélite de 3.200 kg. de masa

quedó situado en una órbita circular a 600 km. de altitud, fue rebautizado en honor al doctor Bruno Rossi, uno de los pioneros en la astronomía de rayos X, y uno de los involucrados en la puesta en marcha de la célebre misión Uhuru. Así, el Explorador de Cronometraje de rayos X Rossi, o RXTE se ha convertido en una de las más longevas misiones en esta longitud de onda, ya que este productivo vehículo no fue desactivado hasta el 3 de enero del 2012. Durante todo el tiempo que proporcionó resultados, ha permitido que se redactaran al menos 1400 estudios en diarios especializados, con resultados como los siguientes: obtener las pistas suficientes para encontrar un agujeronegro de masa intermedia (un tipo no encontrado hasta ese momento, situado en términos de masa entre los estelares y los supermasivos), una pieza perdida acerca de la evolución estelar; la constatación de que el brillo difuso en rayos X de la Vía Láctea proviene de enanas blancas previamente no detectadas y de las coronas de las estrellas situadas en nuestra galaxia; calcular la masa del agujero negro más pequeño detectado hasta la fecha; y la mayor conclusión de todas fue que proporcionó los datos suficientes como para afirmar la existencia del efecto Frame-Dragging, predicho por Einstein en su Teoría de la Relatividad General. Ahí es nada. Según gente del proyecto, RXTE reentrará en la atmósfera en algún momento entre los años 2014 y 2023.

Aparte de la ESA, las agencias espaciales nacionales europeas también suelen diseñar misiones propias, si no, véase ROSAT. De esta manera, la agencia espacial italiana ASI y la NIVR holandesa unieron fuerzas para dar forma a la misión SAX, el Satélite de Astronomía en rayos X, con un conjunto de instrumentos (algunos servidos por módulos ópticos tipo Wolter 1) para examinar ampliamente el espectro de rayos X. Con 3.6 metros de alto, 2.7 metros de diámetro, paneles solares fijos y 1.400 kg. a plena carga, contaba con cinco experimentos. Los instrumentos MECS (Espectrómetro Concentrador de Media Energía) y LECS (Espectrómetro Concentrador de Baja Energía) eran esencialmente idénticos (contadores proporcionales capaces de crear imágenes servidos por módulos ópticos de incidencia oblicua), registrando el primero energías de entre 1.3 y 10 keV, y el segundo entre menos de 0.1 y 4 keV, cuya única diferencia era el grosor de las ventanas para

permitir el paso de las partículas. Por su parte, el instrumento HPGSPC, Contador Proporcional de Escintilación por Gas a Alta Presión, era un aparato detector incapaz de crear imágenes, dedicado al estudio del cosmos de alta energía en rayos X hasta 120 keV, y los otros dos eran parte de un mismo paquete detector, siendo la WFC dos cámaras con máscaras codificadas (2-30 keV) que cubrían una gran sección del cielo de una vez, usando el PDS (Sistema Detector Phoswich, un detector de escintilación cristalino de ioduro de sodio e ioduro de cesio, hasta 300 keV) como sistema anticoincidencia, que juntos poseían la capacidad de registrar el cosmos de alta energía entre 100 y 600 keV, haciéndolo ideal para registrar eventos transitorios de alta energía. Rebautizado como BeppoSAX, en honor al físico italiano Giuseppe Occhialini, fue lanzado por la NASA el 30 de abril de 1996 por un Atlas I/Centaur (el lanzamiento número 100 de

esta combinación), tenía una misión primaria de dos años, aunque superó notablemente ese periodo. Fue situado en una órbita baja terrestre (600 km. de altitud) con una inclinación al ecuador casi nula (menos de 4º) proporcionó resultados hasta el 30 de abril del 2002, fecha a partir de la cual su órbita empezó a decaer rápidamente y su instrumentación comenzó a fallar, hasta que reentró en la atmósfera el 29 de abril del 2003 sobre el océano Pacífico. Si en algo es recordado BeppoSAX, es por su contribución al estudio de las fuentes transitorias de alta energía, los llamados GRB’s, proporcionando las pistas necesarias para comprender qué hay detrás de ellos.

Volvamos atrás en el tiempo. Eso es, nos colocamos en 1976. En aquellos días, la NASA tenía en órbita investigando el universo X a Copernicus y a SAS 3, y en los dos años siguientes, se lanzarían los HEAO 1 y HEAO-B/Einstein. Pues por aquellos días, pensando en el futuro, los doctores Riccardo Giacconi y Harvey Tannambaum propusieron a la agencia americana el diseño del observatorio astronómico de rayos X más potente y resolutivo de la

historia, al que bautizaron como AXAF. El concepto de la Instalación Astrofísica de rayos X Avanzada era colosal: un enorme satélite de más de 10 metros de longitud, y contando con cuatro módulos Wolter 1 y seis experimentos para adquisición de imágenes y espectroscopia de altísima resolución. Como uno de los cuatro Grandes Observatorios de la NASA, AXAF seguiría más o menos las directrices de sus hermanos de familia: órbita baja, gran tamaño, enorme complejidad y capacidad de ser actualizados y reparados por las tripulaciones del transbordador espacial. La NASA, por vía del Centro de Vuelos Espaciales Marshall y el Observatorio Astrofísico Smithsonian, comenzó los trabajos de planificación, que corrieron paralelos, aunque más lentos, a los de SIRTF, LST y GRO. La verdad es que la experiencia desastrosa (presupuestariamente hablando) del que se nombró como Telescopio Espacial Hubble llevó, en 1992, a que el proyecto fuera reducido. La gente de la misión tuvo que romperse la cabeza para retener las mayores capacidades posibles para AXAF, pero tuvieron que renunciar a dos módulos ópticos, a dos instrumentos, a la capacidad de actualización y reparación y a la órbita baja para hacer la misión viable y no convertirla en otro Hubble. Cuando fue finalizado en marzo de 1998, su aspecto no podía ser más espectacular.

Con una longitud de 13.8 metros y una envergadura, con los paneles solares desplegados, de 19.5 metros, AXAF es uno de los mayores satélites jamás puestos en órbita. Se encuentra dividido en tres secciones: el módulo frontal, o Módulo Satélite, que contiene lo esencial para funcionar (computación, generación de energía, control de actitud, control termal, propulsión, comunicaciones, almacenamiento de datos) y el soporte de los módulos ópticos; el Módulo del Telescopio, un enorme tubo hueco de unos 10 metros de largo; y el Módulo de Equipo, almacenando la instrumentación. Es de operación sencilla, pero es una máquina compleja. El núcleo central de AXAF

son sus módulos tipo Wolter 1. Cada uno está compuesto por cuatro cilindros concéntricos construidos en cristal de zerodur de dos centímetros de grosor, y con un recubrimiento interno para concentrar y enfocar los fotones de rayos X de 60 nanómetros de iridio. El módulo externo tiene un diámetro de 123 cm., mientras que los tres cilindros interiores poseen diámetros de 99, 87 y 65 cm. El módulo interno tiene menores diámetros dada la curvatura hacia dentro para llevar hacia los instrumentos del plano focal los fotones recolectados, y la longitud completa de las dos estructuras es de 83.3 cm. Son los más planos jamás diseñados, pesan 947.6 kg., y su potencia resolutiva es el equivalente a distinguir las letras de una señal de Stop desde 20 km. de distancia, gracias a que es capaz de recolectar y enfocar hasta el 95% de los fotones X que entran en el telescopio, algo inigualado hasta la fecha. Una vez los fotones son enfocados, llegan a los dos instrumentos científicos de muy alta resolución: HRC, Cámara de Alta

Resolución (dos placas microcanal compuestas cada una por 69 millones de delgadísimos tubos de cristal de óxido de plomo unidas a una rejilla de cables cargados eléctricamente, encargadas de detectar la posición de los rayos X entrantes entre un torrente de electrones generados dentro del instrumento, construyendo así la imagen, 0.1-10 keV) y ACIS, Espectrómetro de Imágenes CCD Avanzado (compuesto por 10 conjuntos de sensores CCD especialmente formulados para detectar rayos X, 0.2-10 keV). Para hacer más completa la información recolectada por AXAF, se incluyeron las HETGS (Espectrómetro de Rejilla de Transmisión de Alta Energía, 0.4-10 keV) y LETGS (Espectrómetro de Rejilla de Transmisión de Baja Energía, 0.09-3 keV), aparatos en forma de disco, recubiertos de oro, dedicados ampliar los análisis espectroscópicos de los dos sistemas primarios, colocados cerca del final del tubo del telescopio. Pero eso no es suficiente. Ya hablamos que una de las claves para adquirir imágenes en rayos X lo suficientemente claras para poder realizar estudios sobre ellas es la longitud focal, y en eso AXAF gana por goleada: nada menos que 10 metros, por lo que su resolución deja completamente anticuados a todos los observatorios anteriores (en el orden de unas 8 veces más), además de darle la capacidad de detectar objetos entre 20 y 50 veces más débiles de lo que se había estudiado hasta la fecha. Una herramienta excepcional que desplazaba a plena carga 4.800 kg.

Como sus dos hermanos de familia, se convirtió en tercero (y último) en utilizar los transbordadores espaciales como plataforma para situarse en órbita, y el asignado para la tarea fue el Columbia, en la misión STS-93, que resultaría histórica. Pero medio año antes del lanzamiento programado, eso es, en diciembre de 1998, AXAF fue renombrado. En honor al ganador del premio Nobel de física, el astrofísico hindú Dr. Subrahmanyan Chandrasekhar, se le conoce con su actual nombre: Observatorio de rayos X Chandra, que solo mencionarlo ya nos pone los pelos de punta, ya que es una de las máquinas más efectivas y productivas jamás colocadas allí arriba. Decimos que la misión en la que se lanzó Chandra es histórica porque fue la primera del transbordador comandada por una mujer, la Coronel de las Fuerzas Aéreas estadounidenses (y desde hace tiempo exastronauta) Eileen M. Collins, que también fue la primera mujer en pilotar una de estas míticas naves espaciales. Por lo tanto, os podéis imaginar el revuelo levantado por la misión, y con razón.

De acuerdo con el plan tras la reestructuración de 1992, Chandra debía colocarse en una órbita elíptica, con su apogeo situado a un tercio de la distancia Tierra-Luna, garantizando con ello largas observaciones. Pero para elevarlo hasta allí, tuvo que hacer uso de las célebres IUS de dos etapas, en la que fue la última utilización de este conjunto propulsor de combustible sólido. De esta manera, el conjunto IUS/Chandra consiguió el récord de la carga más pesada jamás satelizada por el transbordador: 22.753 kg. Su lanzamiento se fijó para el 20 de julio de 1999.

Con su formidable potencia, Chandra sería instrumental en la investigación de ciertos campos de la astrofísica: el estudio de las supernovas y sus remanentes, los agujeros negros, los cúmulos galácticos, la materia oscura, los púlsares y los quásares. Y ahora os estaréis preguntando: ¿pero qué demonios es un quásar? Eso es algo que ya les gustaría saber a astrónomos y astrofísicos. Mediante telescopios ópticos, parece una estrella, pero a comienzos de la década de 1950, con la instalación de los primeros radiotelescopios, se vio que esas supuestas estrellas no lo eran. Se trataba de objetos extragalácticos (entre los más lejanos en el cosmos), enormemente compactos y que emiten cantidades inimaginables de energía en la forma de radioondas, de ahí su nombre, Fuentes de Radio Quasi-Estelares, que a partir de la expresión inglesa derivó el nombre de quásares. Con la llegada de los satélites exploradores de rayos X, se vio que estos lejanísimos lugares también emitían enormes cantidades de energía en esta longitud de onda, e incluso algunos, que carecen de emisión de radioondas, poseen potentísimas emisiones X. Un quásar típico puede ser más brillante en alta energía que cientos de galaxias puestas todas juntas. Se sospecha que la clave detrás de los quásares son los agujeros negros supermasivos, que a diferencia a los que se encuentran en el centro de la mayoría de las galaxias, su capacidad de acreción y de engullir material es infinitamente mayor, además de emitir enormes y potentes chorros de materia desde sus mismos centros a velocidades cercanas a la velocidad de la luz. Gracias a Chandra, veríamos los quásares con una nueva luz.

Situado en órbita finalmente el 23 de julio de 1999, fue empujado satisfactoriamente por el IUS, y tras la separación, empleó su propia propulsión para alcanzar la trayectoria designada, de 10.000 x 140.161 km. y una inclinación de 28.5º, tardando en recorrerla algo más de 64 horas. El diseño de esta órbita permitía observaciones continuas durante al menos 55 horas, mientras que el resto del tiempo lo pasaba cruzando los peligrosos cinturones de radiación de Van Allen. Después de 21 días comprobando el correcto funcionamiento de todos los componentes del observatorio, se abrió el escudo solar permitiendo que los primeros fotones de rayos X penetraran hacia los instrumentos. Con esa apertura también entraron partículas de alta energía de los cinturones de radiación terrestres, golpeando y dañando algunos CCD’s de ACIS. Resulta llamativo que un observatorio tan grande y complejo carezca de protección ante las agresiones 

durante los cruces por los cinturones, pero el daño ya estaba hecho, y la única medida que se podía aplicar era quitar a ACIS de la alineación del telescopio para evitar daños mayores. Como tanto el espectrómetro como la HRC se situaron en un mecanismo rotatorio, esto resultaba sencillo. Aún a pesar del daño, tanto ACIS como HRC funcionan, y desde su primera luz, no ha hecho más que descubrir. Aunque con una misión principal de 5 años, lleva en el espacio mucho más proporcionando impresionantes resultados. De los más de 15 años de existencia, esto ha sido parte de lo más relevante realizado por Chandra: la localización de un objeto compacto (una estrella de neutrones o un agujero negro) en el centro del remanente de la supernova Cassiopeia A; el hallazgo de un disco de material alrededor del púlsar del remanente de la supernova del Cangrejo, así como la caracterización más clara que nunca de los chorros energéticos de este exótico astro; la emisión de

rayos X del agujero negro supermasivo de nuestra galaxia, Sagittarius A; la primera observación de la onda de choque de la supernova SN 1987A; la detección de la sombra de una galaxia canibalizada por otra mucho mayor; la detección, en combinación con RXTE, del primer agujero negro de masa intermedia, el M82 X-1; el hallazgo, en torno a un sistema binario de estrellas tipo Sol, de una enana marrón orbitando el sistema; observó la ocultación del satélite de Saturno Titán a la nebulosa del Cangrejo; evidencias de la existencia de materia oscura a través de la colisión de supercúmulos; la detección de rayos X provenientes de los polos de Júpiter, aunque no asociados a las potentes auroras del planeta; y el tránsito, en rayos X, de un exoplaneta, el HD189733b, frente a su estrella. Gracias a estos tremendos resultados, la misión de Chandra ha sido ampliada muchas veces, y aunque ya ha pasado el límite de su vida útil de 15 años, nos seguirá abriendo la boca de incredulidad. Pero ojo, la supremacía en el estudio de los rayos X en alta resolución no le duró demasiado. Apenas seis meses después, otro casi idéntico a él fue colocado en órbita.

Todavía estaba funcionando EXOSAT cuando científicos europeos propusieron una nueva misión de rayos X, el proyecto HTXS, la misión Espectroscópica de rayos X de Alto Rendimiento, vista como la continuación y la mejora del que ya estaba operando. Operaría a regímenes mayores merced a unos espejos tipo Wolter más complicados, y debía conseguir una resolución superior a todo lo alcanzado anteriormente. Aprobado en 1985, la actividad industrial para construirlo no comenzó hasta 1996. El proyecto había sido revisado, actualizado, ampliado y vuelto a actualizar hasta obtener el diseño
ideal, y con ello, un nuevo nombre: XMM, el observatorio de rayos X Multi Espejo. La misión de este gran satélite era parecida a la del japonés ASCA, aunque con mayor resolución y con capacidad de construir imágenes vívidas del universo X, y la clave de la misión era la utilización de nada menos que tres módulos ópticos idénticos tipo Wolter 1. Cada módulo fue construido a partir de electroforma, mide cada uno 60 cm. de largo y en su apertura tiene un diámetro de 70 centímetros, mientras que en su extremo opuesto el diámetro es de 30.6 centímetros. Elaborados a base de aluminio y níquel, pesa cada uno 420 kg., y disponen de un recubrimiento reflector de oro que permite enfocar los fotones X hacia los instrumentos científicos. A diferencia del único y simple sistema de Chandra, con cuatro espejos concéntricos, cada módulo óptico de XMM dispone de nada menos que 58 espejos concéntricos con una separación entre ellos de entre 4 a 1.5 milímetros. Además, en la parte trasera de dos de los tres módulos ópticos dispone de una rejilla de difracción de alta dispersión recubierta también de oro, para desviar parte de la energía recolectada al instrumental. La estructura de soporte de los tres módulos ópticos les coloca en una forma triangular, con dos módulos debajo, y uno en la parte superior. En realidad, XMM se parece extraordinariamente en forma y medidas al propio Chandra, con un módulo frontal que equipa el sistema óptico, que es realmente el Módulo de Servicio, que concentra todos los sistemas de a

bordo, incluyendo los paneles solares que se extienden de extremos opuestos de esta estructura. La instrumentación se colocó en el Conjunto del Plano Focal, y ambas estructuras estaban unidas por un gran tubo vacío de 6.7 metros, dotándole de una longitud focal de nada menos que 7.5 metros. En configuración orbital, mide 10.80 metros de largo y 16.16 metros de envergadura con sus paneles solares desplegados. La instrumentación del plano focal está compuesta por dos sistemas: EPIC, la Cámara de Imágenes de Fotones Europea (tres conjuntos de CCD, dos con siete sensores MOS, Semiconductor de Óxido Metálico, cada uno para imágenes y espectrofotometría, y el tercero, la cámara pn, compuesta por 12 CCD’s, para estudios de evolución temporal de las fuentes de rayos X, 0.15-15 keV) y RGS,

Espectrómetro de Rejilla de Reflexión (dos conjuntos lineales de 9 CCD’s tipo MOS, servidos por las rejillas de difracción de dos de los tres módulos ópticos, para hacer espectrometría en alta resolución, 0.33-2.5 keV). Para evitar que otro tipo de energía que no sean rayos X alcancen los CCD’s (sensibles también al infrarrojo, al visible y al ultravioleta) en el tubo vacío se colocaron dos placas de detención con filtros especiales para rechazar estas longitudes de onda y así evitar confundir a los sensores. Estos filtros de bloqueo óptico tienen tres tipos distintos, grueso, medio y delgado, para ser seleccionado dependiendo del tipo de objeto que va a observar. Este equipo provoca que XMM sea completamente complementario de Chandra, ya que, además de hacer espectrometría de más alta resolución, cubre un rango de detección de rayos X mayor. Pero no contentos con eso, los científicos instalaron en XMM algo jamás instalado en otro observatorio de rayos X: un telescopio convencional, el llamado OM, Monitor Óptico, formado por un sistema óptico tipo Ritchey-Chretien de 30 cm. de apertura coalineado con el  observatorio de rayos X,  y

especializado en observar el cosmos en longitudes de onda óptica y ultravioleta desde 180 (UV) a 600 (Vis) nanómetros, sirviendo a dos CCD y equipado con ruedas de filtros de 8 posiciones para obtener imágenes y realizar espectroscopia de los mismos objetos que observa el telescopio de rayos X. De esta manera se dispone de un sistema que proporciona contexto a lo estudiado en alta energía además de enriquecer los estudios realizados al objeto en cuestión usando las tres longitudes de onda disponibles, algo inaudito hasta la fecha. El peso en báscula de esta maravilla antes del lanzamiento era de 3.764 kg.

Fue un tanto arriesgado, pero el observatorio se preparó para ser elevado en el mayor lanzador creado por la ingeniería europea, el Ariane 5. El caso era que en los tres lanzamientos anteriores, había habido problemas de todo tipo (el primero se salió del curso por problemas en el guiado y fue autodestruido, con los cuatro valiosísimos satélites Cluster en su cofia), pero llegado 1999 todo el mundo tenía el miedo en el cuerpo ante el ya célebre e inofensivo Efecto 2000. Las medidas de XMM eran las justas para caber en la cofia del lanzador, de manera que encajó por la mínima en el amplio espacio que disponía el cohete. El caso es que (cosa inaudita en la industria espacial), ante el programa acelerado de pruebas finales ya en Kourou, se tomó una decisión jamás antes tomada (y que todavía nadie ha repetido), que fue adelantar el lanzamiento, de enero o febrero del 2000 a comienzos de diciembre de 1999. Realmente la ESA lanzó una moneda al aire, ya que este iba a ser el cuarto lanzamiento del Ariane 5, y nadie aseguraba que todo fuera rodado. Sin embargo, el 10 de diciembre del 1999, todo el proceso

se completó con éxito, finalizando un despegue a falta de una palabra mejor: perfecto. Situado en una órbita de 838 x 112.473 km. (40º), seis encendidos de su sistema de propulsión  la reformaron hasta alcanzar la de trabajo (7.365 x 113.774 km. 38.9º, 48 horas) y comenzó el periodo de verificación. A diferencia de Chandra, XMM-Newton (en honor al gran científico inglés Sir Isaac Newton) disponía de una estructura saliente sobre el módulo de servicio que servía como escudo solar, haciendo que las cuatro aperturas no necesitaran escudos individuales. Sin embargo, cada apertura disponía de una tapa propia que se abría y cerraba por comando del ordenador durante los cruces de los cinturones de radiación para así evitar daños en los sensores CCD. Tras finalizar la validación con éxito, XMM-Newton entró en actividad el 1 de julio del año 2000, y hasta la fecha. Con una misión de dos años, ha recibido múltiples ampliaciones, la última hasta finales del 2016, pero el gran observatorio es capaz de funcionar más allá del 2018. No tan célebre ni tan espectacular como Chandra, sus observaciones ha revolucionado la astronomía en rayos X: la primera detección de ciclos de rayos X en estrellas tipo Sol; la explicación de por qué los cometas emiten rayos X (el fenómeno intercambio de carga, cuando un átomo altamente ionizado del viento solar colisiona con un átomo neutral proveniente del cometa, emitiendo rayos X); emisiones de rayos X de las auroras jovianas como efecto del campo magnético planetario; un halo de esta energía en torno a Marte (a unos 8 radios del planeta) emitido por el mismo fenómeno de emisión cometaria; estudios de las estrellas tipo T-Tauri, en la región formadora de estrellas más cercana a nosotros (la Nube Molecular Taurus) muestran la forma en la que este joven tipo todavía adquiere material (el gas frío colisiona con la superficie de la estrella, calentándose y emitiendo fotones X); estudios de Cassiopeia A han mostrado que la estrella que explotó como supernova tenía 12 veces la masa de nuestro Sol; detección de

líneas de emisión de iones tipo-hidrógeno o helio de nitrógeno, oxígeno, neón y magnesio provenientes estrellas sumamente calientes emitiendo vientos estelares a entre 1000 y 1700 km/s; colas de rayos X provenientes del púlsar Geminga, además de la observación de un punto caliente de apenas 60 metros de diámetro (descubiertos también en otras dos estrellas de neutrones); los estudios de un quásar han proporcionado evidencias que apoyan la información recogida por la misión de la NASA COBE acerca de la edad del universo; los estudios del remanente de supernova SN 1006 han permitido afirmar que estos fenómenos son lugares en los que los rayos cósmicos son acelerados; el descubrimiento confirmado de un agujero negro de masa intermedia, el llamado HLX-1 en la galaxia ESO 243-49 (con una masa 500 veces la de nuestro Sol); observación de líneas de emisión del hierro y el níquel de los chorros de material expulsados por un agujero negro, emitidos a 2/3 la velocidad de la luz; detección de una oscilación quasi-periódica proveniente de un núcleo galáctico activo (AGN); ha descartado la teoría de que el gas interestelar caliente se enfría al concentrarse y hacerse más denso en los cúmulos estelares, es más, en combinación con Chandra se encontraron chorros a alta velocidad emitidos por un AGN, provocando una suerte de retroalimentación cósmica autocontrolada; un mapa tridimensional a gran escala de la distribución de la materia normal y la materia oscura en combinación con el telescopio Hubble, y junto con Chandra, el descubrimiento de una línea de emisión anteriormente no identificada y misteriosa, localizada en los 3.56 keV, que podría llevarnos a la materia oscura. Y lo que queda.

ASCA estaba siendo un rotundo éxito, y las autoridades de ISAS deseaban lanzar cuanto antes un sustituto. Acompañando y complementando a Chandra y XMM-Newton, la misión Astro-E deseaba hacer estudios espectroscópicos de rayos X con una resolución y calidad nunca antes vista, aunque también obtener imágenes claras y explorar la sección de los rayos X duros, una región poco investigada. Siguiendo en cierta medida el diseño de su antecesor, se desarrolló un satélite que en configuración de lanzamiento resultaba compacta, pero en órbita se ampliaría notablemente. Como ASCA en su día, todo el montaje frontal que incorporaba los módulos ópticos era plegable,

posibilitando su lanzamiento en cohetes de reducidas dimensiones, para después desplegarse en órbita. De esta forma, la misión estaba preparada para lanzarse. En la punta de un M-V-4, el proceso de despegue comenzó, aparentemente sin problemas, el 10 de febrero del año 2000, sin embargo, 42 segundos después del abandonar la plataforma, el cohete empezó a salirse del rumbo, provocando la pérdida de su control y su final choque con el océano Pacífico, destruyendo al lanzador y al satélite. Una pérdida terrible. Debido a este contratiempo desastroso, inmediatamente se dio orden de construir un reemplazo.

Siguiendo el caso de CORSA y Hakucho, pocas diferencias había entre Astro-E y Astro-E2. Con 6.5 metros de largo, 5.4 de envergadura con sus paneles solares desplegados, y 1.9 de ancho, es un observatorio de 1.704 kg. que carga nada menos que cinco módulos ópticos tipo Wolter 1 de 40 cm. de apertura, 11.8 cm. de diámetro menor en su salida y 175 cilindros concéntricos (elaborados en aluminio y con recubrimiento de oro) y tres instrumentos. El principal es XRS, Espectrómetro de Rayos X, un aparato de última tecnología basado en microcalorímetros capaz de detectar los fotones de rayos X individuales

termalmente midiendo su energía con una resolución extremadamente alta, pero para conseguirlo necesitaba estar refrigerado casi como un telescopio de infrarrojo, por lo que fue necesario cargar un criostato de tres etapas, con capacidad suficiente para dos años de operación. XRS está servido por un módulo óptico exclusivo, mientras que los otros cuatro lo hacían a las cuatro partes del segundo aparato, el XIS, Espectrómetro de Imágenes de rayos X, que son cuatro cámaras individuales, cada una con un conjunto CCD con la mayor habilidad de discriminación en la energía de rayos X jamás situada en el espacio. Ambos sistemas tienen una longitud focal de 4.75 metros. Por su parte, el tercero escanea el cosmos de manera independiente a los módulos ópticos, siendo el Detector de

rayos X Duros, HXD, con capacidad de detección y espectroscopia en esa sección del espectro electromagnético, empleando cristales de germanato de bismuto y silicato de gadolinio, junto con sensores de diodos de silicio-PIN y cristales escintiladores como escudo anticoincidencia activo. Con este instrumental el rango de observación de Astro-E2 va entre los 0.2 hasta los 600 keV (0.2-12 XRS y XIS, 10-600 HXD) y entre sus objetivos está el estudio de los remanentes de supernovas, galaxias, cúmulos galácticos, estrellas de neutrones y agujeros negros. Esta vez todo fue bien y el satélite fue elevado mediante un M-V-6 el 10 de julio del 2005. Situado en órbita baja terrestre (570 km., inclinación 31º) y ya rebautizado como Suzaku, dos semanas después comenzó a tener problemas. Una serie de fallos en su sistema refrigerante provocó que el criostato funcionara erráticamente, hasta que el 8 de agosto se rompió, expulsando todo el refrigerante al espacio, dejando el XRS completamente inútil. Sin su instrumento principal, tuvieron que modificar un poco el plan de trabajo para aprovechar las capacidades restantes, y desde entonces lleva proporcionándonos resultados. Bastante más silenciosa que Chandra y XMM-Newton, tiene en su haber algunos descubrimientos muy destacados. Observando la lejana galaxia ESO 005-G004, descubrió emisiones aleatorias de rayos X blandos. Siguiendo su procedencia, provenían de un agujero negro supermasivo, solo que este objeto estaba completamente cubierto por una densa nube toroidal de polvo que bloquea casi toda emisión, salvo las que salen de los polos, que era la que detectó Suzaku. Esto abría una nueva área de búsqueda: agujeros negros ocultos tras densas nubes de polvo cósmico. Intentando llegar al origen de la emisión de los rayos cósmicos, fue dirigido a las principales regiones emisoras de esta

energía imposible, y allí observó objetos emisores de rayos X de todo tipo de formas. Sin la resolución suficiente, resulta difícil decir qué son esos objetos. Y revisando en un cúmulo galáctico, con gas intergaláctico calentado hasta 100 millones de grados centígrados, y fuerte emisora de rayos X, fue capaz de discriminar esta emisión para detectar las inconfundibles líneas de emisión del oxígeno y el hierro, provenientes naturalmente de una supernova. Esta detección proporciona nuevas pistas para comprender los mecanismos de explosión de estos energéticos eventos así como conocer mejor cómo estos sucesos crean materiales nuevos que podrían ser usados para crear todo tipo de cosas. Por desgracia, una probable avería en su sistema energético sufrida el 1 de junio del 2015 ha imposibilitado sus operaciones, de manera que su misión se ha declarado como concluida el día 26 de agosto. Una lástima

Si repasamos a todos los observatorios de rayos X desde Einstein hasta Suzaku nos percatamos de una cosa: su rango energético no pasa de los 15 keV. Nos referimos a la capacidad de los módulos ópticos de recoger y enfocar los fotones de rayos X, aunque si nos detenemos, nos damos cuenta que varios de estos observatorios disponían y disponen de aparatos que observan el cosmos por su cuenta sin depender de estos dispositivos. XMM-Newton ha tenido hasta recientes fechas el honor de observar el universo X mediante módulos tipo Wolter 1 a un rango energético mayor que el resto (15 keV) y todo gracias a la compleja construcción de sus espejos. En cuanto a las misiones centradas en el rango de los rayos X duros, han sido pocas y muy dispersas. El único mapa del cosmos en esta energética región lo había realizado HEAO 1 en los lejanos años 1970, y solo tras el lanzamiento del observatorio multilongitud de onda Swift, ha resultado posible hacer una más que interesante actualización. Claro, los métodos de detección solo eran mediante contadores proporcionales, y más recientemente, a través de aparatos con máscaras codificadas y sensores especializados. El caso es que si se quiere estudiar el universo X de alta energía por encima de los 15 keV a la usanza, digamos, de Chandra, resulta muy complicado. Nunca se había construido un módulo óptico Wolter para ir más allá, de manera que resultaba todo un reto. Por fin, varios grupos de científicos e ingenieros aceptaron ponerse manos a la obra.

A comienzos de la década del 2000 se empezaron a construir y a probar módulos tipo Wolter para rayos X de alta energía. Siguiendo los métodos que existían, un grupo construyó un sistema empleando la forma de construcción de los de Suzaku, con capacidad de registrar y enfocar fotones X hasta 40 keV y sensores similares a los CCD pero basados en la tecnología Cadmio-Cinc-Telurio, o CdZnTe. Llamado experimento InFOCUS, y colocado en un globo aerostático, voló dos veces, en el 2001 y en el 2004. Otro globo aerostático en el 2001 llevó el experimento HERO, que incorporaba ópticas de incidencia oblicua con escaso ángulo de enfoque, llevando sus fotones a contadores proporcionales, con un rango energético de hasta 30 keV. Posteriormente este mismo experimento voló con tres módulos ópticos completos, en el 2005. Y el tercero, el llamado HEFT, era una mezcla de los dos. Dotado de tres módulos tipo Wolter 1 y una construcción complejísima, servían a sensores CdZnTe instalados en una placa ASIC, con un umbral detector de hasta 60 keV. HEFT era un proyecto desarrollado entre Caltech, Universidad de Columbia, Centro Espacial Nacional de Dinamarca, Laboratorios Nacionales Lawrence Livermore y la Universidad de Stanford, y consistía en un aparato que colocaba los módulos ópticos en un extremo y los sensores (protegidos por sistemas anticoincidencia) en el otro, proporcionando una longitud focal de 6 metros. Cada módulo de HEFT disponía de unas 70 vainas extremadamente delgadas, y encerradas en una estructura de presión de Kevlar. Lanzado sobre el Polo Norte el 18 de mayo del 2005 en un viaje de apenas 25 horas, tuvo tiempo de estudiar diversas fuentes: la nebulosa del Cangrejo, Cygnus X-1 y la fuente de rayos gamma GRS +1915. Los resultados de estas observaciones probaron que la tecnología utilizada resultaba apta para el estudio de las fuentes de rayos X de alta energía desde satélites espaciales empleando módulos tipo Wolter. Sin perder el tiempo, ya estaba desarrollando una misión con este propósito.

A comienzos de la década del 2000, el programa Explorer de la NASA publicó un Anuncio de Oportunidad permitiendo la recepción de propuestas para la serie Small Explorers. Como recordaréis, estas misiones se caracterizan por su bajo presupuesto, innovación tecnológica y objetivos científicos muy específicos. La gente que estaba empezando a desarrollar HEFT envió una de las propuestas que se recibieron, y en noviembre del 2003 fue una de las aceptadas para comenzar la financiación para sus estudios de viabilidad, hasta que en enero del 2005 fue seleccionada para volar. Tal y como se propuso la misión NuSTAR (el Conjunto de Telescopios Espectroscópicos Nucleares) se pretendía repetir lo que estaba realizando Chandra pero en el rango de los rayos X duros. Inicialmente se diseñó para transportar 3 complejísimos módulos ópticos tipo Wolter 1, cada uno con su correspondiente instrumento de plano focal. Claro, para obtener los mismos resultados en resolución y sensibilidad del Gran Observatorio de la NASA se necesita una longitud focal de 10 metros, pero, ¿cómo encajas eso en la estrecha y corta cofia de un lanzador Pegasus-XL, el único permitido para estas misiones? Sencillamente, encogiéndolo para caber, y extendiéndolo ya en órbita. La verdad es que la agencia americana tiene amplia experiencia en mástiles extensibles, y para NuSTAR se aplicaría el mismo diseño utilizado para la Misión de Topografía por Radar del Transbordador SRTM. Un recorte en los presupuestos de la NASA provocó la cancelación de la misión en febrero del 2006, y pasó un año y siete meses hasta que los trabajos en NuSTAR se reiniciaron. Para aceptarla de nuevo, la gente de la misión se vio forzada a perder uno de los tres módulos ópticos y un conjunto sensor, pero sin una apreciable pérdida en sensibilidad. Como usaría una plataforma de satélite común (LEOStar-2 de Orbital) el presupuesto se concentró en desarrollar todo el aparataje del telescopio.

Como ya hemos hablado largo y tendido sobre NuSTAR poco tiempo después de su lanzamiento, no nos extenderemos demasiado, aunque es necesario recordar algunas cosas. Para empezar, los módulos ópticos están formados por 133 vainas concéntricas de 0.02 cm. de grosor cada una, con recubrimientos reflectores internos de platino y carbono y de tungsteno y silicio, con un radio externo de 19.1 centímetros y un radio interno de 5.44 cm., consiguiendo con esto reflejar y enfocar los rayos X duros, o de alta energía, de una manera eficiente y efectiva. Por su parte, los detectores del plano focal son casi idénticos a los del experimento HEFT, siendo detectores de estado sólido CdZnTe, rodeados por un escudo anticoincidencia de

ioduro de sodio. Cada conjunto del plano focal dispone de cuatro sensores similares a CCD de material semiconductor, y están especialmente formulados para esta misión, permitiendo un rango de detección energético de entre 5 y 80 keV, toda una mejora respecto a las anteriores misiones con sistemas ópticos tipo Wolter. Para conseguir la longitud focal deseada, se elaboró un mástil a base de 57 segmentos de fibra de carbono y aluminio, mantenidos en su lugar una vez desplegado mediante cables de acero. Se eligieron estos materiales por su muy bajo coeficiente de expansión y retracción provocado por los cambios de temperatura, pero como aún con eso los hay, se instaló todo un sistema para mantener la estructura de los módulos ópticos alineada con el plano focal, empleando un escáner estelar propio, un motor eléctrico y un sistema de metrología por láser. Con este sistema, la alineación entre el soporte óptico y los detectores del plano focal es la óptima, y además consiguiendo la sensibilidad necesaria gracias a su longitud focal de 10.14 metros. Su peso en báscula antes del lanzamiento era de 370 kg.

Esta misión dirigida por la doctora Fiona Harrison de Caltech fue lanzada el 13 de junio del 2012 desde una localización a unas 117 millas náuticas al sur del atolón de Kwajalein, en el océano Pacífico central mediante un Pegasus-XL, quedando situada en una órbita similar a la que usó Uhuru en su día, a 550 km. de altitud y una inclinación con respecto al ecuador de 6º. 10 días después de alcanzar la órbita, su mástil fue desplegado por completo y sin problemas, por lo que NuSTAR ya estaba en condiciones de comenzar a observar. Después de completar su primera luz apuntando a Cygnus X-1, comenzó su misión.

Su misión primaria ya ha finalizado, y a diferencia de proyectos como Chandra, XMM-Newton o Suzaku, su programa de observación durante este periodo ha estado cerrado. Han utilizado los descubrimientos más notables de Chandra para confeccionar parte del programa científico, y la otra parte para hacer observaciones en colaboración con los observatorios de alta energía existentes, que además de los de rayos X, está Swift (multilongitud de onda) y están INTEGRAL y Fermi (rayos gamma). La tarea principal se enfocó en cinco áreas de investigación: localizar agujeros negros supermasivos; encontrar remanentes de estrellas colapsadas; cartografiar remanentes de supernova históricas; y observar supernovas poco después de que éstas hayan explotado. Aunque este es su enfoque, también se preparó para observar estrellas de llamaradas, galaxias formadoras de estrellas, cúmulos galácticos, y también mirará al Sol. Ya en periodo de tarea extendida, se le permitirá a la comunidad científica internacional comenzar a usar a NuSTAR, y es bastante probable que la gente se lo rife. Pero en fin, en el tiempo que lleva de misión, ha sido poco lo anunciado, pero los resultados

hasta la fecha son de sobresaliente: detección de un agujero negro “dormido” en la galaxia NGC 265; ha encontrado por casualidad 10 agujeros negros supermasivos mientras pasaba de un objeto a otro; ha localizado un probable agujero negro de masa intermedia en la galaxia Circinus siguiendo una fuente de rayos X ultraluminosa que encontró por casualidad; ha proporcionado pistas acerca del mecanismo de explosión de las supernovas observando titanio-44 en Cassiopea A; la aparición de un agujero negro supermasivo anteriormente no detectado a causa de la gran nube de materia que le rodea; y el mejor hasta la fecha: en conjunción con XMM-Newton, ha calculado el ratio de rotación

del agujero negro supermasivo de la galaxia NGC 1365. Con una esperanza de vida superior a los 10 años, todavía nos entregará más resultados sorprendentes.

Para que comprendáis la importancia de la investigación del universo X, hablaros del futuro. Y de cuatro que están en distintas fases de preparación. La que se lance primero (este día 28) es la hindú Astrosat. Siguiendo la estela de Aryabhata y alguna misión posterior, ISRO está desarrollando este proyecto como un observatorio multilongitud de ondas.

Diseñado para observar desde el visible hasta los rayos X de alta energía, para lo que nos interesa en esta entrada, Astrosat llevará cuatro experimentos. El primero es SXT, Telescopio de Imágenes de rayos X Blandos, que consiste en un sistema de 2 metros de longitud focal con un módulo óptico tipo Wolter 1 de 40 espejos concéntricos de aluminio recubiertos en su interior de oro, sirviendo a un sensor CCD (0.3-8 keV); el segundo LAXPC (Contadores Proporcionales de rayos X de Gran Área, 3-80 keV), tres contadores proporcionales coalineados para estudios espectroscópicos y de cronometraje; el tercero CZTI (Cámara de Cadmio-Cinc-Telurio, 10-100 keV), un conjunto de cuatro cuadrantes idénticos e independientes con sensores CdZnTe pixelados servidos por una máscara codificada bidimensional de Tántalo; y el cuarto SSM (Monitor de Escaneo del Cielo), tres contadores proporcionales rellenados con gas sensibles a la posición, cada uno servido por una máscara codificada unidimensional, similar al instrumento ASM de RXTE. A plena carga se espera que este satélite de diseño simple desplace 1650 kg., que será lanzado por un lanzador PSLV-XL en octubre del 2015, situándolo en una órbita de muy baja inclinación (máximo 8º) a 650 km. de altitud. Su propósito es investigar objetos desde lo más cercano en el sistema solar hasta lo más lejano en el cosmos; estudios de cronometraje en fuentes altamente variables como púlsares, enanas blancas o incluso núcleos galácticos activos o AGN; monitorización multilongitud de onda de las variaciones de intensidad de todo tipo de fuentes de emisión; búsqueda de fuentes y eventos transitorios en el universo X; reconocimientos del cosmos en luz ultravioleta y rayos X duros; y estudios espectroscópicos de banda amplia de sistemas binarios de rayos X, AGN’s, remanentes de supernova, cúmulos galácticos y coronas estelares. Siendo muy importante la misión de Astrosat, no le llega a la suela del zapato a la siguiente misión que está desarrollando el Japón en cooperación con la NASA y

el Instituto Holandés para la Investigación Espacial SRON. Su nombre actual es Astro-H, y aunque sigue similares directrices de diseño de ASCA y Suzaku, pretende ir más allá. Lo que quiere hacer JAXA con Astro-H es lo mismo que la NASA con NuSTAR en cooperación con Chandra, XMM-Newton o Suzaku: observar el cielo de alta energía a través de telescopios de rayos X de baja y alta energía. En resumen, este nuevo gran observatorio observará y estudiará simultáneamente fuentes emisoras de rayos X con telescopios formados por módulos ópticos tipo Wolter para rayos X blandos y duros. Siguiendo la base de Suzaku, dispondrá de ópticas para una cámara CCD para rayos X blandos, otra óptica para el espectroscopio de rayos X de baja energía, y una óptica de rayos X duros sirviendo a una cámara de características similares a los sensores de NuSTAR. Teniendo en cuenta que con las dimensiones de la estructura básica no es lo suficientemente grande en longitud, se decidió extender la longitud focal, aunque solo para el telescopio de rayos X de alta energía. En resumidas cuentas, empleando métodos similares a los de NuSTAR (un mástil desplegable) la longitud focal del sistema detector de rayos X duros será de unos sorprendentes 12 metros. Con esto, el también denominado NeXT, Nuevo Telescopio de rayos X, tiene objetivos ambiciosos, como el primer estudio completo acerca de la formación y evolución de los cúmulos galácticos a través de la observación dinámica de los gases supercalientes que se encuentran entre los cúmulos, y el estudio de la curvatura del espacio-tiempo alrededor de los agujeros negros supermasivos, aunque también se dedicará a examinar supernovas y sus remanentes, los orígenes de los agujeros negros en los centros galácticos y la naturaleza de la materia oscura. Y todo con una Cámara de rayos X Blandos (SXI), un Espectrómetro de rayos X blandos (SXS), una Cámara de rayos X Duros (HXI) y un Detector de rayos Gamma Blandos (SGD), un sistema tipo Compton semiconductor de visión estrecha. De esta forma, con Astro-H JAXA se pondrá a la vanguardia de la exploración del universo X cuando se lance allá por el 2015.

Después de haber reducido enormemente sus operaciones espaciales, casi centrada en sus vuelos tripulados, Rusia regresa a la exploración del universo. Después del lanzamiento del radioobservatorio Spektr-R, el siguiente en el programa es Spektr-RG. También conocido como Spectrum Roentgen Gamma, es una misión de alta energía en los rangos ultravioleta, rayos X y rayos gamma. Aunque la misión es dirigida para Roscosmos por el Instituto de Investigación Espacial ruso IKI de Moscú, gran parte de su instrumentación será aportada por instituciones europeas. Así, el instrumento principal de la misión es el eROSITA, un conjunto de telescopios de rayos X empleando módulos ópticos tipo Wolter desarrollado por el Instituto Max Planck para Física Extraterrestre. Por su parte, el IKI ha diseñado una cámara de máscara codificada, el ART-XC. Su desarrollo comenzó en el 2005, y se espera que un lanzador Zenit-3F lo lance desde Baikonur en el 2015.

Otra misión Small Explorers que se dedicará a los rayos X se aprobó el año pasado, y en vez de ser una misión completa, se trata de una Misión de Oportunidad, es decir, que solo consiste en el instrumento que será acoplado a una base completamente distinta, en esta ocasión la Estación

Espacial Internacional. Su acrónimo es NICER, Explorador de Composición Interna de las estrellas de Neutrones, y pretende, como su nombre indica, estudiar el interior de las estrellas de neutrones mediante el examen de sus extraordinarios entornos gravitacionales, electromagnéticos y de física nuclear. En esencia pretende explorar estados exóticos de la materia en unos cuerpos astronómicos en los que la densidad y la presión son muchísimo más altas que las que existen en los núcleos de los átomos (tenemos que recordar que una cucharada de café del material de una estrella de neutrones es tan denso que si lo soltáramos en la Tierra la atravesaría entera) de manera que las conclusiones que se extraigan se puedan confrontar con las teorías existentes. La forma de estudiar esto es mediante un Instrumento de Cronometraje de rayos X, y seguir los puntos calientes detectados por primera vez por XMM-Newton. Para ello cuenta con un conjunto de 56 pequeños módulos de incidencia oblicua (cada uno con 24 vainas concéntricas) y un conjunto de detectores de desplazamiento de silicio. Contribuyendo a las mediciones espectroscópicas y de cronometraje, el sistema dispone además de un receptor GPS servido por la información recogida por el sistema de control de actitud de la ISS. La elección de NICER para su instalación en la estación es por su alta estabilidad, buena visibilidad del cosmos, y baja vibración y contaminación. Aunque el aparato se servirá de la infraestructura energética, de comunicaciones y actitud, operará independientemente de la dotación y será controlado como un satélite. De esta forma, NICER examinará el universo X en las bandas energéticas que van entre los 0.2 y 12 keV, la misma que el sistema EPIC-pn de XMM-Newton pero con un área efectiva muy superior. Se espera que esté en el espacio y funcionando en diciembre del 2016.

Y para acabar, hablar de una misión Small Explorers que se quedó por el camino: GEMS, Gravedad y Magnetismo Extremo SMEX. Esta misión tenía previsto explorar una parte de los rayos X nunca antes examinada. Se la denomina polarización, y se refiere a la dirección de los campos eléctricos de las ondas electromagnéticas. El estudio de este fenómeno hubiera posibilitado a los científicos detectar dispersión, campos magnéticos y fuertes campos gravitacionales. De hecho, GEMS tenía como objetivos examinar agujeros negros en busca de de las zonas emisoras de la energía de rayos X, analizar los púlsares para ver el origen de su emisión y descubrir la estructura de los campos magnéticos de las nebulosas de alta energía. La empresa Orbital iba a proporcionar su pequeño bus LEOStar-2, e iba a ser un satélite de 288 kg., estabilizado en sus tres ejes, un único panel solar articulado, y la instrumentación: XPI, Instrumento Polarímetro de rayos X, formado por dos módulos ópticos tipo Wolter de 32 cm., dos Polarímetros de Cámara de Proyección Temporal y un Polarímetro de Reflexión Bragg incluido en uno de los telescopios. Además, los módulos ópticos estarían separados del instrumento primario por un mástil extensible de 4 metros. Tenía previsto su lanzamiento en noviembre del 2014, probablemente desde un Pegasus-XL lanzado desde las cercanías de Cabo Cañaveral, para instalarse en una órbita a 575 km. de altitud y una inclinación de 28.5º, para una misión de 10 meses. Por desgracia para la misión, el desarrollo del XPI resultó más complejo de lo esperado, incurriendo en un coste general del proyecto mayor del acordado, por lo que la NASA canceló la misión, permitiendo, eso sí, la finalización del prototipo, por si en algún momento del futuro se plantea una nueva misión con este cometido.

En total, hemos hablado de unas 24 misiones astronómicas de rayos X lanzadas al espacio, de las cuales cuatro están en operación, y también hemos mencionado cuatro proyectos que serán lanzados en un futuro cercano y de uno que se ha quedado por el camino. ¿Qué conclusión extraemos? Que los rayos incógnita son la clave, o al menos, una de ellas.