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.
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.
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.
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.
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.
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
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.
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.
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.
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.
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.
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