Las próximas misiones al Sol: Solar Orbiter

Estamos en un cambio de paradigma en la investigación solar. Hasta hace poco, casi todas las misiones dedicadas al estudio de nuestra estrella lo han hecho (y siguen haciéndolo) desde la distancia. Las únicas que se arriesgaron en aproximarse a Helios fueron las dos sondas del programa Helios de la década de 1970, obteniendo información muy importante del entorno que atravesaron. Desde entonces, nada, hasta el año pasado, con el lanzamiento de Parker Solar Probe. Ahora, una segunda misión pretende regresar a ese reino peligroso y complicado, ésta procedente de la ESA.

En el año 1982 llegó a la ESA una propuesta de misión solar cuyo objetivo era estudiarlo de cerca con una instrumentación variada, incluyendo cámaras. Aunque no prosperó, la idea siguió bailando entre las cabezas de los científicos, hasta que emergió en una reunión realizada en 1998. En aquellos días, la agencia europea estaba arrancando un programa de misiones flexibles, y muchos consideraban esta propuesta un activo  lo bastante valioso como para merecer un puesto entre este programa. Tras una serie de reuniones, al final la propuesta fue aceptada y aprobada por la ESA, entrando en el grupo de misiones como Solar Orbiter. Desde ese tiempo hasta el 2004, se hicieron los estudios de viabilidad tecnológica y se buscó la instrumentación que portaría. Ese mismo año, la misión fue encuadrada en el nuevo programa a largo plazo de la ESA, el Cosmic Vision, con el objetivo de tener la sonda de la misión en el espacio como muy pronto en el 2013. Para el año 2007, para poder sacar adelante el proyecto, se buscó participación externa, y la NASA vio la oportunidad. Por aquellos días la agencia americana estaba persiguiendo una serie de misiones que mantuvieran al Sol vigilado, y parecía que Solar Orbiter encajaba estupendamente. Eso llevó a la NASA a solicitar instrumentación a su comunidad científica. Pero llegó Solar Probe Plus, y todo cambió. Ante la posibilidad de tener dos misiones cuyo objetivo era aproximarse a nuestra estrella más que nunca, se investigó la sinergia ante ambos proyectos, resultando estupenda. También en esos días, el programa Cosmic Vision fue revisado, para incluir misiones de distintos formatos (como ya hemos explicado), encajando a Solar Orbiter como candidata a misión de clase M, o tamaño medio. Para el 2010, el proyecto se convirtió en una de las tres finalistas a la primera misión clase M, y en la propuesta final se buscaba que la misión se desarrollara de forma rápida, empleando mucha de la tecnología que se estaba produciendo para BepiColombo, con vistas a un lanzamiento en el 2017, al tiempo que la NASA redujo sus contribuciones al proyecto a casi la mitad de lo acordado inicialmente. Aún así, la misión fue aprobada en octubre del 2011.

La misión Solar Orbiter es única en su tipo. Aunque algunos la ven como una sustituta de la veteranísima misión SOHO, tiene sus propias tareas. No solo debe aproximarse a nuestra estrella más allá de la órbita de Mercurio, sino que también debe situarse fuera de la eclíptica para así poder ver, por primera vez, los polos solares. Solo una misión ha abandonado el plano de la eclíptica, la magnífica Ulysses, que nos enseño cómo se propaga el viento solar en esas altas latitudes. Lamentablemente, esa misión no portaba ninguna cámara, por lo que las imágenes que consiga Solar Orbiter serán toda una primicia. Básicamente, se busca saber cómo funciona el motor que genera y expande el viento solar y provoca todos los fenómenos de meteorología espacial que golpean nuestro planeta. Por ello, encaja a la perfección como "acompañamiento" de Parker Solar Probe porque, mientras la segunda obtiene la imagen in situ, la primera consigue la imagen global (prácticamente de forma literal) sobre lo que ocurre allí. De ese modo, la contribución de la NASA a Solar Orbiter se encuadra en el programa Living With a Star, el cual, junto a Parker Solar Probe, también tiene en el espacio al ya veterano SDO.

Solar Orbiter, o SolO, para abreviar, es una sonda de tamaño medio. Ha recurrido para su construcción a la plataforma Eurostar 3000, generalmente usada para satélites de telecomunicaciones, y a partir del diseño básico, han llegado sus numerosas modificaciones. El bus es una caja de unas dimensiones de 2.5 x 3.1 x 2.7 metros, con un par de paneles solares que le otorgan una envergadura, una vez en su sitio, de 18 metros, sin olvidar otros tres apéndices que se prolongan desde la propia plataforma. Por lo general, su construcción ha seguido los parámetros habituales, empleando en su mayor parte aluminio, pero lo importante es, por supuesto, su protección termal. Puesto que siempre ofrecerá una misma cara al Sol, ésta ha recibido toda la atención de los ingenieros. El elemento principal es su escudo solar. La parte primaria es una estructura aproximadamente rectangular formada por 20 delgadísimas capas de titanio, material capaz de soportar

grandes temperaturas, y que está recubierta de un material desarrollado especificamente para esta misión. Se denomina SolarBlack, un preparado de fosfato de calcio (basado en los pigmentos de las pinturas rupestres) adherido al titanio de forma electrostática. Resulta formidable atrapando el calor solar, y se ha escogido porque no se desintegra, por mucha radiación infrarroja o ultravioleta que reciba, y gracias a su método de aplicación sobre el titanio, prácticamente forma parte del propio metal. Esta combinación llega a soportar hasta 500ºC de temperatura. Tras este escudo de titanio hay un hueco vacío, cuyo objetivo es transferir el calor atrapado por el escudo hacia los laterales, y hacia fuera, para evitar su transferencia a la sonda. Solo 10 soportes en forma de estrella conectan el elemento principal a la base de la plataforma. Una segunda capa, esta de aluminio, de 5 cm. de espesor, y recubierta por 30 capas de manta multicapa, sirve como segunda protección, aguantando hasta 300ºC de temperatura, y se conecta a la propia plataforma a través de 10 soportes de milímetro y medio. Todo el conjunto del escudo solar forma una barrera formidable para así mantener la sonda en buen estado, si bien es cierto que también este escudo forma parte de las superficies de montaje de casi todos los instrumentos de escaneo remoto, que tendrán que ver nuestra estrella a través de ventanas practicadas en él. Además, el SolarBlack también se ha aplicado a otras superficies que estarán expuestas a la radiación solar de forma continua. El resto de la sonda está protegida a la forma usual, con mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. El resto

es, en esencia, ya conocido. El ordenador, por ejemplo, emplea como núcleo el ya conocido procesador ERC-32, que gestionará todas las operaciones de la misión de forma autónoma, y almacenará toda la información generada en grabadores de datos de estado sólido con capacidad de 549 gbits. Para comunicar, se emplea un transmisor de banda-X, conectado a una antena de alta ganancia, una de media ganancia, y dos de baja ganancia. La principal, la de alta, es un plato parabólico casi idéntico al de BepiColombo, y su parte trasera está recubierta de SolarBlack, al igual que el mástil direccionable al que está conectada. También es direccionable, aunque en menor medida, la de media ganancia, situada en la parte alta de la plataforma. Las de baja solo se usarán en emergencias o en los días posteriores al lanzamiento, la de media durante el crucero, y la de alta para transmisión de datos de alta velocidad. Dada la necesidad de apuntar sus cámaras al Sol, necesita estar estabilizada en sus tres ejes con precisión. Para ello cuenta con lo habitual en estos casos: unidad de medición inercial, sensores solares, dos escáneres estelares, 4 ruedas de reacción, así como un sencillo sistema de propulsión, totalizando 18 propulsores, que se usarán para correcciones de rumbo y desaturaciones de las ruedas de reacción. En el tema de generación de energía, básicamente se copia el sistema desarrollado para BepiColombo. SolO cuenta con dos paneles solares, con tres secciones de 2.1 x 1.2 metros, cargando células solares de triple

enlace, y reflectores solares ópticos para protegerlas de la excesiva luz y calor solar. Esto se conseguirá rotando los paneles solares cuando más cerca esté del Sol, para evitar ofrecer plenamente su superficie activa a nuestra estrella y con ello dañe las sensibles células. De este modo, generarán energía suficiente para operar los sistemas de a bordo, además de cargar baterías de ión litio. Se ha intentado minimizar al máximo el número de partes móviles, pero algunas han sido inevitables, como las juntas rotatorias para los paneles solares y mástiles de las antenas, así como los mecanismos de despliegue del mástil de instrumentos de 4.4 metros de largo y las tres antenas que dan forma a uno de los instrumentos. No nos podemos olvidar, además, de las pequeñas puertas de titanio que cierran los huecos en el escudo solar para proteger los instrumentos visuales mientras estos no operan. La ciencia la obtendrán 11 investigaciones, cuatro in situ, y seis de escaneo remoto. De la primera categoría, empezamos con SWA, el Analizador del

Plasma del Viento Solar. Su cometido es medir las propiedades del viento solar, tales como densidad, velocidad y temperatura, además de registrar su composición. Para ello cuenta con tres herramientas: PAS (Sensor de Protones y partículas Alfa) se dedicará a estudiar la distribución de velocidad de los principales partículas ionizadas fluyendo desde el Sol. Emplea un analizador electrostático capaz de medir la distribución tridimensional en su rango de medición; EAS (Sistema Analizador de Electrones) tendrá la tarea de estudiar la distribución de velocidad de los electrones en el viento solar con una alta resolución temporal; e HIS (Sensor de Iones Pesados, una de las contribuciones de la NASA) se encargará de ver los cambios en el estado de los átomos de hierro y oxígeno del viento solar, al tiempo que detectará iones recientemente cargados, para medir su distribución de velocidad. Para obtener sus mediciones, tanto PAS como HIS deben apuntar al Sol, por lo que dos de las esquinas del escudo solar (delante de donde están los instrumentos) han sido recortadas para permitirles observar, y como resulta obvio, también han recibido protección contra el calor solar, mientras que EAS se encuentra en el extremo del mástil de instrumentos. EPD, Detector de Partículas Energéticas, se centrará en estudiar la composición y la variación temporal de las partículas que registre, con el objetivo de buscar sus fuentes, mecanismos de aceleración y procesos de transporte. Necesita cuatro sensores para conseguirlo: STEP (Electrones

Supratermales y Protones) está formado por dos sensores de estado sólido de silicio, refrigerados pasivamente, contando uno de ellos con un sistema de desvío magnético para suprimir la entrada de electrones, mientras que el que carece de él permite el paso de todas las partículas que es capaz de detectar. Esta configuración permitirá diferenciar entre el flujo neto y el de los  electrones; SIS

(Espectrógrafo de Iones Supratermales) se basa en el sistema ULEIS de la misión ACE, y se trata de dos espectrómetros de masa de tiempo de vuelo o TOF para medir partículas entre el helio y el hierro, observando direcciones aproximadamente opuestas; EPT (Telescopio de Electrones y Protones) es una adaptación del sistema SEPT de las sondas STEREO, dedicado a registrar y medir electrones (rango energético 20-400 keV) y protones (60-7000 keV) por separado, y para hacerlo sobre una gran porción del cielo, cuenta con dos, permitiendo estudiar la aceleración y la propagación de las partículas que detectan; y HET (Telescopio de Alta Energía) se encargará de medir electrones, protones e iones pesados, usando dos

instrumentos idénticos, uno apuntando en dirección solar y antisolar, y el segundo hacia los polos de la eclíptica, y para ello cuentan con detectores de estado sólido y calorímetros. Estos cuatro sensores están controlados por una unidad de control centralizada, gestionada usando un procesador LEON2 y contando con memoria de 1 Gbit, bastante para cuatro días de operación. MAG, el magnetómetro, se encargará de estudiar los campos magnéticos alrededor de SolO, y con ello, a determinar como se vinculan al resto del sistema solar y cambian con el tiempo, y así, para comprender el proceso del calentamiento de la corona solar y al transporte de energía dentro del viento solar. Para conseguirlo, usa la estrategia habitual,

con dos magnetómetros de núcleo saturado triaxial, herencia de Ulysses, Cassini o Cluster-II, entre otros. Uno está cerca del extremo del mástil, que detectará el campo magnético ambienta, mientras que el segundo, más cerca del cuerpo de la sonda, registrará los que emite el propio vehículo. Casi cómicamente, en vez de haber sido preparados para altas temperaturas, lo han sido para bajas, al encontrarse siempre en la zona de sombra creada por la propia sonda. El último es RPW, Ondas de Radio y Plasma. Este aparato se encargará de hacer mediciones de las ondas y los campos electrostáticos y electromagnéticos

emitidos por el Sol, y hacerlo tanto in situ como remotamente. Está dedicado a ver cómo varían y así ayudar a caracterizar estos campos y ondas en el viento solar. Para hacerlo, cuenta con tres antenas monopolo (que, desplegadas desde la plataforma, forman una Y inversa) y un magnetómetro de bobina de búsqueda (situado en el mástil, casi en su centro), conectados a un sistema receptor. Ahora tocan los de escaneo remoto propiamente dichos. El principal es METIS, el Telescopio Multielementos para Imágenes y Espectroscopia. Se trata del coronógrafo de la misión, un aparato que bloquea la luz solar para permitir ver la casi siempre invisible corona. A diferencia de célebres sistemas como los LASCO de SOHO, METIS combina dos longitudes de onda: visible y ultravioleta en un único paquete. Se trata de un

coronógrafo de ocultación externa, con una arquitectura de telescopio gregoriano en ejes con espejos primario y secundario asféricos. En realidad se trata de una ocultación invertida: la apertura de entrada de 40 mm. de diámetro, acoplada en el escudo solar (protegida por una tapa), actuando como ocultador externo invertido, y cerrando un cono truncado. Esta estructura cónica, también denominado el Mástil, está acoplada frente al propio telescopio, y es el elemento principal de rechazo de calor, contando con una longitud de 800 mm., y dispone de un espejo de rechazo de calor de 71 mm. de diámetro. Este espejo deja el espacio necesario para que la luz procedente de la corona entre en el telescopio propiamente dicho, rebotando en un espejo primario de 160 mm. y uno secundario de 216 mm. En el espacio entre estos dos espejos hay tres elementos, y el principal es, curiosamente, la placa de ocultación, de 5 mm. de diámetro, que ayuda a una mayor ocultación del disco solar, y se encuentra motorizado, para poder mantener el disco centrado perfectamente. Tras el espejo primario está el ensamblaje del filtro de interferencia de 70 mm de diámetro, fabricado en fluoruro de magnesio y aluminio, cuya labor es la de transmitir la luz ultravioleta y reflejar la luz visible, para entregar cada una a su plano focal respectivo. Para facilitar las cosas, esta estructura está inclinada 12º. De esta forma, METIS observa dos longitudes de onda al mismo tiempo. La luz visible reflejada (580-640 nm) va a una lente de retransmisión, de ahí a un polarímetro a base de retardadores variables de cristal líquido, otra lentre de retransmisión, hasta llegar al fin al plano focal, un sensor CMOS de 2048 x 2048 pixels. En cuanto al canal ultravioleta, desde el filtro es transmitido directamente a su detector, compuesto por una placa microcanal como intensificador, con un fotocátodo de bromuro de potasio y una ventana de fluoruro de magnesio, conectada por un cable de fibra óptica a un sensor de pixels activo APS de 1024 x 1024 pixels. Solo registra la luz ultravioleta en la banda Lyman-Alfa (121-6 nm). El resultado de tan complicado paquete es un sistema con dos longitudes de onda: 200 mm. para el canal visible, y 300 para el canal ultravioleta. El control de METIS está bajo un procesador LEON2, y cuenta con un buffer de memoria de 320 MB para almacenamiento y procesado de la información. La tarea de METIS será observar con una calidad sin precedentes la estructura y actividad dinámica de la atmósfera solar desde los 1.7 hasta los 4.1 radios solares, casi más cerca que cualquier otro coronógrafo, para enlazar la corona solar y el viento solar, así como su impacto en la meteorología espacial del sistema solar interior. El segundo en importancia es SPICE, Imágenes Espectrales del Entorno Coronal. Mucho más

convencional que METIS, es un relativamente sencillo espectrómetro de rejilla de difracción. Una abertura en el escudo solar (con una tapa para cerrarla cuando no está en uso) permite la entrada de la luz y el calor solar, hasta alcanzar el espejo primario (y único) del espectrómetro. De allí, la luz va a una rejilla de difracción cóncava y toroidal, pero antes pasa por una abertura normal de 2 mm. La luz, al llegar a la rejilla, se dispersa y magnifica (lo que le da al sistema una longitud focal efectiva de 3.3 metros), yendo a dos planos focales distintos, uno de longitud de onda corta (70.4-79 nm) y otro de longitud de onda larga (97.3-104.9

nm), ambos en la gama ultravioleta. Interesantemente, la abertura de luz entre el espejo primario y la rejilla de difracción es intercambiable, ya que dispone de cuatro tipos distintos, cada una de unas dimensiones concretas, permitiendo el paso de más o menos luz según los deseos del equipo del instrumento. Los sensores son casi idénticos al detector ultravioleta de METIS, con una placa microcanal como intensificador, y de ahí la luz va a a un sensor digital del tipo CMOS, de 1024 x 1024 pixels. La operación de SPICE la controla un fiable microprocesador 8051, como el espectrógrafo Alice de New Horizons. En cuanto a su sistema de control de temperatura, no solo SPICE está termalmente desacoplado del resto de SolO al usar soportes de titanio, sino que, internamente, está diseñado para expulsar toda la irradiación solar que entre en el sistema. De hecho, el espejo primario cuenta con un recubrimiento capaz de reflejar la luz de interés al espectrómetro, al tiempo que transmite la radiación solar infrarroja y visible a un espejo de rechazo de calor especialmente diseñado para esta misión, y de allí de vuelta al espacio. Por si acaso, también cuenta con otros pequeños espejos situados estratégicamente antes de la abertura, y conectados a radiadores. Además, cuenta con potentes bafles internos para culminar la tarea. La tarea de SPICE, una vez en operación, será revelar las propiedades del plasma en la corona y en la región de transición solar, datos que se se añadirán a los que se obtengan acerca de las propiedades del viento solar, conseguidas por los otros aparatos de a bordo. Podemos considerar el siguiente en importancia al PHI, la Cámara Polarimétrica y Heliosísimica. Su

función es seguir la tarea iniciada por el sistema MDI/SOI de SOHO, y seguida por la HMI de SDO. No es tan complicado como estos dos anteriores, pero tampoco es sencillo. De hecho, es un sistema doble, con un Telescopio de Alta Resolución (HRT), y un Telescopio de Todo el Disco (FDT), compartiendo una misma carcasa y un único sensor. El HRT es un telescopio refractor tipo Ritchey-Chrétien descentrado, con un espejo primario de 140 mm de diámetro, espejos fabricados en cristal de Zerodur y recubiertos con una capa de plata mejorada, y un sistema de magnificación motorizado de lentes tipo Barlow, situado no solo para dotar al sistema de una longitud focal efectiva de 7.9 metros, sino también para corregir errores de alineación y enfoque. Situado entre el espejo secundario y el sistema de magnificación se sitúa el ensamblaje del polarizador, que cuenta con dos retardadores variables de cristal líquido. De las lentes de magnificación va al mecanismo de selección basado en un espejo motorizado. El FDT, por su parte, es un sistema refractivo con una apertura de 17.5 mm., tres lentes principales previas a su propio paquete de polarización, y de ahí a otro conjunto de tres lentes, antes de llegar a un espejo que lleva la luz al espejo del mecanismo de selección, otorgándole así al sistema una longitud focal efectiva de 579 mm. Sin importar de donde proceda la luz, el espejo de selección introduce la luz en la unidad óptica, donde se sitúa el corazón del sistema, formado por el filtrógrafo y, finalmente, el sensor. El filtrógrafo está formado por una lente de campo, un pre filtro, el etalón electro-óptico de niobato de litio (sus propiedades cambian al aplicarle voltaje eléctrico, variando su índice refractivo y deformando su estructura cristalina de forma mecánica) para los análisis de las distintas propiedades magnéticas y de propagación del Sol, un segundo prefiltro y una segunda lente de campo, todo encerrado en una carcasa de titanio. En cuanto al detector, se trata, aquí también, de un tipo CMOS de 2048 x 2048 pixels, estando todo el sistema diseñado para estudiar una única longitud de onda en luz visible, en los 617.3 nm, con un margen de 0.1 nm tanto superior como inferior. Además, el sistema cuenta con un sistema de estabilización de imagen conectado al HRT. Tras salir del ensamblaje de polarización, hay un divisor de haz, y parte de la luz va al sistema de estabilización que, en esencia, es una cámara que toma imágenes del Sol para comprobar que el sistema está centrado y estable. Cada apertura en el sistema cuenta con su propia puerta móvil. Todo el sistema lo gestiona un procesador LEON-3FT, y cuenta con dos almacenamientos: uno para imágenes rápidas, de 1 GB, y otro para almacenamiento general, con 512 GB. Para resistir las altas temperaturas del perihelio, se han tomado diversas medidas. Cada apertura de entrada cuenta con una ventana especial de rechazo de calor, formado por dos elementos de cristal y cuatro filtros, al tiempo que permite pasar la longitud de onda de interés. El primero filtra la luz ultravioleta, los dos siguientes son de alto y bajo paso en longitudes de banda, y el último es el que bloquea el infrarrojo, al tiempo que sirve como recubrimiento antireflejo para la longitud de onda de interés. Las placass de montaje frontal y traseras han sido fabricadas a partir de aluminio y berilio, y se conectan entre sí por barras de plástico reforzado con fibra de carbono, e instalado en la estructura de la sonda usando pies de titanio. Todo el montaje está luego conectado a varios radiadores para expulsar el calor entrante por las aperturas y el calor interno generado cuando el instrumento opera. Además, el instrumento está enrollado por 12 capas de manta multicapa, usando principalmente kaptón negro y otros materiales. La misión de este sistema es la medición en alta resolución del campo magnético solar por la fotosfera, la realización de mapas de brillo así como también de la velocidad de movimientos de la fotosfera que permitan estudios heliosísmicos para ver cómo es el Sol por dentro, en especial de la zona convectiva, probable zona en la que se genera el campo magnético solar. EUI, la Cámara de Ultravioleta Extremo, sigue la tendencia de usar este tipo de

sistemas iniciado por la EIT de SOHO y que, prácticamente todos los observatorios espaciales posteriores han montado. El caso de EUI es que cuenta con tres en un único paquete, una cámara de todo el Sol (FSI) y dos cámaras de alta resolución (HRI). FSI es un sistema descentrado basado en un telescopio Herscheliano, con una pupila de entrada de 5 mm, de diámetro, un solo espejo de 66 x 66 mm con un recubrimiento multicapa de aluminio, molibdeno y carburo de silicio para reflejar las longitudes de onda de interés, y un sistema detector con cuatro filtros (dos redundantes) y un sensor CMOS de 3072 x 3072 pixels, registrando la luz solar de ultravioleta extremo en dos longitudes de onda: 30.4 (filtro de Aluminio/Magnesio/Aluminio) y 17.4 nm (Aluminio/Circonio/Aluminio), con cadencias de entre 10 segundos, 1 minuto y 15 minutos, observando todo el disco solar sin importar la distancia a nuestra estrella. Además, cuenta con un disco ocultador de casi 9 mm de diámetro, situado antes del filtro de entrada, para hacer investigaciones de coronografía hasta una distancia de 10 radios solares en la longitud de onda de los 30.4 nm.  Las dos HRI tienen un diseño casi común, la primera con una arquitectura Cassegrain fuera de ejes, con un espejo primario de 66 mm. de diámetro y uno secundario de 25 mm, otorgando a cada sistema una longitud focal de 4,2 metros, y la segunda con una configuración gregoriana también fuera de ejes y dos espejos recubiertos con capas de aluminio y fluoruro de magnesio, con la luz pasando por un sistema de filtros espectrales para llegar al detector, un conjunto de intensificador basado en una placa microcanal conectada mediante fibra óptica al sensor digital, que, para las dos cámaras, emplean modelos idénticos de sensores CMOS de 2048 x 2048, estando diseñadas para funcionar con cadencias de entre menos de 1 segundo hasta los 30 segundos. La cámara Cassegrain es para observar el ultravioleta extremo en la banda de los 17.4 nm (coincidiendo con una de las bandas de la FSI), mientras que la gregoriana estudiará la longitud de onda del hidrógeno Lyman-Alfa, en los 121.6 nm. Para proteger cada sistema de la irradiación solar en el perihelio cada cámara cuenta con sus propios filtros, con la FSI contando con un único filtro de aluminio situado 14 cm. dentro de la apertura para bloquear las longitudes de onda ultravioleta, visible e infrarrojas no deseadas, y cada una de alta resolución dos: uno en la apertura y un segundo después del espejo secundario, empleando la de ultravioleta extremo aluminio principalmente, y la Lyman-alfa, fluoruro de magnesio. Además, cada apertura cuenta con sus puertas, tanto externas (una para la FSI y una compartida para las dos HRI) como internas, siendo necesaria la apertura de ambas para que EUI trabaje. La operación de todo el instrumento depende de un procesador LEON3, contando con gigabytes de almacenamiento, además de potentes capacidades de compresión de datos. Este instrumento apunta a la cromosfera, la región de transición y la corona solar con la intención de indagar en el curioso proceso del calentamiento de la corona que, como se sabe, está más caliente que la superficie solar, es decir, la fotosfera, además de tratar de observar el viento solar para vincularlo a sus fuentes en nuestra estrella.

STIX, el Telescopio/Espectrómetro de rayos X, apunta a eventos energéticos en el Sol. Quizás es el sistema más complicado de SolO, y se basa en el espectrómetro de alta energía de la finalizada misión RHESSI, con modificaciones. Mientras que en el satélite terrestre el sistema se diseñó para un vehículo rotatorio, STIX se ha instalado en una plataforma de estabilización fija. Esta cámara de alta energía posee de tres sistemas principales. El primero, y básico, es la ventana de entrada. En realidad son dos, la frontal, que es el elemento principal de rechazo de irradiación solar, y la trasera. Fabricadas en berilio, permiten la absorción de los rayos X para su entrada en el instrumento. La frontal, de 2 mm. de grosor y con una apertura abierta de 5 mm. (y su parte frontal está recubierta de SolarBlack, el material de rechazo de calor del escudo solar) y la trasera, de 1 mm. de grosor y 25 mm. de apertura abierta, se encuentran instaladas en el propio escudo solar, y de todos los instrumentos de escaneo remoto que atraviesan el escudo, es el único que carece de puerta. Esta ventana guía los fotones de rayos X al siguiente sistema, la cámara. Este elemento está compuesto por dos rejillas (grosor, 400 micrones) opacas a los rayos X y separadas por un espacio de 55 cm. cada rejilla está dividida en 32 áreas y, por lo tanto, 32 detectores aproximadamente pixelizados situados tras la rejilla trasera, formando un subcolimador. Las 32 áreas en cada rejilla contienen cada una abertura, variando entre sí en posición y orientación, de modo que este elemento funciona como una cámara con máscara codificada para formar la imagen. El tercer sistema es el módulo de electrónicas de los detectores que, además de los 32 sensores pixelizados de cadmio y telurio tras una ventana de kaptón aluminizado, cuenta con las electrónicas de funcionamiento, fuentes de calibración (128 piezas de bario-133 radiactivo).y un atenuador de aluminio de 0.6 mm. de grosor, para situarlo frente a los detectores cuando hay altos flujos de rayos X de baja energía. Todo STIX está controlado por un procesador LEON3, y procesará los datos recogidos para realizar espectrometría de imágenes de los eventos energéticos solares. El sistema registrará todo el disco solar sin importar la distancia a Helios, detectando los rayos X entre los 4 y los 150 keV, es decir, entre los rayos X blandos y muy dentro de los duros. De este modo, con STIX la misión observará emisiones muy calientes procedentes del plasma caliente y de fenómenos explosivos emitidos desde el Sol, dando información de tiempo, localización, intensidad y energía, y poder entender sus efectos en el viento solar. Y finalmente, SoloHI, la Cámara Heliosférica de Solar Orbiter. Este es el único de escaneo remoto que no

observa el Sol, sino que se centrará en las emisiones del viento solar y su propagación por la heliosfera. Se basa en el concepto de las cámaras heliosféricas de STEREO, aunque más ligera y más capaz, y su diseño también se basó en el sistema WISPR de Parker Solar Probe. Solo hay una diferencia: únicamente porta una cámara, por las dos de los sistemas antes mencionados. Fijada en el lateral izquierdo de la plataforma, se encuentra relativamente elevada con respecto al bus de la sonda. Está formado por una carcasa de 66 x 41 x 29 cm., y durante el lanzamiento y primeros días en órbita estará cerrado por una puerta de protección. Un elemento muy importante es su sistema de bafles, con uno delantero, en el borde superior del instrumento, y uno interno, proporcionando una fuerte protección contra la luz no deseada, algo a lo que el propio escudo solar también contribuye. Justo tras los bafles está el ensamblaje del plano focal, que conjuga el telescopio y el sensor. El tren óptico es un simple sistema refractor de 5 elementos encerrado en un cilindro de titanio con un diámetro de 19 mm. y una longitud focal de 55.9 mm. En cuanto al sensor, su configuración es muy interesante. No usa un único detector, sino una agrupación de cuatro, más propia de instrumentación de gran formato. Cada matriz CMOS dispone de un áera activa de 2048 x 1920 pixels, y al agruparse en un mosaico cuadrado, la superficie total es de 3968 x 3968 pixels. La cámara la controla un procesador LEON3FT, capaz incluso de cierto procesado de las imágenes y almacenarlas en una memoria interna de 256 MB. Al observar el flujo del viento solar, SoloHI apunta a observar perturbaciones transitorias provocadas por eventos como eyecciones de masa coronales y similares, y cómo se propagan al pasar cerca de la cámara. Con Solar Orbiter lista para el lanzamiento, el peso en báscula del conjunto será de 1800 kg.

Otra de las colaboraciones de la NASA para Solar Orbiter es, como con SOHO, proporcionar los servicios de lanzamiento. El cohete seleccionado es el Atlas V, en configuración 411, lo que supone una cofia de cuatro metros de diámetro, etapa superior Centaur con un solo motor, y un acelerador de combustible sólido. En resumen, la misma configuración que elevó a OSIRIS-REx en el 2016. El lanzamiento está fijado para el 9 de febrero. Cuando termine el proceso, SolO estará en órbita solar, iniciando su periplo.

La misión de Solar Orbiter no se iniciará inmediatamente, sino que le esperan casi dos años de tiempo de crucero antes de quedar situado en su trayectoria definitiva. Para instalarse en su órbita de trabajo, serán necesarias tres asistencias gravitatorias (a Venus el 26 de diciembre y 8 de agosto del 2021 y a la Tierra el 26 de noviembre del 2021), y tras la última maniobra, la sonda se encontrará ya en su órbita definitiva, con un perihelio de 0.28 unidades astronómicas (unos 42 millones de km. de nuestra estrella) y un afelio de 1.2 unidades astronómicas (unos 180 millones de km.), con un periodo orbital aproximado de 180 días. Como hemos indicado anteriormente, el propósito de la misión es abandonar la eclíptica, pero durante ese tiempo de crucero, SolO se mantendrá en el plano orbital de los planetas. Actualmente no hay cohete que pueda poner una misión en órbita solar fuera de la eclíptica, por lo que es necesario recurrir a más asistencias

gravitatorias. De este modo, la órbita escogida se encontrará en resonancia con Venus, y así, ir variando la inclinación orbital con cada sobrevuelo. Al final de la misión primaria, siete años después del lanzamiento, la trayectoria habrá alcanzado una inclinación de 24º tras 5 pasos próximos a Venus, y que llegará a 33º tras una primera fase de tarea ampliada, permitiendo al observatorio ver por primera vez los polos solares. En cuanto a las operaciones de misión, hasta cierto punto recuerdan a las de Parker Solar Probe. Sus datos no se transmitirán en tiempo real, sino en ventanas de entre 4 y 8 horas a la antena terrestre principal asignada a la misión, la de Malargüe, en Argentina, aunque el resto siempre están disponibles en caso necesario. Por ello, SolO funcionará básicamente de manera autónoma, con los requisitos de operación de los instrumentos fijados por los distintos equipos científicos. Al igual que con la misión de la NASA, con la que cooperará, los programas científicos a realizar se construyen para ocupar una órbita, generalmente basándose en los datos recibidos. Además, mientras que la instrumentación in situ funcionará todo el tiempo (variando solo su cadencia de obtención de datos según el plan programado), los de escaneo remoto solo funcionarán 30 de los 180 días que dura cada órbita, lo que supone elegir los mejores momentos para que obtengan información, especialmente durante los perihelios. Esto es consecuencia del limitado ancho de banda del sistema de comunicaciones.

Cuando comience su misión, apuntará a responder cuatro preguntas fundamentales sobre el funcionamiento de Helios, a saber: ¿Qué conduce el viento solar y desde dónde se origina el campo magnético de la corona?, ¿Como los eventos transitorios solares gobiernan la variabilidad de la heliosfera? ¿Cómo producen las erupciones solares la radiación de partículas energéticas que llena la heliosfera? y ¿Cómo funciona la dinamo solar y gobierna las conexiones entre el Sol y la heliosfera? Objetivos que, hasta cierto punto, son los mismos que llevaron al lanzamiento de SOHO. Estos objetivos con complementarios a los esbozados para Parker Solar Probe, y con las dos en el espacio, ambas colaborarán estrechamente. La misión de la NASA prácticamente se mete, como suele decirse, hasta la "cocina" (nunca mejor dicho), para conseguir información de primera mano acerca de la corona, el viento solar, y los eventos solares transitorios, por lo que se necesita información general de contexto, que la proporcionará Solar Orbiter, tanto con sus instrumentos de partículas como, especialmente, por los visuales. De este modo, las conclusiones formuladas gracias a Parker solar Probe tendrán una buena base gracias a la información recogida por Solar Orbiter. Trabajo en equipo, vaya.

Sin duda, la ciencia solar se calienta, y cuando se lance Solar Orbiter, entrará en ebullición, gracias a lo que será capaz de hacer. Llevamos tiempo esperando que vuele, y aunque tarde en darnos ciencia, ¿qué más da?. Mucha suerte.