Sobre el violeta

No pasó ni un año desde que William Herschel descubriera la posteriormente conocida radiación infrarroja para que alguien encontrara algo al otro lado. Todo se debe al físico alemán Johann Wilhelm Ritter, que quería ver qué efectos tenía la luz solar sobre un papel empapado con cloruro de plata. Para su sorpresa, parte de este papel se comenzó a oscurecer más rápidamente que el resto, más allá que la longitud de onda visible correspondiente al violeta. Tras varios experimentos más, anunció su descubrimiento, y los llamó “rayos químicos”, en contraposición de los rayos caloríficos de Herschel. Lo que realmente había encontrado era una nueva longitud de onda, algo que John William Draper confirmó, llamándolos “rayos tithonicos”. Finalmente, la comunidad científica decidió adoptar la nomenclatura que actualmente posee: radiación ultravioleta.

Nada más aparecer esta nueva longitud de onda, se comenzaron a realizar experimentos sobre ella, y uno de los más sorprendentes fue que era ideal para esterilizar bacterias, algo que se sigue realizando actualmente, pero no solo eso, con el tiempo se vio que también puede tener efectos perniciosos sobre la salud del ser humano, ante todo la capacidad de afectar las cadenas de ADN. En cuanto a astronomía, se intentó observar todo tipo de objetos, y las técnicas tuvieron que refinarse hasta que los telescopios pudieron ser capaces de recoger información decente.

Como ya hemos dicho, el ultravioleta se encuentra por encima del límite del visible, que está definida por la luz violeta. En general, se asume que el ultravioleta recorre el espectro electromagnético desde el visible hasta los rayos X, en el que parte de lo más bajo de esta energía se mezcla con la parte superior del ultravioleta. Tiende a medirse en Angstroms, pero también en nanómetros, que será la medida que usaremos para hacer las cosas más sencillas. En esencia, la luz ultravioleta va desde los 400 nanómetros (o nm) hasta al menos los 10 nm. Se divide el espectro en ultravioleta cercano (400-250 nm), ultravioleta medio (250-180 nm), ultravioleta lejano (180-120 nm), y ultravioleta extremo (10-120 nm), pero también se clasifican como radiación UVA (320-400 nm), UVB (280-320 nm) y UVC (por debajo de los 280 nm). A muchos, estos últimos términos os sonarán de cuando vais a la playa, y son los dos primeros los que provocan quemaduras solares y otros efectos más perniciosos. Por fortuna, la capa de ozono de nuestro planeta nos protege, lo que es bueno, pero impide a los astrónomos cazar gran parte del espectro ultravioleta, que no lo es tanto. En fin, eso es lo que tenemos en la luz ultravioleta, y si cogéis algún manual de cuando se inició la exploración espacial, seguramente os encontraréis las cifras en Angstroms, así que para que hagáis conversión, aquí va nuestro truco: una de las líneas de emisión más prominentes que tiene el ultravioleta es la del hidrógeno, conocida en la astronomía (y otras ciencias) como la línea Lyman-alfa, que está situada en los 121.6 nm, lo que traducido a Angstroms es 1216. Sencillo, ¿no?

¿Para qué es útil la exploración de la luz ultravioleta para los astrónomos? Básicamente, para estudiar la composición química de tanto el medio interestelar como de estrellas, así como sus temperaturas, e incluso su densidad. Ya pero, ¿qué estrellas? Las más calientes, tanto en una punta como en la otra de su ciclo de vida, las más jóvenes y las más viejas. Entre las jóvenes tenemos las recién formadas, muchas gigantes y supergigantes de corta vida, y entre las viejas, las mayores antiguallas que todavía existen, como enanas blancas y algún que otro tipo exótico. Además, siguiendo esta luz ultravioleta en galaxias lejanas, somos capaces de averiguar cómo ha sido su evolución.

Como recordaréis, y mencionamos en alguna entrada, fue el gran Hermann Oberth el primero que sugirió las ventajas, allá por la década de 1920, de colocar telescopios en el espacio, idea repetida en 1946 por el profesor Lyman Spitzer. Todavía quedaban 11 años para el inicio de la era espacial, y algunos ya esperaban ansiosos a ver quién era el primero en lanzarse a la aventura espacial. Finalmente, aquel 4 de octubre de 1957, un lanzador R-7 (el venerable Soyuz, todavía en servicio) elevaba el primer satélite artificial de la historia, Sputnik 1. El sueño de un telescopio en el espacio estaba más cerca.

Poco después de este suceso histórico, el presidente del Consejo de Ciencia Espacial de la Academia de Ciencias de los Estados Unidos solicitó a la comunidad científica de este país la entrega de recomendaciones de instrumentos que deberían acoplarse a un satélite, y gran parte de ellas

llegaron en la primavera de 1959, tras lo cual se habló largo y tendido de esta instrumentación, además de las especificaciones de ingeniería que debía tener el satélite. La recién nacida NASA adoptó las sugerencias, y a partir de ellas abrió el programa de los Observatorios Astronómicos Orbitales, más conocidos como OAO.

El programa preveía de nada menos que cuatro satélites de enormes proporciones, que compartían en esencia el diseño del satélite para abaratar costes. Debido a su tamaño, y a las operaciones que debían realizar, se trataban de máquinas tremendamente complejas y, en su momento, los satélites no tripulados más grandes puestos en órbita. Todo se basaba en el bus octogonal, con unas medidas de tres metros de largo y 2.13 de diámetro, y con un par de paneles solares, también de grandes proporciones, que proporcionaban una envergadura de 6.4 metros, además de contar con toda una serie de mástiles equipados con antenas y masas de equilibrio. En su interior estaba lo verdaderamente complejo, ya que cada uno estaba formado por al menos 440.000 piezas, además de estar recorrido de

nada menos que 48 km. de cableado. La parte más importante, estructuralmente hablando, era el cilindro central, que no solo soportaba todo el estrés del lanzamiento, también servía como montaje del instrumental. Su sistema de computación era el más avanzado de su día, pudiendo almacenar, para su posterior ejecución, hasta 128 comandos, operando así con cierto grado de autonomía, y tenía capacidad para almacenar, en diversos grabadores de cinta digital, 204.800 bits de información. Si complejo era su ordenador, no menos su sistema de control de actitud, ya que contaba con un montón de sensores y actuadores, como giróscopos (3 unidades), sensores solares ordinarios y precisos, seis ruedas de inercia, o de reacción (ordinarias y de precisión), propulsores de nitrógeno, así como seis escáneres estelares (formados cada uno por un telescopio reflector de 8.89 cm. de apertura), cada uno situado sobre una plataforma pivotante, siendo dos esenciales para estabilizar en sus tres ejes el observatorio, apuntando cada uno a una estrella guía previamente seleccionada por comando. Para ayudar, además, en la parte superior del satélite, disponía de una cámara de televisión de campo ancho junto con un escáner estelar, en caso de tener problemas con el sistema principal. A pesar de todo esto, lo más llamativo de los OAO (al menos los dos primeros) era que la instrumentación miraba en direcciones opuestas, y además, durante el lanzamiento (y para evitar la entrada de luz solar en ellos) disponía de un par de tapas, una por cada apertura en las secciones superiores e inferiores del observatorio, que servían como escudos solares, y además se diseñaron para abrirse y cerrarse por comando para evitar daños a la instrumentación.

Como el primer observatorio astronómico desde el espacio, el primero de la serie, OAO-A1 (del que ya hemos hablado un par de veces en esta Crónica) ofrecía un potencial de descubrimientos tremendo, ya que su acceso ininterrumpido a gran parte del energético espectro electromagnético más allá del visible le permitiría descubrir objetos nunca antes imaginados, además de permitir el estudio de estrellas muy calientes, avanzar en los procesos de evolución estelar, así como acercarnos todo lo posible al límite del Universo conocido. Como comentamos, este fue el más rico en experimentos, contando con dos para la radiación gamma y uno para los rayos X. Sin embargo, el importante de verdad era el denominado WEP, Paquete

Experimental Wisconsin, ya que fue esta Universidad la que desarrolló el concepto y gran parte del hardware, con colaboraciones de instituciones tan prestigiosas como el Instituto Tecnológico de Massachusetts. En realidad era una conjunción de siete telescopios diseñados para el estudio de la luz ultravioleta acoplados a fotómetros y espectrómetros. Por un lado estaba el Fotómetro Estelar, cuatro instrumentos idénticos al final de cuatro telescopios fuera de ejes con una apertura de 20.3 cm. y una longitud focal de 81 cm. cada uno, que equipaba una rueda de filtros de 5 posiciones (solo tres posiciones científicas) para medir la intensidad de la luz ultravioleta entrante proveniente de estrellas, convirtiendo esta luz en señales eléctricas mediante tubos fotomultiplicadores. El Fotómetro Nebular funcionaba de forma similar, la diferencia es que estaba servido por un único telescopio con una apertura de 40.6 cm., y empleaba una rueda de filtros de ocho posiciones (solo seis científicas). Por su parte, el Espectrómetro de Escaneo era en realidad un sistema doble, contando con dos espectrómetros de rejilla de objetivo servidos por los dos telescopios restantes, con una apertura cada uno de 15.2 por 20.3 cm., para descomponer la luz como un arcoíris y averiguar la composición y temperatura de los objetos a investigar. El sistema entero estaba diseñado para registrar luz ultravioleta entre los 100 y los 420 nm. Completamente ensamblado y listo para su lanzamiento, desplazaba una masa de nada menos que 1769 kg. Mucho para la época

Dadas sus dimensiones y su masa, la gente de la misión hubiera preferido usar una potente etapa superior Centaur, en aquellos días en desarrollo, por lo que se vieron obligados a emplear la segunda fase Agena-D, unido a un acelerador Atlas, creando un problema. Las cofias diseñadas para los Agena eran estrechas y cortas, mientras que OAO-A1 era todo lo contrario. No hubo más remedio que diseñar y construir una cofia específica para esta misión, que cubría por completo la segunda fase y se dividía en tres partes. El lanzamiento al final se programó para el 24 de marzo de 1966.

Lanzado finalmente el 8 de abril, se situó en una trayectoria baja, situada a 700 km. de altitud, inclinada con respecto al ecuador 35º. Todo se desplegó sin problemas, y comenzó el periodo de verificación. Por desgracia, tres días después, un grave fallo en el sistema energético, seguido probablemente por un arco de alto voltaje en el sistema de escáneres estelares dejaron a OAO 1 inoperativo. Al menos los ingenieros recolectaron suficiente telemetría de ingeniería para demostrar que el concepto era válido, solo que había que hallar y solucionar lo que había fallado.

Una vez aislada la causa de los problemas de OAO 1, se implementaron en los tres satélites restantes para evitar que volviera a aparecer. El primero en recibirlas fue su casi hermano OAO-A2, una suerte de réplica que era en casi todo idéntico al anterior, con la gran diferencia de la instrumentación. Si bien también disponía del paquete WEP (algo ya previsto al inicio del programa), en el lado opuesto disponía de otro sistema sensible a la luz ultravioleta, el denominado conjunto Celescope, desarrollado por el Observatorio Astronómico Smithsonian. En total este paquete detector incorporaba cuatro telescopios idénticos. Se basaban en un refinamiento de la arquitectura clásica Cassegrain llamada telescopio Schwarzschild, un tipo de reflector libre de coma, aberración esférica y curvatura de campo.

Tenían una apertura de 30.5 cm. y una longitud focal efectiva de 63.23 cm. El propósito era obtener las primeras imágenes del cosmos desde el espacio, y para ello se diseñaron, específicamente para esta misión, unos tubos de imágenes especiales, sensibles a la luz ultravioleta, llamados tubos Uvicon, desarrollados por la firma Westinghouse. Cada tubo se encontraba ubicado dentro de la estructura cilíndrica  que salía del agujero central del espejo primario, quedando en su parte superior el que podríamos llamar detector del Uvicon. Este sistema estaba formado por un tubo de cámara de emisión secundaria, y en la parte superior, un fotocátodo sensible a la luz ultravioleta. Realmente usó dos tipos de fotocátodos distintos, el denominado tipo A (telurio y Cesio, 105-320 nm) y tipo D (ioduro de cesio, 105-200 nm) y sobre ellos, dividido por la mitad, una placa que incorporaba un par de filtros por telescopio. En total estos filtros hacían al conjunto Celescope sensible a cuatro longitudes de onda ultravioleta: 260 (U1, filtro Corning 7910), 230 (U2, filtro Suprasil-Cuarzo), 150 (U3, filtro de fluoruro de bario) y 140 nm (U4, sin filtro). La disposición de filtros entre los cuatro telescopios era la siguiente: telescopio 1, filtros U1 y U2, telescopio 2, a la inversa que el 1, telescopio 3, filtros U3 y U4, y telescopio 4, a la inversa que el 3. En

cuanto al modo de operación del Uvicon, resultaba similar al vidicon empleado en las cámaras de las sondas Mariner: la señal de luz (en este caso ultravioleta) alcanzaba la placa sensible, al tiempo que se aplicaba alto voltaje, y variando el tiempo que se aplicaba este alto voltaje, variaba el tiempo de exposición, por lo que no necesitaba (a diferencia de los vidicon) un obturador. La señal de video creada en el fotocátodo era barrida por un haz de electrones, que tanto registraba la imagen como borraba toda señal de ella, dejando el sistema listo para obtener otra secuencia. El haz luego pasaba por un preamplificador de video, donde salía del Uvicon hasta el amplificador de vídeo en el paquete de electrónica central. Luego, para crear la imagen, era un complejo proceso que se hacía en las instalaciones de procesado de datos en el centro de control. Contando con WEP y Celescope, OAO-A2 sería capaz de hacer fotometría y espectrometría de diversos objetivos en una región concreta del cielo, mientras que tomaba imágenes y realizaba fotometría de un área diametralmente opuesta. Una máquina estupenda que declaraba en báscula 2.012 kg.

Esta vez la etapa Centaur si estaba disponible, por lo que utilizada para elevarlo. El despegue se produjo el 7 de diciembre de 1968 empleando un Atlas SLV-3D/Centaur, quedando situado en una órbita baja a 750 km. de altitud, inclinada, como su hermano, 35º con respecto al ecuador terrestre. Con los dedos cruzados, los ingenieros y científicos contaban los días. Pasó uno, pasaron dos, pasaron tres, incluso cuatro, y OAO 2, para alivio de todos, siguió funcionando. La verdad es que superó ampliamente todas las expectativas de vida del observatorio. Si bien tenía una vida útil de diseño de al menos un año, no fue desactivado hasta enero de 1973, completando los primeros estudios astronómicos desde el espacio de la historia. Si bien la instrumentación sufrió problemas a lo largo del periodo de misión (la rueda de filtros del fotómetro nebular se atascó en la posición de calibración dos meses y medio después del lanzamiento, lo que lo dejó inútil; fallos en el contador digital del fotómetro estelar 1; un desalineamiento de los fotómetros estelares 3 y 4; cambios no ordenados en las ruedas de filtros de los fotómetros estelares 2 y 4; el bloqueo de la rueda de filtros del fotómetro estelar 4 en posición oscura; sobreexposición en el Uvicon del telescopio 2 del Celescope que lo dejó inoperativo en marzo de 1969; y una reducción de sensibilidad del resto de Uvicons funcionales, que llevó a descontinuar su operación desde el 26 de abril de 1970, un 40% más de tiempo de lo anticipado inicialmente) proporcionó resultados sobresalientes que revolucionaron la astronomía. Lo más destacado es lo siguiente: Celescope produjo un mapa parcial del cielo que cubría el 20% de la Vía Láctea; la Luna reflejaba poca luz ultravioleta, posible indicativo de que el Sol es poco brillante en esta longitud de onda (posteriormente se averiguó que solo el 5% de su energía la emite en ultravioleta); las estrellas más calientes tienen más temperatura de la que se esperaban los científicos; muchas galaxias resultaron ser tremendamente brillantes en ultravioleta, sobre todo la célebre galaxia de Andrómeda (M31); estudió en profundidad los estallidos de las novas; la intensidad de la luz ultravioleta más allá de nuestra galaxia aumenta en el espectro del ultravioleta lejano; el primer estudio desde el espacio de una supernova que explotó en la galaxia NGC 5253 en mayo de 1972; y en cuanto al sistema solar, detectó ozono en la atmósfera marciana; estudió la alta atmósfera terrestre siguiendo la dispersión de la luz estelar en ella; así como una enorme nube de hidrógeno alrededor del cometa Tago-Sato-Kosaka. OAO 2, también apodado Stargazer, demostró que la astronomía desde el espacio no solo era posible, sino que era una potente herramienta para el estudio de objetos que desde el suelo no era posible observar. De esta forma se creó un programa para que científicos ajenos al proyecto pudieran solicitar objetos a estudiar, que tuvo un gran éxito. Sin OAO 2 Stargazer, otros telescopios espaciales, sobre todo el insigne Hubble, no estarían en el espacio, y la decisión de iniciar su proyecto, allá por 1970, no se habría tomado. Por ello, la historia no ha tratado a este pionero con la justicia que merece, y encontrar las imágenes captadas por él resulta casi imposible.

El éxito de Stargazer no hizo que la NASA se durmiera en los laureles, más bien al contrario, porque, un año después de su satelización, ya tenía casi listo el tercero de la familia OAO. Conocido como OAO-B, era una modificación del diseño básico de esta familia de satélites. Si bien todo lo relacionado con el control del satélite permanecía casi sin cambios (la más notable la utilización de 5 y no 6 escáneres estelares pivotantes) la instrumentación era la novedad más notable. Sin duda lo más visible era el bafle solar situado en su apertura, por lo que no recurría a las tapas de apertura y cierre empleadas en sus dos hermanos. Este bafle protegía el gran telescopio que transportaba, una unidad reflectora Cassegrain con un espejo primario de 97 cm. de diámetro (el mayor diseñado en aquel momento para un satélite) y que servía al llamado Paquete Experimental Goddard (GEP), un espectrómetro con seis detectores ultravioleta y uno de luz visible (para correlación) sensible a la luz entre los 105 y los 426.7 nm para realizar espectroscopia de media resolución, y capaz de observar estrellas y objetos cósmicos hasta 8 veces más débiles de lo que pudo su hermano en toda su misión. Entre el programa de observación OAO-B tenía previsto observar estrellas normales (estudios de composición y temperatura), estrellas peculiares como los tipos Wolf-Rayet o T-Tauri para fotometría dependiente del tiempo debido a su variabilidad, medio nebular e interestelar (ley del enrojecimiento, estudio del fondo en ultravioleta, espectro de nebulosas de emisión y de reflexión), y galaxias y medio intergaláctico (distribución de energía espectral en sistemas galácticos cercanos, magnitud e intensidad del desplazamiento al rojo de la línea de emisión Lyman-alfa). Su masa de despegue era de 2122.8 kg.

Su destino era una órbita circular a 750 km. de altitud, inclinada, también 35º con respecto al ecuador terrestre, y tenía previsto su despegue, a bordo de un Atlas SLV-3D/Centaur, el 4 de noviembre de 1970, aunque no se produjo hasta el día 30, acabando en fracaso. Para desgracia de todos, la cofia que lo protegía durante el lanzamiento y cruce por la atmósfera no fue expulsada, por lo que le resultó imposible alcanzar si quiera la órbita, reentrando en la atmósfera horas después. Las posibilidades de los OAO no parecían concretarse.

La astronomía ultravioleta se animó en 1972, con el lanzamiento de dos misiones capaces de observar esta región del espectro electromagnético. El primero en volar fue el primer proyecto astronómico de la incipiente agencia espacial europea, el ESRO. Los primeros satélites de la organización europea se dedicaron a investigación atmosférica y magnetosférica, y usaban plataformas estabilizadas por rotación. Para su primera misión astronómica, tuvieron que diseñar su primer bus estabilizado en sus tres ejes, todo un reto, además de ser comedido en dimensiones y masa, y ser capaz de transportar abundante instrumentación. El resultado fue TD-1A, un satélite basado en una estructura en forma de caja rectangular de 0.9 x 2.2 metros, con dos

paneles solares desplegables pero fijos que nacían a cada lado del bus, transportando 9360 células solares de silicio que cargaba una batería de níquel-cadmio. Debido a la órbita a la que estaba destinado, cargaba dos grabadores de cinta digital, cuyos datos serían descargados en cuatro estaciones de tierra. Lo importante de TD-1A era su sistema de control de actitud, que debía ser muy preciso para poder apuntar su instrumentación y ofrecer una plataforma muy estable, y contaba con sensores solares y terrestres, giróscopos, ruedas de reacción y propulsores de gas frío (argón). Una vez en órbita, mantendría su parte baja siempre mirando hacia la Tierra (allí estaba la antena de comunicaciones, al final de un mástil de 2.7 metros de largo), con los paneles

solares mirando siempre a Helios, y la parte superior siempre mirando al cielo. Como ya hemos comentado un par de veces, su carga útil estaba formada por siete instrumentaciones, sin embargo, el gran énfasis de la misión se colocó en el ultravioleta. Para ello contaba con dos instrumentos. El primero, denominado S2/68, o Telescopio Espectral Ultravioleta, se trataba de un telescopio con una apertura de 30 cm. y una longitud focal de 1.4 metros, acoplado a un espectrómetro que empleaba tubos fotomultiplicadores como detectores finales. Sintonizado para la luz ultravioleta entre los 135 y los 300 nm, se diseñó para estudiar la emisión de estrellas y galaxias, mientras el segundo, conocido como S59, o Telescopio Estelar Ultravioleta, conjugaba un telescopio reflector tipo Cassegrain de 26 cm. de apertura acoplado a un espectrofotómetro sensible a tres longitudes de onda ultravioleta entre los 200 y los 300 nm. Lo llamativo de este segundo telescopio es que el espejo primario estaba situado sobre una plataforma pivotante en dos ejes perpendiculares, y se usaba para mantener la vista fija sobre estrellas concretas mediante este mecanismo. Todo el paquete, a plena carga, desplazaba una masa de 472 kg.

Como el ESRO carecía de lanzadores propios, recurrió a la NASA para elevarlo, y el seleccionado fue el cohete Delta-N. De hecho, el significado de TD en el nombre viene por la configuración de este vehículo desechable, empleando una primera etapa Thor (diseñada para su uso en misiles intercontinentales) y una segunda etapa Delta (creada para usos civilizados). El lanzamiento se produjo el 12 de marzo de 1972 desde la base californiana de Vandenberg, por lo que quedó situado en una órbita polar, a 550 km. de altitud, inclinada 95º con respecto al ecuador terrestre, por lo que le proporcionaba un acceso inmejorable al cosmos. Dos meses después, la misión estuvo en peligro: los dos grabadores de datos dejaron de funcionar, por lo que al pequeño satélite le resultaría imposible transmitir los datos generados a una red de tierra tan escasa. Por ello la gente de la misión decidió establecer toda una red de estaciones (hasta cuarenta) alrededor del mundo para así recuperar toda la información posible. Gracias a esto, su misión primaria, de seis meses de duración, se completó casi en su totalidad. A pesar del problema de los grabadores (así como de un codificador unido a uno de los instrumentos de rayos X), TD-1A estaba en buena forma, por lo que en octubre fue colocado en hibernación, rotando de tal forma que sus paneles solares apuntaban continuamente al Sol. Todo esto provocado por la temporada de eclipses que, desde la perspectiva orbital, la Luna pasa enfrente de nuestra estrella de forma repetida, por lo que un satélite se arriesga a perder energía y quedar inactivo para siempre. Una vez acabada esta temporada en febrero de 1973, el satélite volvió a la actividad, volviendo a obtener información hasta octubre de ese año, mes en el que recuperó incluso uno de los dos grabadores. Después de regresar a la hibernación por otra temporada de eclipses, volvió a ser reactivado en marzo de 1974, y continuaba trabajando el 4 de mayo cuando el combustible se acabó, por lo que fue desactivado para siempre. TD-1A reentró en la atmósfera terrestre el 9 de enero de 1980.

Poco conocido a pesar de lo conseguido, escaneó el 95% del cielo en longitudes de onda ultravioleta, estudiando las líneas espectrales de más de 30.000 estrellas, proporcionando detalles como que hay estrellas que están expulsando sus atmósferas rápidamente. También identificó el polvo interestelar mostrando su distribución por toda la galaxia. Sin embargo, lo mejor fue un mapa completo del cosmos que, por extraño que parezca, no fue superado hasta 30 años después. Un gran trabajo.

El último de los cuatro OAO, OAO-C, se diseñó para ser un observatorio espectroscópico de alta resolución, a diferencia de su desdichado hermano, dedicado a la media resolución. Externamente casi idéntico al resto, incorporaba múltiples mejoras en el sistema de computación y en el de control de actitud que lo hacían más autónomo y preciso. El corazón de este monstruo del ultravioleta era el PEP, el Paquete Experimental Princeton. Se centralizaba en un telescopio reflector Cassegrain con un espejo primario de 80 cm. de diámetro (y solo 47 kg. de masa, tremendamente ligero) y uno secundario de 7.5 cm. (f/3.4), una configuración que le permitía el equivalente de apuntar a un objeto del tamaño de una pelota de baloncesto situada a una distancia de 650 km. Una vez ahí viajaba al espectrómetro, del tipo denominado Círculo

Rowland, por una apertura estrecha, alcanzando una rejilla de difracción cóncava, llevando la luz, dependiendo de la posición de los dos círculos, a fotomultiplicadores de baja o alta resolución, dos por cada círculo. Con el objetivo de estudiar la absorción interestelar de elementos como el hidrógeno, el oxígeno, el carbono o el silicio, entre otros, en el gas interestelar, así como de estrellas en sus primeras etapas tras su creación, OAO-C analizaba el ultravioleta entre 93 y 300 nm. Con 2.200 kg. (y el añadido de un instrumento de rayos X), se convirtió en el satélite no tripulado más pesado que la NASA enviaría al espacio en aquel momento.

Elevado mediante un Atlas SLV-3D/Centaur, se situó en una órbita baja a 740 km. de altitud, con una idéntica inclinación a la de su hermano OAO 2 Stargazer. Tras todo el proceso de puesta a punto completada con éxito, OAO-C fue rebautizado. En honor al 500 aniversario del nacimiento del astrónomo polaco Nicolás Copérnico se le nombró Copernicus. Este ha sido el más exitoso y longevo de los satélites

OAO, ya que estuvo en funciones hasta febrero de 1981, estudiando en este tiempo miles de espectros estelares con una resolución desconocida, sirviendo como precursora de misiones posteriores, todo a pesar de unas pequeñas averías, como el sistema de enfoque del espejo secundario (tanto la telemetría como el propio mecanismo), la pérdida de las bombillas de calibración, el fallo de dos de los tres controladores de secuencia de PEP, así como una reducción enorme en la sensibilidad de los detectores para ultravioleta lejano, que fue finalmente lo que precipitó el fin de la misión.

En 1974 Holanda se adentró en el mundo de la astronáutica con su satélite ANS. El Satélite Astronómico Holandés, elaborado en asociación con la NASA, fue el primer pinito de este país en la astronomía desde el espacio. Empleaba una plataforma estabilizada en sus tres ejes, con elementos similares a los usados por TD-1A, y mantenía siempre la misma configuración, con sus aperturas mirando al cielo y las antenas de comunicación hacia la Tierra. Ya hemos hablado de sus tareas en el universo X, pero también portaba con un telescopio ultravioleta. Con un diseño reflector tipo Cassegrain, disponía de una apertura de 22 cm., que servía a un especrofotómetro capaz de registrar cinco bandas ultravioleta usando tubos fotomultiplicadores: 155, 180, 220, 250 y 330 nm. Lanzado por un cohete Scout desde la base de Vandenberg el 30 de agosto de ese año, quedó en una órbita polar, sincrónica solar, con un perigeo a 266 km. y un apogeo de 1176 km., lo que determinó su tiempo de vida a apenas 20 meses cuando, en junio de 1976, reentró en la atmósfera. A pesar de tomar en este tiempo hasta 18.000 mediciones de unos 400 objetos del cosmos, es poco lo relevante que ha proporcionado.

Al poco de su apertura, el ESRO comenzó a buscar ideas entre los científicos para poder poner en el espacio, como lo denominaron, un Gran Satélite Astronómico. En 1964, un grupo de científicos ingleses, liderados por el astrónomo Dr. Robert Wilson, propuso que este proyecto se centrara en la espectrometría ultravioleta, por lo que así redactó su propuesta, que fue recomendada para su aceptación en 1966. Dos años después, problemas de dirección y grandes sobrecostes llevaron a cancelar el proyecto. Wilson y su grupo no se rindieron, y poco después presentaron otra propuesta, más económica, que también cayó. Teniendo en cuenta que estaba en marcha el desarrollo de TD-1A, para el ESRO no tenía sentido seguir con ella y cayó en beneficio de otros proyectos. Al otro lado del charco tenían su estupendo OAO 2 Stargazer, en preparación los OAO-B y OAO-C, y en proyecto los OAO-D, OAO-E y OAO-G. Al tiempo, en 1969, comenzaron los trabajos preparatorios del denominado LST, el Gran Telescopio Espacial, una máquina tremendamente compleja, de unas 10 toneladas de masa y con un espejo primario de 3 metros de diámetro. En medio de esta gran actividad, se reunieron un par de comités para comentar el futuro de la astronomía desde la órbita. El primero, el Comité de Misiones Astronómicas de la NASA, sugería que continuar la astronomía ultravioleta tenía un alto valor, lo que recomendaba la continuación del programa OAO. El segundo, una comisión acerca de los méritos y programa científico de LST, observó los puntos fuertes, pero sobre todo, las carencias de este proyecto, y sugería que estuviera acompañado por toda una serie de observatorios astronómicos, si era posible recurriendo a la serie Explorer, que complementara al gran observatorio. A finales de ese año, dadas las cuentas de la NASA a raíz del proyecto de alunizaje tripulado Apollo, se vio obligada a dar por concluido el programa OAO con el cuarto satélite, el célebre Copernicus. Haciendo caso a las recomendaciones del segundo comité, en marzo de 1971 se presentó a la NASA un proyecto, con colaboración internacional, que respondía a las necesidades sugeridas.

El programa de los Pequeños Satélites Astronómicos, la serie SAS, se creó dentro del programa Explorer para obtener información científica de alta calidad (en algunos casos, los primeros datos científicos en diversas longitudes de onda) empleando pocos recursos. En diciembre de 1970, se lanzaba el primero de la serie, el Explorador de rayos X Uhuru, y en años posteriores se colocaron en órbita los SAS 2 y SAS 3. Estos pequeños vehículos se basaban en una plataforma común a todos los vehículos adscritos a la serie, de ahí su economía. Diseñados específicamente para estar estabilizados por rotación, eran misiones básicamente de reconocimiento, pero se afirmaba que, si se seguía adelante con la serie, este mismo bus podía reformarse lo suficiente como para ofrecer una plataforma estabilizada triaxialmente y adoptar telescopios convencionales para observar otras longitudes de onda. Empleando esta serie como paraguas, todo un equipo internacional de científicos de la NASA, universidades estadounidenses, el equipo del Dr. Robert Wilson por parte inglesa, y científicos adscritos al ESRO, habían diseñado su propuesta SAS-D como una misión espectroscópica ultravioleta. Los trabajos de este proyecto habían comenzado en abril de 1970, y entre lo primero que se hizo fue enviar un cuestionario a la comunidad científica para ver qué proponían. Dado que para OAO 2 Stargazer se había iniciado un programa de observadores invitados para que astrónomos no adscritos al proyecto entregaran propuestas de observación, que tuvo gran éxito, se quería ver qué interés tendría una misión astronómica completamente abierta a la comunidad científica internacional. A través de ese cuestionario se preguntaba de todo, desde aspectos técnicos de la misión hasta sugerencias de objetos a observar. Dado el éxito de los estudios espectroscópicos ultravioleta completados, lo principal era llevar eso a alta resolución. La respuesta fueron nada menos que 170 sugerencias y recomendaciones, por lo que a partir de ellas diseñaron la misión y los objetivos. Entre los astros a observar estaban estrellas calientes, Núcleos Galácticos Activos, o AGN, quásares, discos de acreción, supernovas, objetos del sistema solar, y también el medio interestelar. El caso es que muchos de los elementos básicos que lo forman todo tienen sus líneas de emisión en las longitudes de onda ultravioleta, por lo que para distinguirlas claramente se necesita un sistema que descomponga el espectro con alta resolución para así identificarlas sin ambigüedades. Como lo realmente nuevo del proyecto era el telescopio y el sistema detector, el resto del proyecto usaría componentes más que probados en el espacio. Después de pasar de mano en mano, de rediseñar el sistema, de refinar aspectos de todo el proyecto, la misión se autorizó en 1973, y en 1974 se firmó un Memorándum de Entendimiento entre todas las partes para definir el papel de cada organización involucrada. Dado el carácter de la misión, y a la salida del programa SAS, se hizo necesario un cambio de nombre.

Si hay un observatorio espacial ultravioleta realmente célebre, es del que estamos hablando. Nos referimos al mítico IUE, el Explorador Ultravioleta Internacional. Se alejaba de los grandes monstruos astronómicos de la época, tanto contemporáneos, como Copernicus, como posteriores, como los tres HEAO, pero también de los más pequeños y modestos, como los SAS. Su bus era hexagonal, de 1.45 metros de diámetro, herencia de la última misión de los Pequeños Satélites Astronómicos, ampliado para incorporar tanto el hardware de control de actitud y albergar el sistema detector, y completamente ensamblado tenía 4.3 metros de alto y con una envergadura, con los paneles solares desplegados, de 4.3 metros también. Una de las partes importantes era el sistema de control de actitud, que debía mantener una actitud tremendamente precisa para poder así captar mejor el espectro del objeto a observar. Consistía en un ensamblaje de referencia inercial, contando con seis giróscopos, dos escáneres estelares (aquí denominados FES, Sensores de Error Precisos, servidos por el propio telescopio), ruedas de reacción, sensores solares ordinarios y precisos, así como propulsores. Una de las contribuciones europeas fueron los paneles solares, diseñados para tener la forma del propio bus para así encajar en la cofia, pero con el beneficio de, una vez desplegados y fijos en su lugar, apuntar a IUE a zonas del espacio lejos de lo que sería práctico para otros satélites y aún obtener energía, y cargaba un par de baterías de níquel-cadmio. Para comunicar, usaba dos sistemas: uno en banda VHF para recepción de comandos y transmisión de telemetría, y, por primera vez en un observatorio astronómico, un transmisor de banda-S para envío de datos científicos a alta velocidad, conectado a cuatro antenas, de las cuales solo usaba una de una vez. Carecía de almacenamiento de a bordo, dado que su posición orbital resultaba favorable para estar a la vista de una única estación de tierra. Esto era posible porque la posición de IUE en torno a la Tierra era una órbita geosincrónica, que además de traer el beneficio ya comentado, reducía el fondo terrestre sobre el telescopio, obteniendo mediciones más precisas, por lo que resultaba obligatoria la instalación de un motor de apogeo, de combustible sólido. El

sistema científico estaba compuesto por el telescopio y los dos espectrógrafos que portó. Para recoger la luz se construyó un reflector Ritchey-Chretien, con un espejo primario hiperbólico cóncavo de 45 cm. elaborado en berilio, uno secundario hiperbólico convexo de 9 cm. de diámetro construido en sílice fundida, con una longitud focal de 6.75 metros (f/15), una configuración que le permitía ver el equivalente a la mitad de la luna llena. Para enfocar el sistema el espejo secundario estaba montado sobre un pequeño motor que lo movía sobre el eje longitudinal del telescopio. Una vez la luz entraba en el telescopio (que en el agujero de su espejo primario contaba con un obturador para evitar la entrada de fuentes de luz excesivas, como el Sol, la Tierra y la Luna) llegaba tanto a los FES como a los dos espectrógrafos. Eran prácticamente idénticos (un espectrógrafo tipo Echelle, con una abertura de entrada con dos agujeros para cada espectrógrafo, un espejo colimador, una rejilla Echelle o un espejo para seleccionar el tipo de dispersión requerido, y una rejilla de difracción esférica, que actuaba como espejo de la cámara y dispensador espectral), y cada uno contaba con una cámara (en realidad dos por cada espectrógrafo, por redundancia) que era la que recibía el espectro, el elemento principal de la colaboración inglesa al proyecto. En realidad era un sistema más complejo que esto, ya que el sistema usado (un tubo Vidicon SEC, Conducción de Electrones Secundarios) era sensible a la luz visible, por lo que resultaba necesario algo para transformar el espectro en luz ultravioleta en lo mismo pero en luz visible, por lo que se diseñó un convertidor que hacía esta función. Medía cada uno 40 milímetros de diámetro, y usaba una ventana de entrada de fluoruro de magnesio con un fotocátodo de cesio-telurio y una ventana de salida de fibra óptica conectada al tubo SEC. Al final de todo el proceso de conversión, se formaba una imagen en la longitud de onda azul del espectro visible, que era la que se enviaba por telemetría al control de misión. Cada espectrógrafo era sensible a un tipo de luz ultravioleta, siendo el sistema de Longitud de onda Larga capaz de registrar el ultravioleta entre 180 y 330 nm, y el de Longitud de onda Corta entre 115 y 200 nm, y en virtud del tamaño de la entrada usada para cada espectrógrafo, se obtiene una medición espectrográfica de alta resolución (0.01 nm) o de baja resolución (0.6 nm), tremendamente útil para distinguir líneas de emisión muy concretas en el espectro de fondo. Su peso en báscula en el momento del lanzamiento era de 672 kg.

En concreto, ¿a qué se dedicaría IUE en su misión primaria de 3 años? El programa se dividía en seis grupos: obtener espectros de alta resolución de estrellas de todos los tipos espectrales para determinar sus características físicas; estudiar flujos de gas en y alrededor de sistemas estelares binarios; observar estrellas débiles, galaxias y quásares a baja resolución, interpretando esos espectros en referencia a espectros de alta resolución; obtener espectros de planetas y cometas; hacer observaciones repetidas de objetos con espectros variables; y estudiar la modificación de la luz estelar provocada por el polvo y gas interestelar. En cierta manera, era la continuación de Copernicus, observatorio con el que coincidió en órbita, ya que éste no fue apagado hasta, como recordaréis, febrero de 1981.

En todo el proyecto IUE había aspectos novedosos, el que más sin duda la órbita geosincrónica. Pero lo realmente innovador de todo el proyecto fue su concepto operacional. A diferencia del resto de proyectos anteriores, en el que toda la ciencia la hacía el equipo a cargo de la misión, este observatorio estaba abierto a cualquiera que quisiera hacer una observación, en esencia como si fuera un telescopio basado en Tierra. Para ello, el centro de control de la misión era el equivalente a la cúpula del observatorio, en el que el astrónomo se sienta y mira. En realidad se instalaron dos centros de control, uno en las instalaciones del

Centro de Vuelos Espaciales Goddard, en Greenbelt, Maryland, mientras que el segundo se ubicó en Villafranca del Castillo, enlazado con uno de los centros que la ESA (reformada ya en 1975) tiene en Villanueva de la Cañada. De esta manera, cualquier centro de control, también denominado observatorio, podía tener control sobre IUE en todo momento, en caso de que el otro tuviera problemas de cualquier tipo. El método para observar era el siguiente: un astrónomo entregaba una propuesta de observación, que era revisada por la sección científica de la misión. Si se aprobaba, entraba en una lista de espera y, con un anticipo de una semana, recibía aviso para que se trasladara al observatorio que tuviera más a mano. Después de llegar le tocaba esperar su turno, y cuando le llegaba entraba en la sala principal, donde era asistido por un pequeño grupo de técnicos. Después de orientar el telescopio a la zona del cielo deseada (con asistencia de un catálogo de todo el cielo) uno de los sensores FES enviaba la imagen del campo estelar. Capaz de captar

estrellas de hasta decimocuarta magnitud, este era el único aparato a bordo de IUE con capacidad de producir imágenes del cosmos, en longitud de onda visible, y era una suerte de fotómetro capaz de diversas operaciones, como cámara de campo, adquisición y reconocimiento de objetivo, y para detección precisa de errores para generación de errores de apuntamiento. Tras apuntar a la estrella deseada (tanto si es detectada como si no, a partir de las correcciones oportunas), se preparaba el sistema del espectrógrafo deseado, con la abertura requerida, y comenzaba la observación, que podía durar de un mínimo de 30 minutos a varias horas para captar el espectro completo, todo supervisado por el astrónomo visitante. Si los resultados eran satisfactorios, el espectro resultante se preprocesaba, entregando el producto al astrónomo, que regresaba a su institución, donde recibiría el producto final por correo en aproximadamente una semana, para así poder hacer por su cuenta la investigación definitiva. Si había problemas, todo el proceso se repetía hasta conseguir lo deseado. Cada observatorio era capaz de albergar hasta seis astrónomos a un tiempo, y al comienzo de la misión, el tiempo de observación se dividió en tres turnos de ocho horas, 16 horas para el del centro Goddard, y el resto para el europeo. Si bien esto podía permitir que IUE operara 24 horas al día, 7 días a la semana, 365 días al año, todas las operaciones se paraban durante el segundo turno en Goddard debido a que el satélite cruzaba en ese momento el cinturón de Van Allen Exterior, por lo que los sensibles aparatos FES y los espectrógrafos (en realidad las cámaras) se apagaban, aprovechando para realizar diversas calibraciones de todo el sistema. Todo este concepto no era más que un experimento para demostrar su viabilidad, para refinar los puntos flacos y obtener experiencia para cuando, en 1983 (en aquellos días), LST fuera situado en órbita usando los todavía en desarrollo transbordadores espaciales.

Dadas sus dimensiones y masa, encajaba confortablemente en la cofia de un lanzador Delta 2914, y fue situado en órbita de transferencia geosincrónica el 26 de enero de 1978. Un encendido del motor de apogeo de a bordo le situó en su trayectoria definitiva, con un apogeo de 45.887 km., y un perigeo de 25.669 km., inclinada 28.6º con respecto al ecuador terrestre, y tras diversas maniobras, estacionado a 70º oeste sobre el Atlántico. Tras el periodo de verificación (en el que se obtuvieron datos iniciales, y se descubrió que la cámara redundante del espectrógrafo de longitud de onda corta no operaba) fue declarado operacional y comenzó su tarea primaria, de tres años de duración, el 3 de abril. Sin embargo, su tiempo de operación superó enormemente todas las expectativas, ya que IUE es actualmente el segundo observatorio espacial más longevo de la historia, con nada menos que 18’7 años. Esta longevidad no provocó grandes averías ni pérdida de sensibilidad del sistema detector, aunque el talón de Aquiles fueron los giróscopos, ya que de los seis, perdió cinco a lo largo de su vida: la unidad 6 el 18 de abril de 1979, el número 1 el 2 de marzo de 1982, el número 2 el 27 de julio de 1982, la unidad 3 el 17 de agosto de 1985, y el 5 el 6 de marzo de 1996. A pesar de esto, el apuntamiento de IUE fue siempre tremendamente preciso, empleando diversas estrategias para contrarrestar el hardware averiado, empleando tanto los sensores solares como los FES para mantenerse precisamente alineado sobre sus objetivos. En todo este tiempo de operación proporcionó tremendos resultados. Así, descubrió enanas blancas acompañando a estrellas en su etapa principal; las estrellas masivas provocan potentes vientos estelares, de miles de kilómetros por segundo (lo máximo del Sol es de 750 km/s), llevándose gran parte de la masa estelar, determinando así si explotará como supernova o no; consiguió la primera curva de velocidad radial orbital de una estrella tipo Wolf-Rayet, lo que le permitió averiguar su masa; detección de estrellas enanas calientes alrededor de estrellas variables cefeidas; localización de flujos de gas en y saliendo de sistemas binarios de estrellas; los primeros cálculos de temperatura y gradiente de densidad de una corona más allá de nuestro Sol; la abundancia química de las estrellas está relacionada con la pérdida de masa estelar; descubrimiento de manchas estelares en las superficies de estrellas en las etapas finales de sus vidas mediante cartografía Doppler; una de las primeras

observaciones de la supernova SN 1987A, situada en la Gran Nube de Magallanes, permitió determinar que se trataba de una supergigante azul que explotó, y tras descubrir una serie de anillos y la nube de restos, se llegó a la conclusión de que la estrella pasó de supergigante roja a azul antes de explotar; la Vía Láctea está rodeada por una suerte de corona galáctica, un halo enorme de gas caliente que está por todas partes; permitió una descripción más precisa de cómo el polvo galáctico afecta a la luz, lo que provocó que, con ecuaciones simples, este efecto podía suprimirse; enormes variaciones en el Núcleo Galáctico Activo (AGN) NGC 4151, la más brillante de las galaxias Seyfert, lo que llevó a estimar el agujero negro supermasivo en una masa de entre 50 y 100 millones de veces la de Helios; observaciones de nubes de hidrógeno intergalácticas a través de la línea de emisión Lyman-alfa, apuntando a quásares distantes, permitieron averiguar que había menos de estas nubes en el cosmos, y que éstas eran la génesis de futuras galaxias; la primera detección de auroras en Júpiter; detección de azufre en un cometa; observación de una reducción notable de monóxido y dióxido de azufre en la atmósfera venusina, al mismo tiempo que Pioneer Venus Orbiter; detección de iones de hidróxido sobre el polo norte del asteroide Ceres, producto de la disociación del vapor de agua por la luz ultravioleta solar; así como el cálculo del ratio de pérdida de agua evaporada del cometa Halley, de unas 300.000.000 toneladas durante todo el paso por el sistema

solar interior. Esto no es más que un botón de muestra de todo lo realizado, ya que retornó nada menos 104.468 espectros, tanto en alta como en baja resolución, de 9.600 objetivos, generando cerca de 4.000 estudios que todavía son citados en investigaciones más recientes. El caso es que a lo largo de su vida, las solicitudes para usar IUE fueron entre 2 y 3 veces mayores al tiempo posible para observar con él, y el lanzamiento en 1990 del Telescopio Espacial Hubble (LST) no supuso una merma en interés, ya que ofrecía prestaciones que el Gran Observatorio no tenía. Sin embargo, en octubre de 1995, tras reducciones de presupuestos, se hizo un cambio en la prioridad de los observatorios, pasando el europeo a controlar el satélite 16 horas al día, y el centro Goddard 8, ya que empezaron a preparar el archivo completo de todas las observaciones (que actualmente es uno de los más ampliamente visitados), calibradas uniformemente de acuerdo al último software de procesado. En febrero de 1996, recortes presupuestarios de la ESA llevaron a extender la vida de IUE unos meses más, hasta que el 30 de septiembre el combustible restante fue expulsado al espacio, se drenaron las baterías, y para acabar, desactivar para siempre el transmisor. Así acabó la gloriosa misión de este modesto pero estupendo observatorio.

La siguiente misión ultravioleta lanzada al espacio lo hizo desde el cosmódromo de Baikonur. Desarrollado conjuntamente por la Unión Soviética y Francia, bien podemos decir que Astron era una repetición de lo que había sido Copernicus para la NASA, un observatorio de alta resolución ultravioleta, y acompañándolo, un espectroscopio de rayos X. El satélite usaba el bus desarrollado en la década de 1970 para misiones planetarias, tanto marcianas como venusinas, y sobre él, la carga útil. El primario, el telescopio ultravioleta, disponía de una apertura de 80 cm., sirviendo a la instrumentación, que registraba luz ultravioleta entre 150 y 350 nm, y tenía por delante una misión principalmente astrofísica. Elevado a una órbita altamente elíptica con un apogeo de 185.000 km., mediante un cohete Proton, trabajó hasta 1989. Lo más destacado de lo que consiguió fue el desarrollo de un modelo de la coma del cometa Halley, lo que sería útil para las sondas de la armada hacia ese cometa, además de las primeras observaciones continuadas (del 4 al 12 de marzo de 1987) de la supernova SN 1987A. Fue tan exitoso que el grupo de científicos de la misión recibió el Premio Estatal de la Unión Soviética, además de dar pie a un nuevo observatorio, dedicado a las más altas energías, el célebre GRANAT.

No se lanzaron aparatos astronómicos en la gama del ultravioleta hasta la década de 1990. Ya hablamos en su día de la vida, obra, milagros y problemas de ROSAT, comentando que, además del telescopio principal de rayos X, disponía de uno secundario sensible a una banda energética menor. Dentro de la región ultravioleta del espectro electromagnético, se habían explorado desde el ultravioleta cercano hasta el lejano haciendo imágenes, espectrometría, y fotometría, además de completar un mapa del cielo en estas longitudes de onda. Sin embargo, la última y más energética de todas no había sido tocada. Hablamos del ultravioleta extremo, una longitud de onda que había sido empleada habitualmente en el estudio solar, pero se creía que el gas interestelar absorbía esta franja del ultravioleta, algo que se demostró como erróneo. De esta forma, aprovechando la plataforma ofrecida por la agencia espacial de Alemania Occidental, la Universidad de Leicester, el Laboratorio Rutherford Appleton, el Laboratorio de Ciencia Espacial Mullard (University College, Londres), la Universidad de Birmingham y el Imperial College of Science and Technology, Londres, desarrollaron un telescopio secundario capaz de registrar una amplia sección del ultravioleta extremo, el denominado WFC, Cámara de Campo Ancho. La verdad es que sorprende, porque la estrategia seguida difería de todos los telescopios ultravioleta anteriores y contemporáneos en servicio. No empleaba telescopios refractores, tampoco reflectores, lo que realmente usaba era la misma forma que los telescopios de rayos X para enfocar los fotones de esta longitud de onda: módulos ópticos de incidencia

oblicua. Puede resultar raro, pero es que parte del ultravioleta extremo (bajo el acrónimo de EUV) tiende a coincidir con la parte más baja de los rayos X, recibiendo también el acrónimo de XUV. Visto así, no resulta tan descabellado. El diseño del módulo óptico era una leve modificación del Wolter 1, denominado Wolter-Schwartzschild tipo 1. A simple vista, no vemos demasiada diferencia entre uno y otro, pero en fin. Disponía de tres cilindros concéntricos elaborados en aluminio, recubiertos de oro, con un diámetro en la apertura de 57.6 centímetros, y un ángulo oblicuo de 7.5º. Con una longitud focal de 52.5 centímetros, servía a un par de placas microcanal de imágenes de 47 milímetros de diámetro activo, usando una a un tiempo, situadas en una tabla de rotación que ofrecía una u otra al enfoque del telescopio, y para mejorar su respuesta al ultravioleta extremo cada una tenía un fotocátodo de ioduro de cesio, por lo que le hacía sensible al rango de entre 6 y 30 nm. Para enriquecer los estudios realizados, tras completar el más que necesario reconocimiento del cielo, portaba una rueda de filtros con ocho posiciones, una para calibración (en el ultravioleta lejano, 184.9 nm), una para interferencia ultravioleta (140-170 nm), y el resto para su uso en sus indagaciones: dos en el rango de entre 7 y 15 nm, dos entre 11.2 y 20 nm, y uno para 17-30 nm y el final para entre 50 y 70 nm. Pero WFC no acababa ahí, ya que añadía uno de los dos escáneres estelares del observatorio, así como medidores de radiación de fondo (un canal multiplicador de electrones y un tubo Geiger-Müller) encargados de desactivar el sistema en caso de detección de partículas de baja y alta energía que pudieran dañar los sistemas del telescopio, principalmente las placas microcanal.

Elevado desde Cabo Cañaveral el 1 de junio de 1990, la primera tarea de ROSAT era la de practicar un reconocimiento completo del cielo durante seis meses, y junto con el practicado por el telescopio de rayos X, la WFC también estuvo en condiciones de ejecutar el suyo. En pura teoría, para poder captar una fuente individual en ultravioleta extremo, este sistema necesitaba al menos 5000 segundos, empleando uno de sus filtros sintonizados para las longitudes de onda de entre 7 y 15 nm, lo que en principio podría dar alrededor de más de mil fuentes individuales, aunque todo dependía principalmente a la absorción del medio interestelar de esta longitud de onda. El resultado total tras la búsqueda fue la localización de 479 fuentes

individuales, para después complementar al telescopio principal en sus trabajos, hasta que los problemas ya comentados lo dejaron inoperativo. Sin embargo, en este tiempo estuvo observando objetos tanto de nuestro sistema solar (como el cometa Hyakutake) como de fuera del sistema solar (remanentes de supernova, por ejemplo) proporcionando interesantes conclusiones. WFC era un pequeño instrumento que dio un buen rendimiento, pero la NASA, al tiempo, estaba desarrollando un vehículo más capaz de realizar la tarea de explorar completamente la gama del ultravioleta extremo.

No fue hasta 1975 que el ultravioleta extremo, que recibía la denominación de “la banda inobservable”, se confirmó como una sección del espectro electromagnético plenamente utilizable. Uno de los experimentos a bordo de la nave tripulada Apollo, parte de la histórica misión Apollo-Soyuz, era un telescopio experimental (código MA-083) diseñado para su estudio, e instalado en el módulo de servicio. Empleaba un módulo óptico de incidencia oblicua de 36.8 centímetros de apertura y con cuatro secciones cilíndricas, que enfocaban los fotones a un detector electrónico, sintonizado a 5-100 nm. El caso es que el experimento resultó un gran éxito, ya que obtuvo información que excitó a los diseñadores del aparato (de los 30 objetivos preseleccionados antes del vuelo, detectó 5, en especial la estrella inusual y caliente HZ 43, situada en la constelación Coma Berenices, la más intensa de las cinco), prometiendo un nuevo cosmos a explorar. A tal efecto, la NASA, empleando como paraguas su programa Explorer, autorizó la misión EUVE.

El desarrollo fue largo y complejo, ya que había que desarrollar elementos completamente nuevos para el estudio del ultravioleta extremo con calidad y resolución. La cámara de ultravioleta extremo de ROSAT bien puede ser un ejemplo de lo realmente complicado que le resultó a la gente de la misión elaborar una misión más compleja. Empleando al final el bus MMS (Satélite Modular Multimisión, una estructura diseñada para ser reparable en el espacio por los astronautas del transbordador, algo demostrado en Solar Maximum Mission), solo había que construir la carga útil científica. Los módulos ópticos, la estrategia seguida por EUVE, debían elaborarse de tal forma que fueran extremadamente planos, para así enfocar de manera efectiva la energía que recogían a los sistemas detectores. Al final fueron cuatro módulos ópticos, elaborados en níquel, con una apertura de 40 cm., disponiendo algunos de un recubrimiento de oro, mientras que los otros carecían de elemento reflector. Tres de ellos desplazaba cada uno 188 kg., mientras que el cuarto, 323 kg. La carga útil telescópica se dividía en tres telescopios de reconocimiento y uno de reconocimiento

profundo/espectrometría. Los tres para reconocimiento estaban montados paralelos al eje de rotación del satélite. Dos de los telescopios de escaneo empleaban módulos Wolter-Schwartzschild tipo 1, empleando placas microcanal de imágenes como detectores, y con una serie de filtros que les hacían sensibles a las longitudes de ultravioleta extremo entre 4.4-22 y 14-36 nm. El tercer telescopio de escaneo era un Wolter-Schwartzschild tipo 2, una variante, similar al anterior, solo que con una suerte de “escalón” en el más externo para llevarlo a los demás espejos, así enfocando la energía de forma efectiva a otra placa microcanal de imágenes con dos bandas de detección, 52-75 y 40-60 nm. El cuarto telescopio estaba situado en el mismo eje de rotación del satélite, y se encargaba de dos tareas: como su propia denominación indicaba, para reconocimiento profundo y espectrometría. Dada su situación, solo podía escanear una sección muy pequeña, a lo ancho, del cosmos, pero lo hacía ideal para identificar las fuentes más lejanas con mayor exactitud. Una vez terminada la fase de reconocimiento, entraba en juego el espectrómetro (tres en total) para estudiar las características del objeto de interés. Empleando un único Wolter-Schwartzschild tipo 2, servía a una placa microcanal de imágenes para el reconocimiento, y a los tres espectrómetros (rejilla de difracción y placa microcanal) sintonizados a 7-19, 14-38 y 28-76 nm. Todo un paquete tremendamente complejo que daba un peso en báscula antes del lanzamiento de 3.275 kg.

El Explorador de Ultravioleta Extremo se diseño con varias cosas en mente: primero, y sobre todo, hacer un reconocimiento del cosmos en esta longitud de onda, pero también realizar un reconocimiento profundo; practicar espectrometría de objetos encontrados por otras misiones; estudiar fuentes como enanas blancas

calientes y coronas estelares; examinar el medio interestelar; pero sobre todo, determinar si sería beneficioso crear otro telescopio de ultravioleta extremo más sensible. Puesto en órbita el 7 de junio de 1992 desde Cabo Cañaveral por un Delta 2-6920, quedó situado en una órbita baja terrestre, a 500 km. de altitud, con una inclinación con respecto al ecuador de 28.4º. El plan era que el satélite rotara (tres veces por órbita) de tal manera que los telescopios de reconocimiento barrían todas las latitudes galácticas, mientras que el de escaneo profundo se centraba en una región cercana a la eclíptica, con sus paneles solares mirando continuamente a Helios y las antenas mirando a la Tierra, aunque solo podía hacer observaciones en el lado nocturno de la órbita debido a que el Sol provocaba en la atmósfera una suerte de brillo de ultravioleta extremo que cegaría los detectores. Con una tarea principal de dos años, su rendimiento fue tan bueno que su vida se prolongó dos veces más, hasta que problemas de coste y mérito científico provocaron su desactivación el 2 de febrero del 2001, para después reentrar en la atmósfera el 30 de enero del 2002 sobre la zona central de Egipto.

Su misión está considerada como un éxito, tanto científico como tecnológico. De esta forma, en sus ocho años de misión, EUVE generó, entre otras cosas, lo siguiente: un catálogo del cosmos formado por 801 objetos, detectando los primeros objetos extragalácticos emisores de esta longitud de onda; la aparición de un nuevo tipo de enanas blancas masivas; así como las primeras mediciones de helio en la atmósfera marciana. Y entre todo esto, asombrosas imágenes del cosmos de ultravioleta extremo, en cierta forma similares a las tomadas, hacía años, por los primeros observatorios de rayos X. Hasta la fecha, no se ha vuelto a lanzar una misión astronómica de ultravioleta extremo.

De las misiones más celebradas de la historia de la NASA, una de las recordadas es sin duda la del observatorio Copernicus, dados sus resultados de alta resolución en el espectro del ultravioleta lejano, y continuada por el glorioso IUE en sus más de 18 años de servicio. Dado el magnífico rendimiento de ambas misiones y a las conclusiones que proporcionaron, se consideró de alta prioridad dar continuidad a la espectroscopia en ultravioleta. La siguiente misión Explorer, FUSE, se diseñó para proporcionar espectros de alta resolución con un sistema de alto rendimiento y con la más moderna tecnología porque, había que reconocerlo, IUE era tecnología punta cuando se lanzó, pero como con toda la tecnología, pronto quedó, en cierta manera, obsoleto. Así, tener lo antes posible un reemplazo tenía prioridad. Todo el trabajo de diseño, y la posterior operación, corrió a cargo del Departamento de Física y Astronomía de la Universidad Johns Hopkins.

Pensado inicialmente para usar módulos ópticos Wolter, descartados por su coste y complejidad, se diseño un sistema con alto rendimiento, alta resolución y una masa reducida. Completamente integrado con su bus, medía 5.4 metros, y el ancho era el suficiente como para encajar en la cofia de un Delta 2. Su carga útil científica estaba formada por nada menos que cuatro telescopios reflectores fuera de ejes, contando cada uno con un espejo primario paraboloide de 35.2 x 38.7 cm, y una longitud focal de 2.25 metros. Dos de los espejos fueron recubiertos con una lámina de carburo de silicio, los otros dos con fluoruro de litio sobre aluminio. Una vez la luz era recogida por los espejos, viajaba a su rejilla de difracción holográfica correspondiente (también con un material reflector idéntico al del espejo que recibía la luz) y de ahí a un espectrógrafo del tipo circulo Rowland, empleando placas microcanal (con un fotocátodo de bromuro de potasio para mejorar la recepción de la luz ultravioleta) como detectores finales. En resumidas cuentas, cada conjunto de dos telescopios y dos espectrógrafos era sensible a su propia banda del ultravioleta lejano: el que empleaba carburo de silicio como material reflector, 90.5-110 nm, y el que usaba fluoruro de litio sobre aluminio, 102.5-118.7 nm. Para enfocar los telescopios una vez en órbita, los espejos primarios usaban motores y pivotes en dos ejes para corregir cualquier desviación y así entregar los resultados requeridos. Con todo en su lugar, y listo para el lanzamiento, declaraba una masa de 1.360 kg.

Elevado el 24 de junio de 1999 mediante un Delta 2-7320 para una misión de tres años (órbita a 750 km. de altitud), proporcionó resultados durante casi ocho. Todos los sistemas científicos funcionaron a pleno rendimiento, pero el talón de Aquiles de FUSE fueron las ruedas de reacción. A diferencia de IUE, que se quedó sin cinco de sus seis giróscopos a lo largo de la misión, pero que todavía proporcionaba una estupenda estabilidad y precisión de apuntamiento ya que conservó el funcionamiento de sus ruedas de reacción, FUSE fue perdiendo las suyas en cortos espacios de tiempo. Dos las perdió a finales del 2001 (25 de noviembre y 10 de diciembre), la tercera en diciembre del 2004, y la última en julio del 2007, lo que llevó a su desactivación final en octubre. Entre los fallos antes de la avería de la última rueda funcional, se practicaron métodos nuevos para mantener su apuntamiento preciso, pero sin ellas era prácticamente imposible que continuara ofreciendo la precisión necesaria. Sin embargo, su vida fue provechosa.

Uno de los descubrimientos clave que FUSE realizó fue la tan buscada detección de nitrógeno molecular en el espacio interestelar, algo encontrado después de décadas de exploración, ya que esta variante del nitrógeno es tremendamente abundante en la Tierra. También fue capaz de encontrar una estrella compañera a Eta Carinae, una de las estrellas más masivas de nuestra galaxia (100 veces nuestro Sol), que reside en una región de formación estelar, y que se espera que explote como supernova en el próximo millón de años. También examinó el disco de materia alrededor de la estrella Beta Pictoris (donde hay un planeta extrasolar), encontrando una cantidad enormemente elevada de carbono, lo que podría provocar planetas con composiciones extrañas, como el grafito o el metano. Revisando nuestra galaxia, encontró deuterio (una variante enriquecida del hidrógeno que además de tener un protón, posee un neutrón), pero en una cantidad en exceso a la que se esperaba. Si bien el deuterio es destruido fácilmente en la fusión nuclear estelar, esto indica que las estrellas han quemado menos deuterio en las escalas cósmicas, lo que estaba de acuerdo con los modernos modelos de evolución galáctica realizados a partir de los resultados de la misión de microondas WMAP. En el espacio intergaláctico encontró átomos de oxígeno altamente ionizado, por lo que se determinó que el 10% de la materia del universo local está formado por un gas con una temperatura de un millón de grados. Este descubrimiento podría llevar a resolver el llamado “misterio de los baryones perdidos”. Los baryones son partículas subatómicas, frecuentemente neutrones y protones, ya que los cálculos de la cantidad de baryones creados durante el muy temprano universo podría ser más del doble de

los actualmente existentes, por lo que se cree que estas partículas perdidas podrían estar en forma de gas mucho más caliente, lo que podría descubrirse con las misiones de rayos X. Mientras, en nuestro sistema solar, confirmó que Marte había perdido una enorme cantidad de agua, siguiendo la abundancia de hidrógeno molecular, la suficiente como para crear un océano global de 30.5 metros de profundidad. Entre esto, y otras observaciones, FUSE ha elevado enormemente el conocimiento de los científicos acerca de la evolución de nuestra galaxia, así como de muchos fenómenos exóticos, dando pie a nuevas misiones e investigaciones en todas las longitudes de onda existentes.

El año 2003 fue interesante para la astronomía ultravioleta. Si bien hemos dicho que no se volvió a lanzar ninguna misión de ultravioleta extremo, no es rigurosamente cierto, aunque hay que decir que un observatorio al estilo EUVE no lo hay ni en proyecto, es decir, un telescopio con la habilidad de estudiar fuentes astronómicas y astrofísicas en esta longitud de onda. Sin embargo, diversos estudios y teorías parecían indicar que la Burbuja Local, como se conoce al medio interestelar en un radio de 300 años luz de nuestro Sol, debía emitir un brillo de ultravioleta extremo, pensando que el responsable era el gas caliente interestelar. El objetivo era analizar espectralmente este brillo ultravioleta para averiguar qué lo emitía. Para ello, el Laboratorio de Ciencia Espacial de la Universidad de California en Berkeley desarrollo un espectrómetro.

Llamado CHIPS, acrónimo de Espectrómetro de Plasma Cósmico Interestelar Caliente, era un aparato relativamente sencillo que contaba con una serie de aberturas, rejillas de difracción y el sistema detector. En total eran 9 aberturas estrechas (seis de ellas contaban pequeños espejos planos que dirigían el haz para coalinearlo con los haces centrales), una rejilla de difracción cilíndrica por apertura (elaboradas en cristal de zerodur) hasta llegar al detector, en cuya parte frontal contaba con una serie de filtros para rechazar emisión de fondo (geocoronal, Lyman-alfa) y hacer una mejor discriminación espectral. Todo el sistema se diseñó para detectar el ultravioleta extremo entre los 9 y 26 nm. Dado el enorme ancho de visión proporcionado por las aberturas, era incapaz de registrar incluso las fuentes emisoras más fuertes en esta longitud de onda, de manera que podía focalizarse completamente en su tarea del gas interestelar. Tras idear el instrumento, surgió un pequeño problema: ¿en qué misión lanzar CHIPS? Dadas las limitaciones de presupuesto y misiones, no parecía haber ningún satélite u observatorio espacial que pudiera ofrecer un soporte de montaje para él, los transbordadores espaciales tenían misiones demasiado cortas, y la ISS todavía estaba en obras. La única solución fue construir un satélite alrededor del espectrómetro. Así nació el satélite CHIPSat. Esta misión inauguró una nueva clase de misiones Explorer, la más pequeña de todas, denominada UNEX, Explorer de clase Universidad, y ha generado una de las misiones de satélite más pequeñas lanzadas en su momento (ahora están los Cubesats, auténticos nanosatélites que, sin embargo, pueden llevar a cabo tareas científicas muy importantes), ya que el paquete completo apenas desplazaba una masa de 64 kg. Empleando elementos probados y fiables, el aspecto más novedoso de CHIPSat era que empleaba protocolos TCP/IP para controlar completamente las operaciones del satélite.

Dadas sus modestas dimensiones y masa, CHPSat podía ser lanzado confortablemente como carga secundaria de una misión más importante, como fue el caso. Así, el 12 de enero del 2003, a bordo de un lanzador Delta 2-7320, y acompañado por el importantísimo satélite de medición del hielo ICESat, fue colocado en una órbita baja (576 km.), polar, sincrónica solar, tardando 94 minutos en recorrerla. Después de varias semanas de comprobaciones, comenzó su misión principal, de 1 año de duración. El caso de CHIPSat es el de una misión que prometía, pero que esas expectativas no se cumplieron. Se esperaba que el brillo de ultravioleta extremo fuera lo suficientemente intenso como para ser detectado fácilmente, pero el caso es que se intentó detectarlo durante ese año, el siguiente, y también los dos siguientes, hasta que al final desistieron, ya que apenas se registraron emisiones muy débiles. A consecuencia de esto, CHIPSat fue reclasificado como observatorio solar, y así continuó hasta que las operaciones culminaron en abril del 2008, desactivándolo completamente en julio de ese año.

De acuerdo con los últimos cálculos, el Universo tiene aproximadamente 13.8 billones de años de edad desde el Big Bang, y a partir de este fenómeno, y a lo largo de los eones, se han formado todo tipo de estructuras, siendo las más notorias las galaxias. Una de las preguntas era, ¿Cómo llegaron a tener sus diversas formas? Para averiguar cómo fue su evolución, los científicos fijaron su atención en la creación de estrellas. Dependiendo de las edades de estas estrellas, es posible averiguar esta evolución, siguiéndolo más o menos como los anillos de crecimiento de un árbol. Nuestro Sol, una enana amarilla en la fase principal, más o menos en la mitad de su vida, solo emite luz ultravioleta en menos de un 5% de toda la emisión en todas las longitudes de ondas. Sin embargo, las estrellas recién nacidas, y las protoestrellas, emiten más del 50% de su energía en el ultravioleta. Por ello, siguiendo los criaderos estelares dentro de las galaxias, y comparándolo con el resto de la galaxia, se podría llegar a averiguar esta evolución, y extrapolando esto, derivar la evolución de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea.

El programa Explorer es sin duda el más prolífico en misiones al espacio dedicadas al ultravioleta, y la última que la NASA puso en el espacio dedicada a su estudio despegó pocos meses después de CHIPSat. Formaba parte de la serie Small Explorers, y era un pequeño telescopio dedicado a obtener la máxima información para averiguar la evolución de las galaxias. GALEX, el Explorador de Evolución Galáctica, era un vehículo de proporciones comedidas (1 metro de alto, 2.5 metros de ancho) que empleaba un bus común (la plataforma LEOStar-2 de la firma Orbital-ATK) y sobre él, el sistema científico. El corazón de GALEX era un telescopio Ritchey-Chretien con un espejo primario de 50 cm y 3 metros de longitud focal (f/6). Los espejos del telescopio estaban elaborados en sílice fundida, con un recubrimiento de aluminio para reflejar óptimamente la luz ultravioleta. Después de salir del telescopio rumbo al sistema detector, primero pasaba por un divisor de haz dicrótico, transparente a la luz de ultravioleta

cercano, y reflector del ultravioleta lejano, permitiendo con ello obtener información al mismo tiempo en ambas gamas. Antes de llegar al detector correspondiente empleaba una serie de filtros y espejos para eliminar las longitudes de onda no deseadas para la misión. Los sensores eran placas microcanal de 75 mm. de diámetro (65 activos) dentro de tubos sellados, y detrás de ellos, unos ánodos de doble capa (tipo retraso de línea), además de unos cátodos (ioduro de cesio para el canal de ultravioleta lejano, telurio y cesio para el de ultravioleta cercano) sobre las placas que los hacía detectar sus rangos de visión.  Para enriquecer las mediciones, equipó un dispositivo para descomponer espectralmente la luz recogida y, con ello, averiguar a qué distancia están las galaxias investigadas mediante el “desplazamiento al rojo”. Recibe el nombre de “grisma”, que es una suerte de lente, en realidad un prisma, sobre el cual se ha colocado una rejilla de difracción. El grisma de GALEX estaba elaborado a partir de un cristal de fluoruro de calcio, y estaba situado en un mecanismo rotatorio que le colocaba justo detrás de la salida de luz desde el telescopio, antes de llegar al divisor de haz. De esta forma, podía tanto tomar imágenes como hacer espectroscopia alternativamente en las dos bandas a las que era sensible, ultravioleta cercano de 300 a 180 nm, y ultravioleta lejano, de 180 a 130 nm. Dadas las características del telescopio, y a la obligación de emplear un lanzador pequeño, GALEX tenía un campo de visión ancho, aproximadamente tres veces más grande que la luna llena, lo que le hacía ideal para ejecutar un reconocimiento del cielo, pero todavía capaz de cumplir su misión. Su masa en el momento del lanzamiento era de 277 kg.

A pesar de sus escasas dimensiones y su reducido peso, el programa científico era colosal. Los objetivos primarios de GALEX eran los siguientes: aprender qué factores provocan la formación estelar dentro de las galaxias; con qué rapidez se formaron, evolucionaron y murieron las estrellas; y como se forman, dentro de las estrellas, los elementos químicos pesados, como el oxígeno, el carbono, o más pesados todavía. Otros objetivos eran: determinar lo rápido que se están formando las estrellas dentro de cada galaxia; determinar cuándo y cómo se formaron las estrellas que vemos hoy; crear el primer mapa del universo en ultravioleta; y ayudar a encontrar y comprender quásares emisores de luz ultravioleta, para ayudar a los estudios de los telescopios Hubble y FUSE. Para ello, en los 28 meses de misión primaria, GALEX practicaría ocho reconocimientos del cosmos, agrupados en dos amplias categorías: investigación del universo local e investigación de la historia de la formación estelar. Para la primera categoría estaba previsto un reconocimiento de imágenes de todo el cielo, una exploración de galaxias cercanas (aproximadamente 150), reconocimiento espectroscópico de campo ancho, y reconocimiento espectroscópico de campo medio; para la segunda categoría, exploración profunda mediante imágenes, exploración espectroscópica profunda, exploración de imágenes ultra-profunda, y exploración de imágenes de campo medio. Por su arquitectura, era algo sencillamente realizable, y alcanzaría galaxias tan lejanas a nosotros (10 billones de años luz) que estaríamos retrocediendo atrás en el tiempo hasta casi el 80% de la edad del Universo.

Gracias a su pequeño tamaño y reducida masa, GALEX fue lanzado desde un Pegasus-XL el 28 de abril del 2003, desde Cabo Cañaveral, orbitando la Tierra a 697 km. de altitud, inclinada sobre el ecuador en 29º. Con una misión inicial de 29 meses, proporcionó valiosa información durante casi 10 años, hasta su apagado final el 28 de junio del 2013. Los últimos meses de vida, por cierto, los controló directamente el Caltech, el Instituto Tecnológico de California, responsable del JPL, hasta su retirada final. En este tiempo, además de cumplir su propio programa científico, cooperó con otras misiones. Aunque nunca considerado uno de los Grandes Observatorios de la NASA, como Hubble, Chandra y Spitzer, colaboró activamente con ellos, entregando información complementaria a las mediciones capturadas en las otras longitudes de onda. Con buena precisión y estabilidad en su apuntamiento, estuvo casi siempre libre de problemas, hasta que su detector de ultravioleta lejano se averió en el 2009, que no evitó que siguiera operando con el sensor restante.

Durante el tiempo que duró su misión, no solo produjo vívidas imágenes del cosmos en ultravioleta, capturando iconos de los cielos como la galaxia de Andrómeda, también generó resultados espectaculares, entre los que destacamos los siguientes: la observación de la llamara emitida por una estrella, un millón de veces más energética que las emitidas por el Sol; el hallazgo de galaxias masivas recién nacidas en nuestro vecindario cósmico, demostrando que el Universo sigue creando nuevas estructuras; la evidencia de que los agujeros negros supermasivos en algunas galaxias apagan por completo la formación estelar; fue testigo de cómo un agujero negro devoraba una estrella; demostró que las galaxias están vinculadas por su evolución; descubrió que algunas galaxias enanas se formaron únicamente a partir de gas primordial, sin duda restos del

universo temprano; vio cómo galaxias aparentemente “muertas”, sin formación estelar, eran capaces de reiniciar el proceso, demostrando que la evolución de una galaxia no es lineal; proporcionó un nuevo método de confirmación de exoplanetas usando imágenes en ultravioleta de estrellas pequeñas y jóvenes; ver cómo una enana blanca dobla la luz procedente de su estrella compañera, en cumplimiento con la Teoría de la Relatividad General de Einstein, en cooperación con Kepler; y confirmó que la materia oscura es la fuerza principal que gobierna la expansión del Universo a velocidades aceleradas, gracias a una exploración de 200.000 galaxias situadas a distancias de hasta 7 billones de años luz; sin olvidarnos del mejor mapa del cielo en luz ultravioleta jamás capturado en su momento. Esto es solo un retazo de todo lo que consiguió. Esencia grande en frasco pequeño.

La última misión dedicada en exclusiva al estudio de la luz ultravioleta procede de Japón. Cualquiera que sepa un poco de ella diría que no tiene sentido mencionarla aquí, pero lo merece. El nombre del proyecto es SPRINT-A, acrónimo de Observatorio Espectroscópico Planetario para el Reconocimiento de la Interacción de las Atmósferas. La tarea de este aparato es el estudio de las altas atmósferas y el comportamiento de las magnetosferas planetarias del sistema solar, contando con un espectrómetro de ultravioleta extremo para esta tarea. SPRINT-A ha supuesto un programa que podríamos calificar como alto riesgo. No solo el instrumento es de nuevo diseño, también lo es su plataforma, diseñada para ser fácilmente configurable para fabricar satélites de reducidas dimensiones, y también su lanzador, el novedoso cohete ligero Epsilon. La intención de la misión es el estudio del plasma en entornos como la magnetosfera joviana, o las reacciones al viento solar de las atmósferas venusina y marciana, con un énfasis 

en la pérdida de gases al espacio, aunque ello no impide que pueda observar otros objetos del sistema solar como Mercurio o Saturno. Con unas medidas compactas (4 x 1 x 1 m. más siete de envergadura, masa, 348 kg), el núcleo de SPRINT-A es su espectrómetro. Denominado EXCEED (Espectrómetro de Ultravioleta Extremo para Dinámicas Exosféricas), es un sistema relativamente convencional, con un telescopio parabólico fuera de ejes (cuya entrada está protegida por un gran bafle solar) que cuenta con el espejo primario como único elemento óptico. Éste tiene 20 cm. de diámetro, y está elaborado en sustratos de carburo de silicio. De ahí va hacia la apertura del espectrógrafo, en cuya entrada hay situadas una serie de aberturas tanto de distintos tamaños como de distintas características de transmisión de la luz, acompañadas de diversos filtros especiales, totalizando nueve seleccionables. De la abertura, la luz viaja a la rejilla de difracción holográfica curvada y, de ahí, al sensor, una placa microcanal con un recubrimiento formado a partir de un fotocátodo de ioduro de cesio, que da la ilusión de tener un área de imagen de 1024 x 1024 pixels. El rango completo al que es sensible EXCEED se sitúa entre los 52 y los 148 nm, por lo que es capaz de ir entre el ultravioleta lejano y el ultravioleta extremo.

Fue lanzado desde el Centro Espacial Uchinoura, situado en la isla de Kagoshima, el 14 de septiembre del 2013. El lanzador funcionó bien, y el satélite quedó situado en una órbita de 954 x 1157 km, inclinada casi 30º con respecto al ecuador. Tras comprobar que todo funcionaba bien, incluyendo pruebas de observación de varias semanas, con una notable precisión, la misión pasó a fase operativa, recibiendo el nombre de Hisaki, por un cabo situado en una zona cercana a la base de lanzamientos, conocida por los pescadores del lugar como un lugar en el que orar para pedir buenos viajes, aunque el término también significa “Más allá del Sol”.

A pesar de llevar tanto tiempo en órbita, es de los observatorios más silenciosos, y la inmensa mayoría de sus resultados versan sobre Júpiter y lo que acontece a su alrededor con su magnetosfera y el disco de materia que le rodea a la altura del satélite Io. Hasta recientemente, no se había aplicado al universo, por lo que solo hay un resultado en este sentido. Se trata del estudio de un cúmulo galáctico en el que se esperaba detectar gas templado y frío en las regiones centrales, en las proximidades de un gran agujero negro supermasivo, y gracias a Hisaki se ha visto que esa cantidad, contradiciendo lo que se suponía en un principio, no es tanta, y demostrando que este pequeño observatorio, aunque diseñado originalmente para el estudio remoto planetario, también es adecuado para la observación del cosmos. Esperamos más.

Puede que Hisaki sea el último observatorio ultravioleta que tenemos, pero en órbita también hay máquinas capaces de entregarnos ciencia en ultravioleta. De hecho, dos poseen instrumentación prácticamente idéntica.

En 1999 y el 2004, respectivamente, se lanzaron XMM-Newton y Swift. Como recordaréis, son misiones muy distintas entre sí, la primera es principalmente un observatorio espectroscópico de rayos X con capacidades de imágenes, mientras que el segundo es un cazador de GRB’s que, en sus ratos libres, actúa como observatorio multilongitud de onda. Además de ser capaz de ver el universo X con nitidez, el proyecto de XMM-Newton decidió añadir un sistema que proporcionara información de contexto a las observaciones ejecutadas por sus instrumentos principales. Así nació OM, el Monitor Óptico. Que no os engañe el nombre, es un telescopio de observación por propio derecho, a pesar de que su objetivo original era mostrar la zona del cosmos que se observaba en rayos X y mantener el observatorio apuntando con precisión a la zona deseada. En cuanto al de Swift, además del telescopio principal de detección BAT y el telescopio de rayos X blandos, se añadió UVOT, el Telescopio de Ultravioleta y Óptico, para así hacer una disección completa de los GRB’s y sus posluminiscencias. Que ambas misiones compartan diseño de 

telescopio es todo un testamento al trabajo puesto en la herramienta y a la calidad de observaciones que genera. El sistema se ha construido a partir de un telescopio reflector tipo Ritchey-Chrétien, con un espejo primario de 30 cm., espejo secundario de 7.2 cm. y 3.8 metros de longitud focal (f/12.7) entregando la luz a un espejo plano inclinado a 45º. Este espejo es móvil, de modo que puede servir, alternativamente, a dos planos focales idénticos. Esta es una de las características más interesantes de ambos sistemas: el contar con dos juegos iguales de detectores, rueda de filtros y cadena de electrónicas de control, permitiendo funcionar a uno mientras que el segundo se mantiene en redundancia, listo para actual en caso de problemas. Los CCD usados son pequeños (384 x 288 pixels, superficie activa de 256 x 256), y cada rueda de filtros cuenta con 11 posiciones: una cerrada para servir de obturador y proteger el sensor, seis filtros de banda ancha para discriminación de color en ultravioleta y visible entre 180 y 580 nm, uno de luz blanca para máxima sensibilidad, dos ocupados con grismas (uno para visible, otro para ultravioleta) y el último con un magnificador. El diseño básico se conservó para Swift, con cambios sugeridos por la operación de OM, como un recubrimiento de fluoruro de magnesio en los elementos ópticos, un elemento para parar la luz dispersada no deseada de llegar al detector, así como nuevas electrónicas y software de control para adecuarlo al nuevo papel, además de hacerlo compatible con los interfaces con el satélite, y una tapa nueva frente a la apertura, derivada directamente del proyecto Triana, la actual misión DSCOVR. Esto nos deja con dos instrumentos virtualmente idénticos, con el segundo con capacidades de actuar de forma automática y autónoma para los objetivos de su misión. No hace falta decir que ambos han superado las expectativas.

Los telescopios en cada observatorio han ayudado enormemente, con el OM en XMM-Newton enriqueciendo los resultados obtenidos en rayos X, al tiempo que compilaba un catálogo de fuentes de observación, encontrando muchas más. Para el UVOT de Swift, además de su información acerca de los GRB’s, también compiló un mapa de fuentes encontradas casualmente, ha sido un prolijo observador de cometas (como el Tempel 1 en el 2005 o el célebre ISON en el 2012), y el mejor momento: capturar por primera vez la luz emitida tras un evento emisor de ondas gravitacionales. A esto hay que sumarle algunas de las imágenes más gloriosas del cosmos capturadas en los últimos años. Todavía tienen tarea para rato.

Allí arriba hay otro observatorio multilongitud de onda, la misión de ISRO Astrosat. Con gran enfoque en los rayos X, esta multiherramienta astronómica también cuenta con capacidades de observar, como OM y UVOT, la gama del ultravioleta. Recibe la denominación de UVIT, Telescopio de Imágenes en Ultravioleta. Lo que hay que decir del aparato es que no es un solo telescopio, son dos, y cada uno está dedicado a un rango de observación. Los dos telescopios son réplicas el uno del otro, con una arquitectura Ritchey-Chrétien con un espejo primario de 37.5 cm., uno secundario de 14 cm y una longitud focal de 4.75 metros. En ambos, los elementos ópticos se han construido mediante cristal de Zerodur. Uno de los telescopios está preparado para observar ultravioleta lejano, el otro, para ultravioleta cercano y visible. El canal de ultravioleta lejano cuenta con una rueda de filtros de ocho posiciones, con una posición bloqueada, dos ocupadas por rejillas de difracción, mientras que el resto permite ver la luz ultravioleta entre los 125 y más allá de los 160 nm. El canal de ultravioleta cercano y visible observa ambos a la vez, contando con un divisor de haz dicrótico. Para el ultravioleta también cuenta con una rueda de filtros de ocho posiciones, dispuesta de manera similar, solo que con una rejilla en vez de dos, observando allá donde termina el otro hasta los 285 nm. En cuanto al canal visible, la rueda es de seis posiciones, con una bloqueada y el resto posibilitando ver entre los 320 y los 530 nm. Los tres canales usan conjuntos de detectores idénticos, un sistema que combina un fotocátodo y una placa microcanal conectados mediante fibra óptica a un sensor tipo CMOS de 512 x 512 pixels. Todo el paquete de Astrosat desplazaba en el momento del lanzamiento poco más de 1500 kg. Además de trabajar en conjunción con los aparatos de rayos X, UVIT se encargaría de observar otras fuentes como cúmulos globulares, nebulosas planetarias, realizaría estudios de morfología galáctica, investigaría la formación estelar en las galaxias, y observaciones profundas en luz ultravioleta de regiones escogidas. Mucho.

Lanzado el 28 de septiembre del 2015, aún sigue en activo, aunque con resultados poco notorios, si bien importantes. Entre lo poco, la detección de una liberación explosiva de materia en Proxima Centauri; el estudio sobre la vigorosa formación estelar en una galaxia enana; o el proceso de fusión de tres cúmulos galácticos en uno solo. Como en el caso de Hisaki, silencioso.

Antes de terminar, hay un concepto de la astronomía en ultravioleta que no hemos explorado y que conviene resaltar: astronomía desde la superficie lunar. Claro, si ya es difícil poner satélites en el espacio, poner gente en la Luna es ya lo siguiente más complicado. El programa Apollo lo hizo, y no fue barato. Si bien las primeras misiones eran casi de exhibición, las tres últimas fueron verdaderamente científicas, haciendo un montón de experimentos y pruebas tanto en órbita como en el suelo selenita. Entre las pruebas estuvo algo verdaderamente novedoso: astronomía ultravioleta desde el suelo lunar. A ver, desde hace muchos, pero MUCHOS, años, se habla del concepto de situar observatorios astronómicos allí, libres de todos los efectos perniciosos que provoca la atmósfera terrestre. Allí, un pequeño telescopio tendría la potencia de los mayores en Tierra, con la ventaja de operar casi continuamente, con noches de casi 15 días consecutivos. Primero había que validar el concepto, y el que se arriesgó fue el Doctor George R. Carruthers, quien ideó un sistema que empleaba un

telescopio pequeño tipo Schmidt de 75 mm. capaz de hacer imágenes y espectrografía, sobre película fotográfica, con el primer modo capturando la luz en dos rangos del ultravioleta lejano (105-126 y 120-155 nm) y el segundo haciendo lo propio entre 30 y 135 nm. El sistema, además, contaba con placas correctoras, una de fluoruro de litio y la segunda de fluoruro de calcio, y empleaba un fotocátodo de ioduro de cesio antes de entregar la luz a la película. Fue llevado a la Luna, concretamente a la región Descartes, durante la misión Apollo 16, alunizando con el módulo lunar Orion el 21 de abril de 1972. Los astronautas John Young y Charles Duke situaron el experimento, conocido oficialmente como Cámara/Espectrógrafo de UltravioletaLejano, sobre la superficie lunar al día siguiente, a la sombra del módulo lunar. Además de 

observar la alta atmósfera terrestre, el viento solar y nubes de gas en el sistema solar, registró pruebas de hidrógeno intergaláctico, y estudió distintas nebulosas, cúmulos estelares y la Gran Nube de Magallanes, siempre operado a mano por uno de los astronautas. En el tercer paseo espacial se recuperó la película, con 178 secuencias en ella, regresando para su revelado posterior, mientras el aparato se quedó en la superficie. El experimento se ha considerado un éxito, y el Dr. Carruthers recibió, en el 2012, una medalla por sus logros, entre ellos este telescopio.

Desde la última misión soviética a la Luna, tardamos en volver a hollar la superficie selenita casi 38 años. Fue la agencia espacial china con su misión Chang’e 3, que depositó en Mare Imbrium un conjunto formado por el lander principal y un rover llamado Yutu. Entre la carga útil del lander había una herramienta verdaderamente interesante: LUT, el 

Telescopio Ultravioleta basado en la Luna. Este sistema buscaba el estudio continuado de estrellas variables y galaxias, con la ventaja de la lenta rotación lunar para observar durante días el mismo objetivo. Dadas las limitaciones de espacio y masa de Chang’e 3, se diseño un sistema compacto y relativamente sencillo. El elemento básico es un espejo plano de apuntamiento, móvil en dos ejes, que entrega la luz al telescopio, una unidad Ritchey-Chrétien con una apertura de 15 cm. (f/3.75) y dos espejos más, el secundario normal y un tercero inclinado a 45º para entregar la luz a una lente correctora y, de ahí, al CCD de 1024 x 1024 pixels, recogiendo luz de ultravioleta cercano centrado en los 250 nm. Pasada la misión 

principal, la mayoría de instrumentos en Chang’e 3 han ido sucumbiendo al frío de la noche selenita, salvo LUT, que siguió observando cada vez que la sonda despertaba. En sus primeros 18 meses, había estudiado al menos 17 estrellas variables a lo largo de 51 observaciones, además de capturar imágenes del cielo, demostrando un rendimiento fotométrico estable en todo momento. Las operaciones de la sonda, y por tanto de LUT, quedaron paralizadas a comienzos del 2019, cuando la misión fue puesta en hibernación para no interferir con las operaciones de Chang’e 4, que llegó a la cara oculta lunar en esos días. La verdad es que se puede calificar a LUT como un éxito.

¿Qué hay del futuro? La verdad es que parece un poco oscuro. Lo único que parece concreto es el proyecto ruso-español-alemán llamado Spektr-UV, también conocido como WSO-UV, el Observatorio Espacial Mundial-Ultravioleta. Este proyecto apunta a seguir la cuerda de misiones ultravioleta espectrográficas como IUE o FUSE, así como ampliar la información recogida por el telescopio Hubble 

con instrumentos como STIS, pero consiguiendo espectrometría de muy alta resolución, yendo más allá de lo que se puede recoger actualmente. Rusia proporcionaría el bus NAVIGATOR, el mismo usado con Spektr-RG, y sobre él se montaría todo el sistema científico, centralizado en un telescopio Ritchey-Chrétien con un espejo primario de 1.7 metros y una longitud focal de 17 metros, sirviendo a dos instrumentos: un paquete espectrográfico con tres sistemas distintos registrando la luz ultravioleta entre 115-176, 174-310 y 115-305 nm, y una cámara con dos canales: ultravioleta lejano (115-176 nm) y ultravioleta-óptico (174-600 nm). Si el desarrollo no se complica, se espera situarlo en órbita terrestre geosincrónica en el 2025 empleando un lanzador Proton. Hasta donde sabemos, este parece ser el único observatorio ultravioleta, en producción o en fase de concepto, que existe en este momento. Sí, está la propuesta LUVOIR, un verdadero mastodonte del cosmos con un espejo primario que baila entre los 8 y los 15 metros de diámetro, pero que estudiaría el cielo de forma simultánea en ultravioleta, visible e infrarrojo. Pero es eso, una idea, un tanto loca, si me preguntáis.

Esto es lo que da y ha dado de sí el ultravioleta. La que comenzó como la más prometedora ha quedado casi relegada al olvido, pasando el énfasis a los rayos X y al infrarrojo. Los tiempos cambian, y la astronomía cambia con ellos.