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.
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.
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
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. 
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.
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.
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