Bajo el rojo: Telescopio Espacial James Webb

No hace falta decirlo, pero el telescopio Hubble ha sido, es, y seguirá siendo una herramienta indispensable para el estudio del cosmos, de lo más cercano a lo más lejano. En los más de 31 años que lleva en órbita nos ha proporcionado descubrimientos espectaculares, y el mayor de todos ellos es la confirmación de que el universo se sigue expandiendo, y más rápido de lo que todos imaginaban. Su calidad de imagen es inigualable, y desde Tierra, sólo los más grandes observatorios se le acercan. A pesar de todo, el telescopio Hubble está, en algunos casos, limitado. Su fuerte es la observación en las longitudes de onda visible y gran parte del ultravioleta, pero poco, muy poco, del infrarrojo. Esto hace que su alcance, en el espacio y en el tiempo, sea limitado. Para mirar más lejos, entre lo que ahora podemos ver con él hasta la primera luz del cosmos, la radiación de fondo en microondas, emitida 380.000 años después del Big Bang, necesitamos un telescopio con la calidad óptica del telescopio Hubble, pero registrando longitudes de onda infrarroja. Si todo transcurre como debe, esta herramienta crucial pronto estará en el espacio.

La historia del telescopio espacial Hubble es una de las más largas de la astronáutica. Arrancó allá por 1970 después de que OAO-2 Stargazer demostrase que un telescopio en órbita no solo era posible, sino una excelente idea, y una fuente de descubrimientos imposible de conseguir con los telescopios basados en Tierra. Su desarrollo fue largo, complejo, costoso, y con obstáculos, y su tiempo en órbita, además de productivo, también ha tenido sus problemas. La clave de su longevidad es, por supuesto, la posibilidad de ser reparado y actualizado en órbita, y en las diversas misiones de los transbordadores, el telescopio ha recibido instrumentación más moderna y hardware de funcionamiento a la última, pero de la visita final ya han pasado 12 años, y los problemas empiezan a multiplicarse. Sin embargo, ahí sigue, al pie del cañón. Es más, ha visto el despegue y desactivación de otros observatorios, más recientes, que han registrado todo tipo de longitudes de onda, desde los rayos gamma hasta las emisiones de radio. Está claro que, algún día, el telescopio Hubble acabará claudicando, y por eso, los científicos y técnicos que han trabajado y trabajan con él ya estaban pensando en un sustituto, que fuera más allá, en lo técnico y en lo científico, para poder ampliar aquello que se pudiese conseguir. De ese dicho, al hecho actual, ha pasado un trecho de 32 años.

La idea de un nuevo observatorio espacial que sustituyese al telescopio Hubble surgió en un taller organizado por la NASA y el operador del telescopio (el Instituto Científico del Telescopio Espacial o STScl) en 1989 en las instalaciones de esta última institución. Esta reunión sirvió para esbozar cómo debía ser, y qué debería hacer una vez en el espacio. Con la rueda en marcha, con los años siguientes se fue perfilando el sentido de la nueva misión, llamada provisionalmente NGST, Telescopio Espacial de Nueva Generación. Aquello dio al siguiente capítulo, cuando fue recomendado, en 1996 a la NASA, y en el extenso documento de recomendación se sugería que el telescopio observase en longitud de onda infrarroja, y que su espejo primario tuviera un tamaño superior a los cuatro metros de diámetro. Esto era muy superior al que equipa el telescopio Hubble, de 2.4 metros, e infinitamente superior al del observatorio de infrarrojos SIRTF (Spitzer desde el 2003), entonces en construcción, con un pequeño espejo primario de 85 cm. ¿Por qué tan grande? Porque, cuando mayor sea un telescopio, mayor es su capacidad de recoger luz y, por lo tanto, más información se puede obtener. En esencia, se buscaba situar en el espacio el mayor espejo primario que fuese práctico de encajar en la cofia de un cohete. Así, la NASA acabó dando el visto bueno, y al proyecto se sumaron la Agencia Europea del Espacio y la Agencia Espacial Canadiense.

Con el programa del nuevo observatorio espacial iniciado formalmente, se lanzaron las primeras especificaciones. En esta fase, lo que se buscaba era la respuesta de las diversas firmas industriales para ver qué soluciones técnicas obtenían a los requisitos emitidos por la NASA. El principal era un telescopio de OCHO metros de diámetro. Hacia el año 2000, se mostraron los resultados de los estudios hechos por cada firma que tenía intención de fabricarlo, todos muy similares entre sí, pero con un diseño radicalmente diferente a los telescopios espaciales actuales (en ese momento) y futuros. Al final, la responsabilidad principal cayó en la Northrop Grumman de California, pero otras firmas también participaron en el desarrollo y fabricación del observatorio. Fue en el año 2002 en el que se dio forma definitiva al nuevo observatorio, tomando diversas decisiones, muchas dictadas por el coste total, entre ellas el de reducir el tamaño del espejo primario de 8 metros a 6.5. También se seleccionó la instrumentación de a bordo (y las instituciones responsables). Y, finalmente, el nombre de la misión. Fue la NASA, de acuerdo con la ESA y la CSA, quien los escogió, nombrándolo en honor al segundo Administrador de la agencia, James E. Webb, célebre por poner la ciencia como el objetivo número uno de la agencia, y primordial en su impulso al programa lunar Apollo. Una decisión, en los últimos tiempos, llena de controversia, que ha provocado dimisiones y propuestas de cambio de nombre. Pero la NASA no se ha movido nada en su decisión, y el telescopio conserva su nombre.

¿Qué llevó a escoger el infrarrojo para el telescopio James Webb? Varias, pero una en especial. Sí, el telescopio Hubble es una herramienta excepcional, pero cuando mira hacia el universo más lejano a nosotros, y por lo tanto más temprano, tiene su limitación. Abarca una sección MUY pequeña del espectro infrarrojo, lo que le impide llegar a las primeras galaxias creadas. Sólo juntándose con Spitzer (activo hasta el 2019) era capaz de llegar algo más lejos, pero no mucho más. La causa está en lo que en astronomía se llama (por favor, risas no) corrimiento o desplazamiento al rojo. En términos más o menos simples, al expandirse el universo, las distancias se amplían. Por eso, desde nuestra perspectiva terrestre, un objeto que se aleja de nosotros, no sólo se mueve en su situación, también, espectralmente, desplaza sus líneas de emisión hacia la longitud de onda roja del espectro visible. Así, cuanto más se aleja, más se desplaza hacia el rojo, entrando así en el infrarrojo. Así, si queremos ver la infancia del universo, con las primeras galaxias formadas tras el Big Bang, necesitamos observar más allá del rojo. Esta es la principal razón, pero hay otras, que hará que el telescopio James Webb estudie otras cosas, como el nacimiento estelar y de los sistemas planetarios, evolución galáctica, así como nuestro propio sistema solar, entre otros muchos temas. Continúa, así, el programa abierto con su antecesor.

Imagen del telescopio Hubble del Campo Ultraprofundo, llegando hasta 13 billones de años luz. Sólo aquí hay casi 10.000 galaxias.

Construir el telescopio James Webb ha sido un proyecto de envergadura, y su producción arrancó en el año 2004. En el año 2008 se anunció un lanzamiento para el año 2013, como muy pronto, y poco después, se demostró que era absolutamente optimista. Igual que su antecesor, los retrasos posteriores se han debido, más que nada, a la envergadura de los trabajos, y a la necesidad imperiosa de desarrollar nuevas tecnologías y materiales para su fabricación y ensamblaje. Al final, fueron dos los lugares donde se acabó desarrollando toda la acción: en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard de Maryland, donde cobró forma todo el telescopio y recibió su instrumentación, y la nave de montaje de Northrop Grumman en California, responsable de la producción del módulo de servicio y otros elementos del observatorio, cruciales para su correcto funcionamiento. No fue hasta el 2019 cuando las dos mitades se integraron al fin.

El telescopio James Webb no se parece a nada que se haya lanzado al espacio. Su arquitectura es muy distinta a la de los observatorios ópticos lanzados al espacio, y su característica más visible es la de tener un telescopio abierto al espacio, similar a la del telescopio Herschel de la ESA, con el espejo monolítico más grande enviado al espejo, una unidad de 3.5 metros. El del telescopio James Webb es el doble de grande. Es una maravilla de la tecnología, sí, pero también ha sido un enorme dolor de cabeza para los ingenieros. Es cierto que se ha construido como dos mitades, pero realmente son tres los elementos principales del observatorio, todos vitales para la misión. Como toda misión, un elemento básico es el bus de satélite. Es una estructura en forma de caja rectangular, elaborada a partir de compuestos de fibra de carbono y grafito, para dotarlo de la mayor ligereza posible. Mide 3.5 metros de largo, y tiene una envergadura, con sus paneles radiadores desplegados, de 6.8 metros. En la plataforma inferior se sitúa el anillo de unión a la etapa superior del lanzador; la superior sirve para el acoplamiento mecánico, eléctrico y de datos con el telescopio en sí. Todos los sistemas básicos de

funcionamiento están alojados en el bus. Los sistemas de computación y comunicaciones son un único paquete integrado. En el ordenador todas las operaciones las gestiona el Procesador de Telemetría y Comandos, con autonomía suficiente como para operar por su cuenta durante el tiempo necesario. Junto a este elemento, se sitúa el grabador de estado sólido de a bordo, con capacidad para 65 GB. En cuanto a las comunicaciones, se emplea un sistema dual y tres tipos distintos de antenas. Bidireccionalmente, el telescopio usará la frecuencia de radio de banda-S, empleando dos antenas de baja ganancia, y preferentemente una de media ganancia de 20 cm. de diámetro, con ratios de comunicación de hasta 40 kbps. Pero para la descarga de la abundante información científica generada empleará un sistema de banda-Ka acoplado a una antena de alta ganancia de 60 cm. de diámetro. Ésta y la de media ganancia se sitúan en una plataforma articulada para mantenerlas apuntadas hacia la Tierra en todo momento, incluyendo maniobras de cambio de posición de un objetivo y otro. En banda-Ka, será capaz de transmitir a cadencias de 0.88, 1.75  3.5 Mbps, siendo el tercero el designado como el por defecto. Así, será suficiente como para

volcar, durante las ventanas de comunicación de 4 horas con las antenas de la Red de Espacio Profundo de la NASA hasta 28.6 GB cada vez. Como es habitual, obtendrá la energía del Sol, usando un panel solar de cinco secciones y 5.9 metros de largo. Situado en el extremo trasero del bus, se inclina hacia atrás en un ángulo de 20º para evitar insolación directa. Generará 2000 W de electricidad, suficiente para hacer funcionar todos los sistemas de a bordo, y cargar sus baterías de ión-litio. El sistema de control de actitud se ha diseñado para ser todo lo preciso posible, y cuenta con todo tipo de sistemas para saber su posición en el espacio y mantenerse fijo sobre un objetivo. Para ello, cuenta con un grupo de sensores solares, tres escáneres estelares (se necesitan dos), seis ruedas de reacción y giróscopos del tipo resonador hemisférico, una tecnología estrenada por la sonda NEAR-Shoemaker, lanzada en 1996. Estos giróscopos tienen la ventaja de ofrecer una fiabilidad a toda prueba (no se puede decir lo mismo de los del telescopio Hubble, lamentablemente) pero no son tan precisos como otros, requiriendo un sistema adicional, situado en el elemento científico de la misión. El telescopio James Webb cuenta con algo que su predecesor no tiene: propulsión. Sí, porque allá donde va es vital. Uno de los sistemas es un sistema bi-propelente, es decir, usa tanto combustible como oxidante. Se organiza en dos pares, uno hacia el centro de la plataforma, en el interior del anillo de unión al lanzador, y un segundo en una prolongación situado de manera opuesta al panel solar. Usará este sistema durante las maniobras. El segundo sistema es monopropelente, usando únicamente combustible. Como en las sondas espaciales, lo usará principalmente para descargar la inercia acumulada en las ruedas de reacción, pero en caso necesario puede emplearlo para maniobrar todo el observatorio. Dos tanques de combustible de titanio albergan cantidad de consumibles suficiente como para poder operar hasta diez años y medio, dependiendo del rendimiento del sistema una vez en el espacio. En cuanto a la protección termal del bus, lo básico: mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. Quizás el elemento más

crucial del telescopio James Webb, más incluso que el telescopio, es su escudo solar. Ya hemos dicho que, como Herschel, es un telescopio abierto al espacio, pero como todo observatorio de infrarrojos, necesita temperaturas muy frías para operar. No se recurre al helio líquido superfluido de otras misiones, se confía en el propio frío del espacio para bajar la temperatura. Es por eso que, para evitar que la luz solar llegue tanto al telescopio como a los instrumentos y entorpecer su trabajo, se ha diseñado un parasol gigante. Tiene forma, aproximadamente, de diamante, con los extremos delantero y trasero recortados, y plenamente desplegado, ofrece unas medidas de 21.197 metros de largo por 14.16 metros de ancho. Para que lo pongáis en perspectiva, es tan largo como una cancha de tenis. Cuenta con cinco capas fabricadas a base de kapton, el mismo material usado en las mantas multicapa de los satélites y las sondas, y cada una de ellas está recubierta de una película de aluminio. Además, las dos primeras también cuentan con un recubrimiento extra de silicio tratado. Son grandes elementos, pero a pesar de ser muy finos (0.05 milímetros de grosor la primera, 0.025 el

resto, y los recubrimientos son de 100 nanómetros de grosor el de aluminio, y 50 el de silicio), se han diseñado para ser extremadamente resistentes, con los impactos de micrometeoritos en mente. Se da la circunstancia de que, a medida que se alejan del Sol, las capas se hacen más pequeñas. Cuando se desplieguen, las cinco capas se separarán entre sí, dejando entre ellas un espacio vacío. Lo que se busca es rechazar todo el calor solar posible en cada capa, de tal forma que la última será la barrera final rechazando lo poco que queda. El escudo solar separará efectivamente el lado caliente del observatorio (es decir, el bus) del lado frío, el telescopio y la instrumentación. De este modo, mientras que las zonas en insolación soportarán temperaturas de hasta 125º C, la zona fría acabará con una temperatura tan baja como -233º C. Claro, este escudo ofrece una gran superficie al viento solar, así que para ayudar a mantener equilibrado el observatorio frente a esta presión, el extremo trasero del escudo posee un flap de corrección, actuando como una vela en un velero en la Tierra. No se puede ajustar una vez en el espacio. Para mantener esta estructura fija y en tensión, usará mástiles telescópicos, sistemas de despliegue, barras extensoras y carretes de cable. Todo se moverá con una serie de motores eléctricos, y cada mástil tiene su propio sistema de retención para que cada extremo se detenga una vez llegado al fin del despliegue. Todo por el frío. La tercera y última parte del telescopio James Webb es su elemento científico. En conjunto recibe el nombre de OTE, el Ensamblaje Telescópico Óptico, que conjuga el

telescopio en sí y la instrumentación. Para recoger el máximo de luz, ha recibido el mayor espejo primario que se pretende lanzar al espacio. Puesto que, al inicio del proyecto, el tamaño era de ocho metros, pero se redujo por presupuesto a 6.5 metros, este tamaño no encaja en las cofias de los cohetes. Por ello, se recurrió a la misma solución que se ha aplicado a los grandes telescopios más recientes, como los Keck de Hawaii, el Gran Telescopio de Canarias o los cuatro del conjunto VLT de Chile: dividir el espejo primario en segmentos hexagonales. Así, sobre un enorme armazón ligero pero muy estable y resistente de compuestos de grafito se ha construido todo el montaje del espejo primario, compuesto por 18 segmentos hexagonales. Construidos por la firma Ball (que también produjo Spitzer y WISE), cada uno mide 1.32 metros de diámetro, están construidos en berilio, y son

extremadamente ligeros, sólo 20 kg. cada uno. Como último detalle, todos los segmentos han recibido una capa micoscópicamente delgada (100 nm, más de 1000 veces el grosor de un cabello humano) de oro, el perfecto reflector del infrarrojo. Una vez situados, dan forma a la visión más icónica del observatorio, su espejo primario dorado. Se ha diseñado para evitar huecos entre los distintos segmentos y, mediante 132 actuadores, para ser reajustado en el espacio y conseguir el enfoque óptimo. Cada segmento es reajustable individualmente, moviéndose a tal escala que sería imperceptible al ojo humano, apenas entre 5 y 6 nanómetros. Una vez con todo en su sitio, el espejo primario ofrece una superficie convexa de 25 m². Toda la luz recogida por el primario es reflejada hacia el espejo secundario. Separado de él por una estructura trípode de 7.6 metros de largo, el espejo secundario está fabricado en berilio, es redondo, convexo, y también recubierto de oro. Y de ahí, la luz llega al Subsistema Óptico Trasero. Está en el interior de una suerte de torreta negra que sale del centro del espejo primario, albergando tanto el espejo terciario, como el espejo de dirección precisa, antes de alcanzar la instrumentación. Estos dos espejos

también son de berilio, y también cuentan con recubrimientos de oro. Por lo tanto, es un telescopio en configuración anastigmático de tres espejos, tipo Korsch, proporcionando imágenes libres de aberración óptica, y contando con una longitud focal enorme, de 131.4 metros (f/20). Todos los instrumentos se almacenan en una única estructura conocida como ISIM, el Módulo Integrado de Instrumentos Científicos, alojando no sólo los aparatos, también sus electrónicas y otros elementos, estando coronado por un gran radiador en su parte superior inclinada. Son cuatro los instrumentos allí integrados, capaces de funcionar al mismo tiempo con la misma luz recibida. El primero se llama NIRCam, Cámara de Infrarrojo Cercano. Es la principal herramienta de imágenes de a bordo, aunque sus prestaciones van algo más allá. Todos los elementos se han fijado a una gran y ligera placa elaborada en berilio, por ligereza y resistencia. Desde el telescopio, la luz es obtenida por un

espejo de recogida (rectangular pero esférico, cóncavo, fabricado en un sustrato de sílice fundida aligerado, y con un recubrimiento de plata), motorizado usando tres actuadores, para enfocar la luz de forma óptima. Desde ahí, un segundo espejo introduce la luz del sistema, pasando por un grupo de lentes triple para colimación de la misma, hasta llegar a un divisor de haz dicrótico. NIRCam es un instrumento de dos canales, Onda Corta y Onda Larga. El divisor sirve para ser opaco a la Onda Corta, y transparente a la Onda Larga. En ésta última el camino es directo, atravesando un par de ruedas de filtros (elaboradas en titanio) con la primera siendo la rueda de pupila (principalmente, como diagnóstico) y la segunda siendo la verdadera de filtros, cada una con 12 posiciones. Tras cruzar el par de ruedas, atraviesa un nuevo grupo de lentes triple, llegando al plano focal. Para el de Onda Corta, el divisor (construido en silicio, 85 mm. de diámetro, 15 mm. de grosor, inclinado 35º, con recubrimientos multicapa a ambos lados) desvía a un lado el haz, haciendo que cruce un ensamblaje idéntico de dos ruedas (pupila y filtro) para atravesar un grupo propio de lentes triple, pero de ahí va a un espejo (por razones de espacio) para doblar el haz hasta llegar al plano focal. Los dos canales del instrumento usan el mismo tipo de sensores, detectores de mercurio-cadmio-telurio de 2040 x 2040 pixels, tipo H2RG (los mismos usados en el sistema LEISA de L’Ralph de Lucy). El canal de Onda Corta usaba cuatro en total en un agrupamiento cuadrado, y el de Onda Larga sólo usa uno, con la particularidad de que una imagen del conjunto de Onda Corta abarca el mismo segmento de espacio que el único de Onda larga. El sistema completo abarca entre 0.6 y 5 micrones, con los dos canales yendo entre 0.6 y 2.3 micrones (Onda Corta) y 2.4 y 5 micrones (onda larga). Además de obtener imágenes de alta resolución y altísima calidad, NIRCam se preparó para hacer estudios de coronografía en objetos astronómicos, usando una serie de máscaras, ubicada justo después del espejo de recogida, y elementos especiales en cada rueda de pupila, para así suprimir la luz de un objeto excesivamente brillante para revelar otros cuerpos invisibles (especialmente, exoplanetas). Además, y sólo en el canal de Onda Larga, podrá realizar espectroscopia, de baja resolución, moviendo la rueda de pupila hasta su posición hasta dos posiciones de grisma (es decir, combinación de prisma y rejilla de difracción), sin necesidad de una estrecha abertura, típica en muchos espectrómetros. Una última función será la de cámara de enfoque del telescopio, y para ello contará con varios espacios en la rueda de pupila, y un ensamblaje de lente de pupila justo antes del plano focal del canal de Onda Corta. Así, gobernando el espejo de recogida, y situando todo el grupo de pupilas en posición, se encargará de comprobar el alineamiento de los segmentos del espejo primario para conseguir el enfoque óptimo. Resulta interesante el uso de los tres grupos triples de lentes, en una aproximación refractiva, pero así se ahorra espacio. Cada grupo de lentes tiene un diámetro propio (colimador: 94 mm; Onda Corta, 54 mm; Onda larga: 58 mm), pero los tres se construyen usando los mismos materiales: cada lente de un material: fluoruro de litio, fluoruro de bario y seleniuro de cinc. Un último detalle es que el instrumento posee dos módulos, A y B. Así, la arquitectura del instrumento es tal que la base de montaje sirve para montar un segundo instrumento, virtualmente idéntico, en el otro lado, no sólo como redundancia, también para operar en conjunto, pero variando un poco las condiciones si se quiere. Por lo tanto, uno es la imagen de espejo del otro. La institución responsable del instrumento es la Universidad de Arizona. NIRSpec es el Espectrógrafo de

Infrarrojo Cercano del telescopio Webb. Es, posiblemente, la herramienta más versátil de todas las que monta el observatorio. Su principal tarea es la espectroscopia de los objetos celestes que observe, pero sin renunciar a capturar imágenes de ellos. A diferencia de NIRCam y su aproximación refractiva, NIRSpec usa un sistema totalmente reflectivo para entregar la luz a sus detectores. También emplea un sistema de recogida de luz, aquí consistente en dos espejos. Con la luz infrarroja dentro del instrumento, llega al primero de los tres espejos que son las ópticas delanteras. De este primero, la luz viaja a un segundo espejo, más pequeño, situado junto al montaje de espejos de recogida y, antes de llegar al tercero y último, atraviesa una de las ocho aberturas de la rueda de filtros. Estos tres espejos son de diseño asférico. Saliendo del tercer espejo de las ópticas delanteras, la luz llega a un par distinto de espejos, el Ensamblaje del Mecanismo de Reenfoque, que doblan y enfocan la imagen para introducirla en el corazón de NIRSpec. Esta sección se divide en dos partes, y la primera le proporciona unas prestaciones no vistas en el espacio. Como muchos espectrómetros y espectrógrafos, para hacer un examen apropiado de la luz, se suele situar una placa entre el telescopio de recogida y el elemento dispersor (por lo general, una rejilla de difracción) con una abertura rectangular, larga a lo ancho pero estrecha

en lo alto. NIRSpec lo lleva al máximo con el Conjunto de Microobturadores. Está compuesto por cuatro placas en la que cada una cuenta con miles de diminutas aberturas del grosor de un cabello humano, y cada una de las aberturas posee una tapa que se abre aplicando un campo magnético. En total son un cuarto de millón de microaberturas, y lo más extraordinario es que se pueden abrir o cerrar de forma independiente. Así, el telescopio James Webb será capaz de hacer espectroscopia multiobjetos, analizando al mismo tiempo hasta doscientos cuerpos celestes distintos a la vez. Junto con esta capacidad, también puede realizar espectroscopia de un solo objeto, y para ello cuenta con la segunda parte: la Unidad de Campo Integral o

IFU. Para hacerlo, todos los microobturadores cierran, para abrirse una minúscula abertura cuadrada en la parte inferior del marco que aloja los cuatro conjuntos. Desde allí, alcanza un par de espejos que magnifican la imagen, entregándola a un disector de imágenes. Este elemento, formado a partir de 30 superficies de espejo apiladas, cada una con su propia forma, curvada e inclinada, que disecciona la imagen en tiras estrechas, creando treinta espectros de la imagen. Del disector viaja a otros dos conjuntos de espejos, llamados de pupila y de abertura, ya que también sirven al conjunto de microobturadores. Los de abertura son importantes porque reensamblan la imagen y la introducen en el espectrógrafo. Del IFU y los últimos espejos mencionados la luz llega a otro grupo de tres espejos, el grupo de colimación, para alcanzar una rueda de rejillas, de ocho posiciones. Es aquí donde se hace la discriminación final, ya que cuenta con tres rejillas para espectroscopia de alta resolución, tres para media resolución, y un prisma para baja resolución. La última posición es un espejo plano únicamente para adquisición de objetivo o verificación de posición del campo de visión. Finalmente, llega la última parte, los tres espejos de la cámara, el paso final hasta llegar a sus sensores, del mismo tipo que los de NIRCam pero de 2048 x 2048 pixels, y separados físicamente entre sí, creando un hueco entre imágenes y cobertura espectroscópica. NIRSpec cubre el infrarrojo cercano en la gama de los 0.6 a 5.3 micrones, y además de la espectroscopia, ofrecerá la capacidad de generar imágenes de los objetivos a estudiar. Entre sus objetivos, uno de los más excitantes será el estudio exoplanetario, enfocado especialmente en las atmósferas de los planetas extrasolares. Esta es una de las dos grandes contribuciones de la ESA, si bien es cierto que tanto los microobturadores como los detectores proceden del JPL. La contribución canadiense al proyecto es NIRISS,

Cámara y Espectrógrafo sin Abertura de Infrarrojo Cercano. Técnicamente, combina una aproximación reflectora como NIRSpec, pero una operación sencilla como NIRCam. Un espejo de recogida introduce la luz al instrumento, llegando a un grupo triple de espejos, todos ellos de aluminio y con recubrimiento dorado, que es el grupo de colimación. De ahí, la luz viaja hasta cruzar un conjunto de dos ruedas, de pupila y de filtros (nueve en cada una), para llegar a otro grupo triple de espejos, que entregan la luz al plano focal, compuesto por un detector, de tipo idéntico a los montados en los dos instrumentos anteriores, abarcando una superficie activa de 2040 x 2040 pixels, y sensible al infrarrojo cercano entre los 0.6 y los 5.2 micrones. Toda la ciencia se hará en las dos ruedas, la de pupila y la de filtros. En ambas, muchas de las posiciones cuentan con filtros infrarrojos, muchos siendo repuestos del canal de Onda Corta de NIRCam, mientras que otros son exclusivos. El resto de posiciones (los filtros ocupan seis en cada rueda) los ocupan las herramientas de espectrometría y el resto de modos del aparato. Dos son espacios claros, con el de la rueda de pupila ocupado por un diminuto disco para alineamiento de referencia, usado sólo durante el montaje y las pruebas en Tierra. Otras tres posiciones (una en la rueda de pupila, dos en la de filtros) están ocupadas por grismas para hacer espectroscopia de media y baja resolución sin recurrir a aberturas estrechas. Los de la rueda de filtros son complementarios, porque están situados de tal modo que están rotados 90º el uno del otro. Así, mientras uno dispersa la luz en el sensor siguiendo las filas de pixels, el otro lo hará siguiendo las columnas, formando un espectro completo. El tercer grisma, en la rueda de pupila, hará la espectroscopia de media resolución, y está especialmente dispuesto para estudios exoplanetarios de tránsito. De esta manera, con los grismas de baja resolución, NIRISS realizará espectroscopia de campo ancho de múltiples objetos, y con el de media, de un solo objeto. Pero eso no es todo, porque la última posición la ocupa una máscara no redundante. Se ha situado para una técnica llamada interferometría por enmascaramiento de apertura. Esta máscara cuenta con un total de siete diminutos agujeros hexagonales, que corresponden, exactamente, con hasta siete de los segmentos ópticos del espejo primario, siete situados en el borde externo. Resultará especialmente útil para estudios de los alrededores de objetos particularmente brillantes, para ver si a su alrededor se ocultan algunas sorpresas, como exoplanetas, enanas marrones, aunque también, usando técnicas de síntesis de apertura, para estudios de objetos como núcleos galácticos activos. A pesar de su aparente sencillez, NIRISS ofrece prestaciones que otros instrumentos pueden ofrecer. Además de espectroscopia (0.8 – 2.2 micrones en modo de campo ancho; 0.6 – 2.8 en modo individual), coronografía e interferometría (2.8 – 4.8 micrones), también capturará imágenes (0.8 – 5 micrones). Pero esto no es todo, porque en NIRISS hay otro elemento crucial del observatorio, el Sensor de Guiado Preciso o FGS. Está en el mismo montaje del instrumento, pero en el lado opuesto a él en la placa base, al estilo de los dos canales de NIRCam. Así, los dos primeros elementos son, en esencia, idénticos, con un espejo de recogida, sirviendo a un grupo de tres espejos, para luego llegar al Mecanismo de Enfoque Preciso, un espejo ajustable, y de ahí, a los dos sensores, también idénticos al usado en el instrumento, y sensibles al infrarrojo cercano entre los 0.6 y 5 micrones. La función del FGS es básica: conseguir que el observatorio consiga una estabilidad de observación fantástica para poder, así, entregar los resultados que se buscan. Es cierto que el sistema de control de actitud se ha diseñado para ser muy preciso y estable, pero los giróscopos que usa no son TAN precisos. Gran parte de apuntar el telescopio a cada objetivo lo hace el propio observatorio con los sistemas instalados en el bus, aunque tienen su límite. Para otorgar la precisión y estabilidad final se usa el FGS. Este sistema, en conjunción con el espejo de dirección preciso del propio telescopio, busca una serie de estrellas guía en el campo de visión de cada detector (estrellas previamente cargadas en un catálogo de a bordo) y, una vez encontradas, fijarse en ellas. De este modo, el sistema de control de actitud obtiene los datos necesarios para alcanzar la estabilidad y precisión necesarios que es el requisito básico de este observatorio. Es más, será capaz no sólo de usarlo para observar cuerpos celestes “fijos”, también podrá seguir con él objetos en movimiento, es decir, miembros del sistema solar. Para fijar las estrellas, el sistema usará diversos sub-conjuntos de pixels. Primero, la cámara (puesto que lo es) obtiene una imagen de su campo de visión (distinto al de NIRISS), con el que encuentra las estrellas guía. Generalmente, tendrá al menos una en cada campo de visión. Entonces, pasa a la adquisición, por lo que el sistema reduce el área sensible a un sub-conjunto de 128 x 128 pixels, y con la estrella en el centro, el sub-conjunto se reduce aún más, a 32 x 32 pixels, para pasar a modo de seguimiento, lo que es decir, que si la estrella guía se desplaza, el subconjunto la seguirá. ¿Cómo sabrá el sistema de control de actitud que la estrella se mantiene centrada? En esencia, tomando imágenes de ese sub-conjunto, una cada 64 milisegundos. Confirmado el posicionamiento, el FGS, y por tanto el telescopio, pasa a modo de guiado preciso (el sub-conjunto se reduce aún más, a 8 x 8 pixels, la información pasando también al sistema de actitud cada 64 milisegundos), comenzando la observación. En caso de perder el seguimiento de la estrella guía, FGS retornará a modo de seguimiento antes de reanudar la observación. Y finalmente, MIRI, el

Instrumento de Infrarrojo Medio. Como el único de todos en no ver el infrarrojo cercano, su misión será muy importante. Se ha diseñado para hacer diversas tareas, y en su construcción se ha optado por una aproximación modular. El primer segmento cuenta con el espejo de recogida, nada nuevo en esto, pero lo siguiente, el IOC, conjuga más elementos ópticos y la unidad de calibración. Es cierto que todos los instrumentos la tienen, pero aquí está en el medio del paso. Esta IOC sirve para retransmitir la luz a las dos partes funcionales del instrumento, y la primera es MIRIM, el Módulo de Imágenes de MIRI. No os dejéis engañar, su función será triple, en realidad. Es cámara, sí, pero al mismo tiempo será coronógrafo y espectrómetro de baja resolución. Desde las ópticas de la IOC, la luz entra en MIRIM por una abertura en la carcasa del aparato, hasta alcanzar el primer

espejo, una unidad elipsoidal que es el colimador del aparato. La luz formada en él es retransmitida por un segundo espejo, plano, para después atravesar las aberturas de la rueda de filtros, de 18 posiciones. Así, el primer espejo sirve para hacer que la luz recogida encaje en las aberturas circulares de la rueda de filtros. Pasada la rueda, llega a un grupo triple de espejos, antes de entregar la luz al sensor. Simple en apariencia, hasta que entran en juego los otros elementos. Para imágenes, sólo basta con posicionar la rueda en una de las 10 posiciones normales de filtros. Para coronografía, además de otras cuatro posiciones en la rueda, con diafragmas y filtros coronográficos, se usa

además una máscara que puede situarse en la abertura de la carcasa, que cuenta con hasta cinco tipos de máscara. El último modo es el de espectroscopia de baja resolución, usando para ello una abertura en la máscara de la apertura y una de las posiciones de la rueda, ocupada por un prisma doble. Esto deja otras tres posiciones, ocupadas por un filtro de densidad neutral, una posición opaca para calibración y una última para pruebas en Tierra. Todos los elementos ópticos dentro de MIRIM, como la propia carcasa, están fabricados en aluminio, y cuentan con recubrimientos dorados, como el propio telescopio. Lo interesante de todo es que las tres funciones que realizará MIRIM utilizan un único detector, dividido en las áreas de imagen, coronografía y espectrometría, sin interferencias entre ellas. En el caso del espectrómetro de baja resolución, podrá usar, indistintamente, la abertura en la máscara, o no emplearla, para espectroscopia sin abertura. La segunda es MRS, el Espectrómetro de Media Resolución. En realidad, se trata de dos sistemas

virtualmente idénticos, servidos por un grupo de ópticas común llamado Pre-Ópticas del Espectrómetro, registrando así cuatro bandas espectrales simultáneas en los dos sistemas, llamados Ópticas Principales del Espectrómetro, SMO’s, albergando cada una un par de elementos denominados aquí también IFU’s, o Unidades de Campo Integral. En el sistema de Pre-Ópticas se hace la primera división de la luz. A través de la apertura desde la IOC, la luz alcanza un par de ruedas de filtros dicróticos y rejillas (tres filtros y cuatro rejillas en total), dividiendo el haz entrante en cuatro, dos por cada SMO. Antes de entrar allí, cada haz penetra en cada IFU. Con la luz dentro, primero

llega a un cortador de imágenes, que secciona la imagen en pequeñas tiras, reflejándolas hacia una máscara de pupilas de salida (una por cada tira), para llegar a otra máscara, ésta con diminutas aberturas, también una por tira, y finalmente, a un conjunto de espejos, que reforman la imagen. Dentro de cada IFU, la imagen adquirida se sub-divide en dos imágenes. Al salir de las IFU’s, entran ya en las SMO’s, a partir de un grupo de rejillas situadas en una rueda, que casualmente es la misma que las situadas en las Pre-Ópticas, pero sobre el

mecanismo de rotación, cada una con seis rejillas. Tras su dispersión, los dos canales van a un primer espejo, exclusivo para cada canal, para ser concentrado para ser llevado a cada plano focal por otros dos espejos. Así, cada canal se refleja en una mitad del sensor. MIRI es el único instrumento que usa un tipo distinto de detector, denominado IBC o Conductor de Banda de Impurezas, de silicio dopado con arsénico, una tecnología de sensores infrarroja ya usada en misiones previas, como Spitzer, Akari o WISE, pero con un gran formato, de 1024 x 1024 pixels. Esto nos lleva al último elemento básico de MIRI: su criorefrigerador. Ya hemos hablado de las medidas tomadas para conseguir el enfriamiento pasivo de la parte científica usando su gran escudo solar, reduciendo su temperatura a -233º C. Sin embargo, los detectores de MIRI necesitan estar más fríos todavía, a -266º C. Para ello, usará un sistema muy complejo, que usa gas de helio como refrigerante, reduciendo así la temperatura hasta la necesaria. MIRI ubica sus detectores de una forma muy curiosa, porque en vez de agregarse a las estructuras de cada parte del instrumento, por el contrario, aprovecha ventanas abiertas en las carcasas para recibir la luz, así evitando exceso de calor y facilita su refrigeración. Los sensores son tres, uno en MIRIM y dos en MRS, registrando el infrarrojo entre 4.9 y 28 micrones. En los cuatro modos, las imágenes cubren casi todo el espectro sensible (5 y 28 micrones), los modos coronográficos usan 10.65, 11.4, 15.5 y 23 micrones, el espectrómetro de baja resolución registra entre 5 y 12 micrones (con o sin abertura), mientras que en espectroscopia de media resolución, cubre todo el espectro, con MRS dividiéndolo en cuatro canales: los número 1 (4.9 – 7.52 micrones), 2 (7.48 – 11.75 micrones), 3 (11.52 – 18.08 micrones) y 4 (17.65 – 28.34 micrones), y cada canal dividido en tres sub-canales: corto, medio y largo. Para los estudios cosmológicos, MIRI será el instrumento básico, sobre todo cuando se busque mirar a las primeras galaxias de universo, pero como el resto, no se quedará ahí. Ha sido diseñado y construido a medias entre la ESA y la NASA. Con todo en su sitio y completamente cargado de combustible, el telescopio James Webb declarará una masa máxima de 6.200 kg., unas cinco toneladas menos que el telescopio Hubble.

Ha quedado claro: el telescopio James Webb es una máquina muy compleja, y un dolor de muelas para sus diseñadores e ingenieros. Típicamente, al diseñar un vehículo espacial, lo que se busca es que posea la menor cantidad de partes móviles posible (si es cero, mejor), pero en este observatorio casi todo son partes móviles. Y otra cosa. Por el tamaño que exhibe, sobre todo su escudo solar, está claro que, en esa configuración, el telescopio sería imposible de lanzar. Ni siquiera los transbordadores lo hubiesen hecho. Esto significa que ha de plegarse para encajar en la cofia de los lanzadores. En configuración de lanzamiento, el propio telescopio está “encogido”, con las secciones exteriores del espejo primario (tres segmentos cada una) plegada hacia atrás, y la estructura trípode del espejo secundario doblada sobre los segmentos del primario. Claro está, el escudo solar también se encuentra recogido, doblado con sumo cuidado y plegado sobre un par de paletas rectangulares, que éstas, a su vez, se doblan hacia arriba, cubriendo las partes delantera y trasera del OTE. Así plegado, sus dimensiones son de 10.66 metros de alto por 4.47 de ancho.

La otra gran contribución europea al proyecto es el lanzador y sus servicios de lanzamiento. Sí, el telescopio James Webb usará el formidable y potentísimo Ariane 5-ECA para su viaje al espacio. Huelga decir que ofrece prestaciones de sobra, aumentado por su lugar de lanzamiento, el Centro Espacial de la Guayana Francesa en Kourou. Como muestra de lo que es capaz este cohete, puso en el espacio, en mayo del 2009, dos pesos pesados de la astronomía: el observatorio de infrarrojos Herschel y el telescopio de microondas Planck, en un único lanzamiento. Para aceptar este gran observatorio, se han hecho modificaciones. La cofia, por ejemplo (de 5.4 metros) contará con los puertos de ventilación abiertos, buscando minimizar los efectos de la despresurización en el telescopio cuando ésta se desprenda. En la etapa superior, una batería adicional le proporcionará energía para ayudarla en la separación y alejamiento del telescopio, una vez desprendido. Y por último, y muy importante, en el software de guiado se ha implementado un movimiento oscilante para evitar insolación a las partes más sensibles del telescopio James Webb. Por lo demás, no se diferencia de otros. Su lanzamiento tendrá lugar el 24 de diciembre, desde la plataforma ELA-3 del CSG, rumbo al espacio, y su misión.

Un Ariane 5-ECA lanzando a BepiColombo, 20 de octubre del 2018

 

27 minutos de proceso, y el telescopio James Webb estará en camino a su destino, el segundo punto de Lagrange, situado a 1.5 millones de km, más allá de la Tierra, en camino al sistema solar exterior, sitio ideal para los estudios astronómicos y para garantizar, entre otras cosas, un contacto continuo con Tierra y un entorno estable para su funcionamiento. Es tan bueno que misiones anteriores (el explorador de microondas WMAP, los ya mencionados Herschel y Planck, el cartógrafo espacial Gaia, la misión de rayos X Spektr-RG y el satélite de retransmisiones lunar chino Queqiao) lo han usado, o lo usan actualmente, y más misiones futuras también lo aprovecharán. Antes tiene que llegar, y este trayecto durará un mes. Y este mes, no lo pasará de brazos cruzados.

Tras la separación, lo primero es el vital despliegue de su panel solar, seguido dos horas después por el de la antena de alta ganancia. En realidad, el observatorio comenzará a transmitir telemetría tres minutos después del lanzamiento, pero su despliegue aumentará la cadencia de transmisión. El siguiente paso será poner en rumbo al observatorio, iniciándose la primera de tres maniobras de corrección de rumbo. El Ariane 5 es tan potente, que si usara todo su potencial se pasaría de largo, obligaría a usar demasiado combustible (nada deseado), o peor aún: provocaría exponer sus ópticas e instrumentos a la insolación directa, arruinando el telescopio antes incluso de arrancar la misión. Por ello, y deliberadamente, el lanzador rendirá por debajo de sus prestaciones, para que el telescopio James Webb lo tenga fácil para llegar. Esta primera maniobra, que deberá ejecutar en un plazo de tiempo de entre 12.5 y veinte horas tras el lanzamiento, durará varias horas, dando el primer empujón para llevar al observatorio donde debe. A ésta le seguirá un segundo encendido más breve, dos días y medio tras el lanzamiento.

Poco después de terminar el segundo encendido, comenzará el intrincado proceso de despliegue. El telescopio James Webb es una suerte de origami gigante, y el despliegue de sus distintos elementos está perfectamente coreografiado, y obviamente, ha de ejecutarse sin fallos. Los primeros elementos en situarse en su posición son las dos paletas que alojan el escudo solar plegado. Con ambas ya fijadas, el OTE será mínimamente levantado por un elemento denominado Ensamblaje de Torre Desplegable. Su función es separar el bus del OTE para crear un entorno libre de interferencias al telescopio y los instrumentos de la plataforma de satélite. Además, creará el espacio necesario para el despliegue del escudo solar, que llega a continuación: se extenderán los mástiles telescópicos, se separarán los 107 dispositivos de liberación, y las cinco membranas se desplegarán, se tensionarán, y finalmente, se separarán para crear los huecos para

disipación del calor. Lo último será el propio telescopio, primero desplegando la estructura trípode del espejo secundario, para acabar posicionando los laterales del espejo primario. Así, el icónico telescopio recuperará toda su gloria. Con todo en su sitio, y el escudo solar actuando de barrera contra la irradiación solar, el OTE podrá empezar a refrigerarse. Entonces, 29 días después del despegue, se producirá la última maniobra, la inserción en órbita alrededor del punto L2, una órbita de halo que tardará aproximadamente tres meses en recorrer, necesitando maniobras propulsivas frecuentes para mantenerse en la misma.

Si pensáis que ya en este momento tendremos las primeras imágenes, lamentablemente toca decir que no. Es más, una vez en órbita del L2, y asumiendo que todo haya ido bien, el OTE aún tardará en llegar a su temperatura operativa aproximadamente una semana. Es lo que tiene una refrigeración pasiva. Este será el inicio de un total de cinco meses para poner a punto el observatorio. Con el telescopio en su temperatura operativa de -233º C (MIRI tardará más, unos 100 días, por el uso de su criorefrigerador) será el momento de activar NIRCam, pero para usarla como sistema de alineamiento del espejo primario. Puesto que los 18 segmentos están motorizados, son ajustables individualmente, y con movimientos micrométricos, incluso más pequeños. La gente de la misión calcula que alinear el espejo primario con el secundario para dar la máxima calidad y resolución llevará cuatro meses. Cuando se consiga, por fin tocará la verificación y calibración de los cuatro instrumentos: su funcionalidad, sus respuestas, la ciencia que entregan… Entonces, y sólo entonces, unos seis meses después del lanzamiento, el telescopio James Webb podrá declararse plenamente operativo, entregando la tan deseada primera luz, es decir, las primeras imágenes y los primeros datos de la instrumentación de a bordo.

El telescopio James Webb, una vez en operaciones, operará como su antecesor, el telescopio Hubble. En esencia, será como un observatorio basado en Tierra en la que cualquier astrónomo podrá solicitar tiempo de observación. El problema con esta herramienta es que, por supuesto, las peticiones de observación serán mucho mayores que el tiempo real y posible de observar. Así, todas las peticiones serán dirigidas al segmento de tierra del telescopio, en el Instituto Científico del Telescopio Espacial (STScI), que también opera al propio Hubble. Antes de conceder el tiempo de observación, la propuesta remitida es examinada por un comité científico independiente e imparcial, que desconocerá quien ha enviado la solicitud, evitando favoritismos, simplemente centrándose en la valía de la ciencia a realizar. Con la propuesta aprobada, se programa el tiempo de observación (teniendo en cuenta todos los aspectos del telescopio, desde su disponibilidad en cuanto a instrumentación hasta su posición orbital), y unas semanas antes de que llegue el momento, se informa al solicitante que su tiempo está al caer, para o bien personarse en el control de misión y supervisar personalmente la observación, o bien desde su institución de forma digital. Hay tres categorías en las que cae el programa científico. Durante los primeros meses, se realizará la Ciencia de Publicación Temprana, a discreción del director del proyecto del observatorio, que busca demostrar las potentes prestaciones del telescopio James Webb, que servirán de ejemplo para la comunidad científica. Serán trece programas, con 253 investigadores de 18 países y 22 estados de Estados Unidos involucrados en ellas. La segunda categoría, también con cierta preferencia, será la de las Observaciones de Tiempo Garantizado. Ésta está dedicada a aquellos científicos, involucrados en el desarrollo tanto del telescopio como de la instrumentación, que han ayudado a dar forma al observatorio y a sus objetivos. Por ello, dispondrán de horas de observación fijas a lo largo de los primeros tiempos de vida de la misión. Y finalmente están los Observadores invitados, el programa general. Cada año, la oficina del programa del telescopio James Webb emitirá llamadas a la comunidad científica para que ésta entregue sus propuestas de observación, que serán analizadas concienzudamente. Es, básicamente, una competición. A estas alturas, todo el Ciclo 1 de este programa ya está seleccionado, con nada menos que 280 programas de observación, totalizando más de 2200 investigadores de 41 países y de 43 estados de Estados Unidos. Además, toda la información generada será accesible desde el archivo MAST (Archivo Mikulski de Telescopios Espaciales) alojado en el STScI, que alberga una gigantesca base de datos de misiones pasadas y actuales. Como vemos, está abierto a cualquiera, pero al ser una cooperación entre NASA, ESA y CSA, éstas últimas también poseen su tiempo garantizado de observación. De este modo, la agencia europea espera conseguir una cuota de tiempo de observación mínima del 15% del total; la canadiense, por su parte, contará con un 5% del total de tiempo.

Por su propia arquitectura, el campo de visión del telescopio es limitado y tiene restricciones para apuntar a diversos objetos. Por supuesto, está el hecho de que el escudo solar ha de evitar EN TODO MOMENTO que el calor solar llegue al OTE. Esto significa que para apuntar, el telescopio rotará sobre su eje vertical hasta alcanzar el cuerpo que desee contemplar. Pero esto significa que, junto con su órbita en torno al L2, habrá secciones del cielo que no podrá ver durante meses, obligándole a esperar a que su órbita en torno a Helios (en esencia siguiendo la terrestre) le sitúe en posición. Esta es la principal necesidad de programar las observaciones.

¿Qué observará el telescopio James Webb? En esencia, de todo, desde lo más cercano a lo más lejano. Su principal objetivo es el estudio del universo primitivo, contemplar y ver cómo son, o eran, las primeras galaxias formadas tras el Big Bang. Es cierto que el telescopio Hubble ya ha apuntado hacia estas regiones, pero su limitada cobertura hacia y bajo el rojo hace su alcance limitado. Las prestaciones infrarrojas del telescopio James Webb, en especial de su instrumento MIRI, permitirá que llegue a estrellas y galaxias formadas hace 13.5 billones de años. ¿Cómo eran estas primeras estrellas y galaxias? Eso se quiere ver, añadiendo su perspectiva a las pocas herramientas basadas en Tierra capaces de llegar tan lejos, como el conjunto ALMA de antenas milimétricas y submilimétricas, más allá del infrarrojo. Se esperan muchas sorpresas de esta zona. Para conseguirlo, seguirá la estrategia de su antecesor: imágenes de larguísimas exposiciones para capturar hasta la más débil luz emitida, formando imágenes de campo profundo y ultra profundo. Con éstas no sólo podrá estudiar esas galaxias, también, y más importante, las primeras estrellas, y los primeros agujeros negros. Tan importante como ver las primeras galaxias es ver las más próximas a nosotros. De hecho, su vista desde lo más próximo hasta llegar a la misma porra permitirá estudios de evolución galáctica. Temas sobre la formación estelar en ellas, su forma

de crecer, fusionarse con otras, congregarse en cúmulos galácticos, y cómo interactúan, será otro gran tema. A sus capacidades se unirán las otras longitudes de onda de misiones actuales, como la luz visible (Hubble), rayos X (Chandra, XMM-Newton, NuSTAR), rayos gamma (INTEGRAL, Fermi) o luz ultravioleta (Swift, Astrosat). Aquí se engloba uno de los enormes misterios de escala cósmica: la materia y la energía oscura. ¿Qué es? ¿Cómo se distribuye? ¿Cuáles son sus efectos? Para responder a esta, y otras preguntas sobre el material dominante del universo, observar los cúmulos galácticos será clave, y cuando, el año que viene, se lance Euclid, las dos misiones se combinarán para dar luz a la oscuridad. Otro objetivo de vital importancia es el estudio del ciclo de vida de las estrellas. En los 17 años de operación de Spitzer, fue capaz de atravesar densas nubes de polvo tras las cuales se forman las estrellas. El telescopio James Webb, con sus enormes ópticas y sensores a la última, será aún

más capaz, de modo que permitirá profundizar todavía más en el entorno en el que nacen las estrellas, su evolución (y si forman sus sistemas planetarios) y muerte, y cómo influyen en el entorno donde habitan. Muchas estrellas tienden a migrar de sus zonas de nacimiento, y es posible seguir su rastro a lo largo de este trayecto. Entre las estrellas y planetas, además, están esos cuerpos que no son ni lo uno ni lo otro, las enanas marrones. Fuertes emisoras de radiación infrarroja en virtud al calor interno, son demasiado grandes para ser gigantes gaseosos, pero al no tener reacciones termonucleares en su interior, tampoco son estrellas. El observatorio, así, podrá descubrir su origen y, con suerte, cómo se forman, y cómo se truncan. El telescopio James Webb es, además, el primer Gran Observatorio con capacidad de serie con la que estudiar los planetas extrasolares. Es cierto que telescopios espaciales como Spitzer y Hubble nos han enseñado mucho sobre ellos, pero ninguno de ellos fue lanzado originalmente, para hacer estas indagaciones. Webb sí, y usará toda su potencia para hacer espectrometría de tránsito, es decir, que mientras un planeta pasa frente a una estrella, y la luz estelar atraviesa la atmosfera de este planeta (si tiene atmósfera) será capaz de enseñarnos su composición. Pero además del tránsito, también lo hará durante los eclipses, cuando el planeta pasa DETRÁS de la estrella. Casi no hace falta

decir que uno de sus primeros objetivos será el sistema estelar de TRAPPIST-1, y sus siete planetas tipo Tierra, en lo que a tamaño se refiere. Y gracias a los catálogos de Kepler y TESS, tendrá objetivos de sobra. La gran pregunta sobre los exoplanetas es la de cómo se forman y evolucionan, y tan sensible es que podrá detectar elementos como el dióxido de carbono, el metano, oxígeno, agua y moléculas orgánicas complejas. Y aún más: con las capacidades coronográficas y de imagen en alta resolución, podrá ver (sí, ver) algunos de estos planetas. Y para hacer comparaciones, dónde mejor que en nuestro sistema solar. El estudio de, sobre todo, los planetas exteriores,

arrojará luz sobre algunos tipos misteriosos de exoplanetas, como las súper-Tierras, o los mini-Neptunos. Pero también tendrá trabajo con estudios propios de cuerpos tan interesantes como satélites (Europa, Encélado y Titán por encima), cometas, asteroides, y lo mejor, objetos del cinturón de Kuiper, porque a su vista infrarroja se le sumará su enorme telescopio, para así poder encontrar más de estos cuerpos congelados y lejanísimos. Entre lo que nosotros esperamos, y confiamos que haga, será tomar imágenes de, especialmente, lugares como Urano y Neptuno, tan lejanos y abandonados. En resumen, el telescopio James Webb será un detective, al tiempo que una máquina del tiempo.

Ya os podéis imaginar que un proyecto de esta envergadura no es nada barato. ¿Habrá merecido la pena? Para responder a la pregunta, tendremos que esperar.

Ah, por cierto. Que alguien le cambie el nombre. Hagan el favor.

El observatorio tiene un montón de páginas web dedicadas: a la ciencia en general, al apartado de ingeniería, así como las de la ESA (información general, de ciencia y para científicos) y la de la CSA. Por información, que no quede.