Los rayos incógnita: IXPE

Necesitamos dos entradas, pero ya hemos relatado los grandes avances proporcionados por la astronomía y astrofísica en rayos X. Y nos veríamos tentados, incluso, a decir, que ya lo hemos hecho todo. Pero, ¿lo hemos hecho en verdad? Hemos hecho mapas de todo el cielo (los últimos y más precisos están en producción), hemos obtenido imágenes, realizado espectroscopia, e incluso mediciones temporales. Sin embargo, aún nos queda algo por hacer. Y el próximo lanzamiento hará precisamente esto que aún no se ha hecho, al menos a gran escala.

Si mencionamos el término polarización, ¿qué os viene a la cabeza? Seguramente, a las gafas de sol de cristales polarizados, para protegerse la vista del Sol. Lo cierto es que es más complicado. La luz, en cualquier longitud de onda, se compone de dos elementos: un campo eléctrico, oscilante y acoplado, y un campo magnético, siempre perpendicular. Como un componente variable, el campo eléctrico tiende a variar, u vibrar,

y esta oscilación es lo que se llama polarización. La polarización puede ser lineal, en el que la oscilación viaja en una dirección, o circular, en cuyo caso giran en torno a un plano a una velocidad constante, y esta polarización circular puede desplazarse a mano derecha, o a la izquierda. La polarización se aplica a muchas cosas, entre ellas a los sistemas de radar tipo SAR situados en el espacio. Un ejemplo del uso de la polarización en astronomía, y uno reciente, es el mapa del campo magnético galáctico creado gracias al observatorio de microondas Planck. En los rayos X, la polarización de esta luz energética tiene que ver con la dispersión de los fotones. Así, al entrar en contacto con un material, el fotón de luz cambia de dirección, lo que significa que ha sido dispersado, lo que lleva a ser polarizado de manera perpendicular al plano del fotón ANTES de ser dispersado y DESPUÉS. Otra forma de polarizar la luz de rayos X está en uno tipo de electrones que viajan cerca a la velocidad de la luz, denominados electrones relativísticos. Se polarizan al entrar en contacto con un campo magnético, girar en

espiral a su alrededor, emitiendo fotones a medida que viajan, y vibrando en una dirección. Pero, ¿qué información se puede sacar con la polarización en rayos X? Por ejemplo, nos ayudaría a entender los campos magnéticos de cuerpos exóticos, como estrellas de neutrones o agujeros negros, o para averiguar la razón del brillo de las nubes próximas al centro de nuestra galaxia. ¿Ya se ha intentado hacer polarización en rayos X? La respuesta es sí. El único vehículo en practicarlo, de forma limitada, fue OSO-8, el último satélite de la familia de observatorios solares orbitales. Lanzado en junio de 1975 y apagado en octubre de 1978, durante su tiempo de operaciones, hizo historia al completar las primeras mediciones concluyentes de polarización en rayos X de un cuerpo astronómico, el púlsar de la nebulosa del Cangrejo. Ya ha pasado tiempo de aquello, y sólo cohetes de sondeo han hecho observaciones limitadas de polarización en rayos X. Sí, necesitamos la perspectiva espacial.

La Nebulosa del Cangrejo, y su púlsar en su centro, desde Chandra

El programa Explorer de la NASA es el ideal para misiones de este tipo: enfocadas y al grano. Como se recordará, la primera misión de rayos X, Uhuru, pertenecía a este programa. Es más, aprobó una misión, en el año 2009, para esto mismo, llamada GEMS. Todo iba bien… hasta que el proyecto se pasó del pequeño presupuesto durante el desarrollo de la instrumentación, obligando a la NASA a cancelarlo en el 2012. Afortunadamente, a comienzos del 2017 aprobó una segunda, hecha posible gracias a un nuevo tipo de detector desarrollado por la Agencia Espacial Italiana.

Aprendeos el nombre: IXPE, el Explorador de Polarimetría en rayos X mediante Imágenes, y pertenece a la familia de misiones SMEX del programa Explorer. Propuesta y dirigida por el Centro de Vuelos Espaciales George C. Marshall de Huntsville, Alabama (Investigador Principal Martin C. Weisskopf), es un esfuerzo no solo nacional, también internacional, con no sólo participación italiana, también canadiense y japonesa. Sus indagaciones serán realizadas de manera independiente, pero sus datos se podrán combinar con los obtenidos por los grandes observatorios Chandra y XMM-Newton, creando imágenes más completas de qué sucede en los cuerpos más exóticos del cosmos.

Al ver el satélite por primera vez, nos viene a la cabeza otra misión de rayos X también de SMEX: NuSTAR, el observatorio de rayos X de alta energía lanzado hace ya algo más de 9 años. Sus similitudes son evidentes: plataforma común, pequeño tamaño, y un sistema telescópico desplegable, sólo que con una longitud seis metros inferior. Esto hace que sus dimensiones varíen notablemente: en configuración de lanzamiento, mide 1.1 metros de ancho por 1.8 de alto; con todo desplegado, sus medidas crecen a 2.6 de ancho por 5.2 de alto. Como con NuSTAR, el sistema de vuelo, es decir, el satélite, está formado por dos elementos: la plataforma y la carga útil. La primera usa un bus común, en esta ocasión el BCP-100 de la firma

Ball Aerospace. De forma hexagonal y con dos plataformas, está construida enteramente en aluminio, y aloja todo lo necesario para funcionar, en una configuración de redundancia selectiva o casi nula. Así, la computación y las operaciones las maneja el típico ordenador de la NASA, usando un procesador RAD750 como núcleo, y contando con una memoria de a bordo de 6 Gb. Las telecomunicaciones las gestiona un sencillo transpondedor de banda-S, acoplado a dos antenas de baja ganancia, transmitiendo ya sea a las estaciones terrestres (la principal en Malindi, Kenia), ya sea a los satélites TDRS, transmitiendo a velocidades de hasta 2 Mbps. Para

obtener su energía, usará cinco paneles solares, cuatro de ellos desplegables tras el lanzamiento, pero fijos en su posición final, para alimentar los sistemas de a bordo, y cargar una batería, tal vez de ion-litio. Por supuesto, su control de actitud será triaxial, y muy preciso, contando con una unidad de referencia inercial, doce sensores solares ordinarios, un par de escáneres estelares, receptor GPS, ruedas de reacción y sistemas de descompensación magnéticos unidos a un magnetómetro. Posiblemente la situación de los escáneres estelares en el satélite sea lo más pintoresco, estando uno en cada extremo del satélite. Uno de ellos se encuentra en la plataforma trasera, en el interior del anillo de unión al lanzador. El segundo, mientras, está acoplado al soporte óptico desplegable, y ambos mirarán en direcciones opuestas. Como NuSTAR, carece completamente de propulsión. Y su control termal se

gestionará de la forma habitual, con mantas multicapa, calentadores eléctricos y radiadores. Sobre la plataforma superior se ha montado la carga útil: el sistema de telescopios, los detectores de nueva tecnología, y el mástil desplegable que los separa. En cualquier telescopio, el componente básico es su elemento óptico. Al tratarse de uno de rayos X, se configura empleando conjuntos de incidencia oblicua. IXPE cuenta con tres módulos ópticos, configurados como sistemas tipo Wolter 1, y basados en sistemas ya desarrollados en el Centro Marshall para otros proyectos, el más reciente el instrumento ART-XC a bordo de la misión germano-rusa Spektr-RG. Se han construido usando una aleación de níquel-cobalto mediante el proceso de

electroforma, miden 60 cm. de longitud total, y cuentan con un diámetro externo de 27.2 cm, e interno de 16.2 cm. No se ha aplicado ningún recubrimiento para aumentar el enfoque de los telescopios, el propio material basta. Cada módulo está formado por 24 vainas concéntricas, y el peso total de cada unidad no supera los 100 kg. Los tres módulos se han ensamblado a la Estructura de Soporte de los Módulos Espejo, formada por una base de aluminio y un tubo central de materiales compuestos. Se han montado siguiendo una configuración triangular, en cuyo centro del triángulo está uno de los escáneres estelares del observatorio. Esta estructura se ha buscado para ser lo más rígida posible y evitar perder el enfoque. Un último elemento situado en la estructura es un trío de escudos de rayos X, uno por cada módulo óptico, fijos en su montaje alrededor de la estructura de soporte, cuya misión es evitar que la luz de rayos X que no sea la enfocada por los módulos lleguen a los sensores. En el otro extremo de cada elemento óptico se sitúan las llamadas Unidades Detectoras, una por cada módulo telescópico. Cada Unidad Detectora (DU) es idéntica a las otras, y se ha construido como una caja metálica rectangular, en cuyo interior se aloja el sensor de polarización. Pero antes de entrar, los rayos X necesitan más discriminación de la que es posible sólo con los escudos montados junto a los módulos. Es por ello que, sobre la apertura que da al sensor dentro de la DU hay un largo tubo cilíndrico, el colimador, que tiene la misión de rechazar la luz de rayos X parásita que no ha de llegar al detector y entorpecer las mediciones. En el extremo final de este elemento está la ventana de apertura del sistema, que posee un filtro ultravioleta. La DU cuenta con otro elemento importante antes de llegar al sensor, una rueda de filtros y calibración. Cuenta con siete posiciones, abierta, cerrada, atenuador, y cuatro de calibración mediante fuentes radioactivas de Fe-55. Solo la primera, Cal A, es una fuente polarizada en dos bandas, 2.98 keV y 5.89 keV, el resto no, con las B y C en 5.89 keV, la primera como punto, la segunda como oleada, y la D, en la banda de 1.74 keV, también como oleada. Entonces, la luz de rayos X llegan al sensor, el Detector de Pixels de Gas, o GPD. Es una suerte de contador proporcional avanzado, en el

que los rayos X enfocados por los módulos ópticos atraviesan la ventana del detector, entrando en un entorno lleno de gas llamado GEM o Multiplicador de Electrones con Gas, rellenado de Dimetil-éter a una presión de 0.8 atmósferas, que amplifica la luz de rayos X dentro del sistema. Al amplificarse, el sensor es capaz de formar una estela de ionización, que contiene la información sobre la energía y, sobre todo, la dirección de llegada, relativa a la orientación de polarización del rayo X emitido. Finalmente, llegan hasta los ánodos de pixel, que genera la respuesta final. Estos GPD observarán la polarización en la gama de entre los 2 y los 8 keV. Cada GPD está montado dentro de un montaje sellado, cuya primera capa es una

placa de titanio con una abertura cuadrada en su centro, y debajo, una ventana hecha en berilio. Justo debajo está el GEM, soportado por un marco superior y una base inferior, dando espacio de sobra para el gas interno. Y lo último del paquete es el propio GPD, integrado en una tarjeta de circuitos ASIC. Todo rematado por la placa de interfaz mecánica, y debajo, las electrónicas de control. A su vez, las tres DU’s se conectan a la DSU, o Unidad de Servicio de los Detectores, que es, en esencia, el ordenador que controlará el telescopio y el interfaz con el resto del satélite. El tercer elemento, y no menos importante, es el mástil desplegable. Completamente recogido en configuración de lanzamiento, una vez en el espacio se desplegará hasta su longitud máxima de 4 metros, definiendo la

longitud focal del telescopio. En esencia, usa el mismo diseño que el construido para NuSTAR, con modificaciones en términos de rigidez y exactitud de posicionamiento. Una suerte de manta de dos capas servirá de protección termal. En la conexión entre el mástil y la estructura de soporte se encuentra un soporte motorizado con la misión de rotar, inclinar y posicionar la estructura para alinear los módulos de espejos con las DU’s. En IXPE, sin embargo, no hay sistema de metrología para conservar el alineamiento, bastará observar con el telescopio. Aunque sólo se espera usar el alineamiento durante la verificación posterior al lanzamiento, no se descarta utilizarlo en caso de producirse cambios en el alineamiento. Para mantener fija la estructura de soporte durante el lanzamiento se han colocado tres soportes de dos patas, coronados con bloqueos de lanzamiento. Todo el montaje del telescopio se fija a la plataforma superior del bus, pero la DSU se encuentra en el interior de la plataforma. Con el satélite listo para el lanzamiento, su peso en Tierra es de 340 kg.

Por sus dimensiones plegado, IXPE era el candidato ideal para ser lanzado usando el Pegasus-XL. Sin embargo, los problemas mostrados durante los preparativos del lanzamiento de ICON hicieron que la NASA optara por otra alternativa. Sin lanzadores ligeros apropiados (un Delta 2 hubiera estado bien) se ha optado por el Falcon 9 que, no hace falta decirlo, ofrece prestaciones más que de sobra. El 9 de diciembre será su lanzamiento, y se producirá desde la histórica plataforma 39A de Cabo Cañaveral, desde donde se lanzó, entre otras, la misión Apollo 11 a la Luna.

La órbita escogida es a 600 km. de altitud, inclinada 0.2º con respecto al ecuador terrestre. Si buscas razón para ello, os la damos: su estación terrestre principal es Malindi, Kenia, a 3º latitud sur, con una secundaria fijada en Singapur, a 1º latitud norte. Otra razón por la que es ventajosa esta órbita es por dejar a IXPE casi fuera de la Anomalía del Atlántico Sur, una concentración peligrosa de radiación, generada por los cinturones de Van Allen, en la que muchos satélites sufren problemas.

La misión principal de IXPE durará dos años, y se dedicará a observar algunos objetos de las siguientes categorías de cuerpos y fenómenos celestes: núcleos galácticos activos o AGN’s, quásares, púlsares y nebulosas de viento pulsares, magnetares (estrellas de neutrones con campos magnéticos potentísimos), sistemas binarios de rayos X de acreción, remanentes de supernovas y el centro galáctico de la Vía Láctea. Además de mejorar con mucho la sensibilidad a la polarización de OSO-8, buscará proporcionar también mediciones simultáneas espectrales, espaciales y temporales; determinará la geometría y mecanismos de emisión de AGN’s y micro-quásares; mostrará la configuración del campo magnético de los magnetares,

determinando su magnitud; buscará el mecanismo de producción de rayos X en los púlsares, determinando además su geometría; y podrá ver cómo las nebulosas de viento pulsar aceleran las partículas. Esto entre otras muchas cosas. Y si esto ya os parece formidable, lo hará todavía más porque los sensores serán capaces de producir imágenes, formando mapas de polarización de las fuentes que observará, permitiendo así no solo extraer conclusiones con mayor rapidez, sino capturando el sentido de la exploración para la que fue diseñado. Como suele decirse, vale más una imagen que mil palabras.

No importa el tamaño del satélite: la ciencia será enorme, y las prestaciones de IXPE se llevan buscando desde hace mucho tiempo. Y no desfallezcáis: relativamente pronto, tendrá compañía, procedente de ISRO.