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