Ventana al espacio (CLXXXVIII)

Las galaxias IC 2163 y NGC 2207, desde el telescopio James Webb.

 

Las próximas misiones al Sol: PROBA-3

 Hasta hace un siglo, lo que podíamos observar de nuestra estrella era lo que veíamos a simple vista. Tal es su brillo que, aún hoy, seguimos en las mismas. La cosa cambia cuando llega un eclipse solar total. Entonces, somos testigos de algo que resulta imposible de ver normalmente: la corona, su atmósfera.

Eran oportunidades únicas, sí, para poder ver sucesos nunca antes registrados por la ciencia. Fascinantes, interesantes... pero breves, teniendo que esperar al siguiente. ¿Y si se daba combina

solución? Al rescate salió el astrónomo francés Bernard Lyot quien, en 1931, tuvo la idea de instalar una placa metálica (u otro material) en el tren óptico de un telescopio, con la finalidad de bloquear casi toda la luz solar, dejando así pasar sólo la procedente de la corona. Se había inventado el coronógrafo.

A través de la experimentación y la experiencia, Lyot fue refinando su invento. Se le ocurrieron formas de instalar el disco de bloqueo, u ocultador, ya fuera, ya dentro del telescopio, y posteriormente agregar bafles para evitar reflejos por difracción y, al ver que no era suficiente, añadió otro elemento más, en el interior del propio telescopio, al que se acabó llamando parada Lyot. 

Un coronógrafo en tierra está limitado a las condiciones meteorológicas, y a la distorsión atmosférica. En el espacio, gran parte de los problemas se solucionan, permitiendo observaciones virtualmente continuas... dependiendo de otras necesidades de observación, la capacidad de memoria, el ancho de banda... Tal vez, el primer coronógrafo del que tenemos noticia en el espacio (podemos estar

equivocados, agradecemos la corrección, si procede) fue el montado en el satélite OSO 7, lanzado en 1971, seguido del equipado a la estación Skylab, puesta en órbita casi dos años después, en 1973. Desde esos días hasta hoy, son numerosos los coronógrafos en el espacio: los hay en configuración refractora (la mayoría) y reflectora. Y los hay con ocultadores internos, externos, o ambos. Los más famosos, y más longevos son los del paquete LASCO en la misión SOHO, diseñados para observar la corona desde distintas distancias solares. C1 observaba (puesto que lleva inactivo desde 1998) a distancias de entre 1.1 y 3 radios solares (un radio solar abarca 700.000 km), C2 entre 1.5 y 6, y C3 entre 3.7 y 30. No todos los observatorios solares en el espacio cuentan con esta herramienta, si bien resulta extremadamente útil si fusiona sus datos con los de otras cámaras de a bordo.

Como hemos visto, el C1 del LASCO de SOHO era el que, de todos, observaba la corona más cerca de la superficie del Sol (hoy lo intenta el Cor1 de STEREO-A) y es a esa distancia donde se producen dos fenómenos que estudiar: la generación del viento solar, y las eyecciones de masa coronal, o CME's. Y, claro, al observar más cerca del Sol, más problemas hay para un instrumento. ¿Cómo solucionarlo?

Os presentamos PROBA-3, la cuarta misión de este programa de prueba tecnológica de la ESA. Será la

cuarta, tras PROBA-1, PROBA-2 y PROBA-V. De las tres previas, sólo la segunda está dedicada a la observación de Helios, las otras dos se plantearon para estudios terrestres. PROBA significa Proyecto para Autonomía de A Bordo, lo que significa que cada proyecto se ha enfocado en probar elementos y software que posibiliten que los satélites tomen sus propias decisiones. PROBA-3 no es muy distinta, salvo por el hecho de que eleva esto al cuadrado. Nos referimos a que la misión se compone debidos satélites para una demostración en órbita de vuelo en formación, totalmente autónoma.

La idea detrás de PROBA-3 es utilizar un satélite para bloquear la luz solar para que el segundo observe el eclipse. Este concepto no es nuevo: durante la misión Apollo-Soyuz de 1975, la nave americana se posicionó de tal forma que, desde la soviética, se intentó observar y fotografiar el resultado. PROBA-3 pretende llevar el concepto más allá, con toda una inversión tecnológica.

Los dos satélites de la misión comparten muchos elementos en común, más que nada como medida de ahorro de presupuesto. Por supuesto, emplean el pequeño bus estándar de PROBA, cada uno modificado para su propia tarea. El desarrollo ha corrido a cargo de la española SENER y la belga RedWire. El denominado satélite Coronográfico (o CSC) ofrece unas medidas de 0.9 x 1.3 x 1.4 metros; el Ocultador (OSC) de 1.2 x 1.4 x 1.1 metros. En esencia, plataformas cúbicas, que no renuncian a la más alta tecnología en materiales o hardware. En verdad, lo que sabemos sobre sus componentes básicos es escaso, si bien sabemos que el ordenador usa la arquitectura ADPMS, que gestiona la computación de a bordo y la distribución de energía, todo controlado usando un procesador de doble núcleo LEON-3. Ignoramos de cuanta es la capacidad de memoria en ambos satélites. Sí sabemos que ambos cuentan con sistemas de comunicaciones de banda-S, y estarán estabilizados en sus tres ejes, con lo habitual en estos casos: ruedas de reacción, giróscopos, escáner estelar, sensores solares y receptores de GNSS. Aquí sí hay alguna diferencia, porque el CSC sólo emplea dos giróscopos triaxiales, mientras que el OSC cuenta con tres. Lo demás es idéntico: seis sensores solares y el escáner estelar cuenta con tres ópticas en una configuración de 120°, montado en una estructura rígida. Otra diferencia está en su sistema energético: sí, ambos usan paneles solares con células a la última, pero el panel del CSC es desplegable en un lateral, mientras que el del OSC está fijo en la estructura. Mayor diferencia hay en los sistemas de propulsión de cada satélite. CSC usará sistema convencional basado en hidracina como combustible, para maniobras orbitales; OSC empleará un sistema de gas frío, con nitrógeno como combustible, para ajustes de precisión. Y, una rareza para un satélite terrestre (alguno hay, vale) es la elección de mantas multicapa negras. Tiene su motivo, ya os lo contaremos. La parte importante de la misión es demostrar tecnologías para el vuelo en formación autónomo. La primera parte la conforma el Enlace Entre Satélites. Es la misma tecnología que vuela a bordo de Hera, pero desarrollada para PROBA-3. En este caso, la intención es permitir que ambos satélites compartan información sobre su posición en órbita y, concretamente, la distancia entre sí, usando la información generada por sus receptores de GNSS y procesada por un algoritmo de navegación relativa. Sin embargo, esta tecnología de propagación de información de posición basada en navegación por satélite sólo funcionará estando por debajo se los satélites de GNSS. Para más allá, se emplearán otros

sensores. El primero se llama VBS, Sensores Basados en lo Visual. Consiste en dos cámaras situadas en el OSC y un grupo de luces de LED en el CSC. La intención es usar esas cámaras para fijarse a las luces de LED. Una cámara de campo ancho observará todo el CSC y el patrón completo de LED, y una de campo estrecho hará lo propio con un patrón más pequeño. La información de ambas cámaras se procesará a bordo para que el OSC pueda actuar en consecuencia. Las dos cámaras se han diseñado para ser robustas a la luz solar dispersada y parásita y, para un mayor contraste, se escogieron las mantas multicapa negras. A esto se suma el FLLS, Sensor Lateral y Longitudinal Preciso. Lo forma un sensor LIDAR en el OSC y un retrorreflector en el CSC. Ya podéis imaginar la función: medir la distancia entre ambos satélites, calculando el tiempo que tarda el láser entre que es disparado y retorna. El tercero es el SPS, Sensor de Posicionamiento de Sombra. Se trata de una serie de fotorreceptores instalados alrededor de la apertura del instrumento coronográfico en el CSC, y su función es determinar que la sombra creada alrededor de la apertura, que tendrá unos ocho centímetros de diámetro, se sitúa uniformemente alrededor de la apertura. Eso significa que, si no lo es, el CSC se lo dirá al OSC para que actúe en consecuencia. A todo esto se le une el escáner estelar respectivo, más un sistema de metrología en un soporte óptico común. Ah, y cada satélite usará el escáner estelar como referencia absoluta de actitud. Además de la tecnología, los dos satélites cuentan con instrumentación científica. ASPIICS (Asociación de Satélites para Investigación Polarimétrica y de

Imágenes de la Corona Solar) consiste de dos elementos: el disco coronográfico ocultador en el OSC, y el instrumento propiamente dicho en el CSC. El ocultador, en la sección trasera del OSC, mide 1.4 metros de diámetro, generando la sombra dirigida a la apertura del instrumento en el CSC. La apertura en sí del instrumento mide cinco centímetros de diámetro. Una vez la luz entra el sistema, recorre 330.33 mm hasta llegar a un segundo elemento ocultador, una lente de campo con un recubrimiento opaco. De ahí pasa por una parada Lyot, y va después a un sistema de lentes de retransmisión (cuatro elementos) que lleva la luz hasta el plano focal, pasando antes por una rueda de filtros de seis posiciones: banda ancha (536-566 nm), 530.4 nm, 587.7 nm y los tres filtros de polarización sintonizados en el filtro de banda ancha pero polarizados a 0°, 60° y 120°. El detector es un sensor tipo CMOS de 2048 x 2048 píxels. El sistema óptico posee una longitud focal de 734.6 mm pero, con los satélites volando en formación, la idea es la de crear un coronógrafo de ocultación externa de 150 metros de longitud. DARA (Radiómetro Absoluto de Davos) es un instrumento secundario de la

misión ubicado en el OSC. Su objetivo es medir la irradiación total solar o TSI, es decir, la cantidad de energía que el Sol deposita en la Tierra. DARA prevé ampliar el registro del TSI, que abarca varias décadas, empleando lo que se denomina radiómetro de cavidad absoluta, en el que un obturador permite la entrada de la luz solar. La cavidad, de cinco milímetros de diámetro y elaborada en plata con un recubrimiento negro, la recibe durante quince segundos, hasta que se cierra el obturador. Inmediatamente, se utiliza un calentador eléctrico para conservar el calor introducido naturalmente. Así, al medir cuánto calor mete este elemento se extrapola la energía emitida. DARA cuenta con tres de estas cavidades, cada una plenamente independiente. Su funcionamiento es sencillo, con apenas unos comandos operados por un procesador 68k y la información, generada continuamente, se almacena en una memoria Flash. Se ubica en la parte superior del OSC, para mirar siempre a Helios. 3DEES, Espectrómetro de electrones energéticos 3D, se ubica

en el CSC, en uno de los laterales. La intención inicial es demostrar este diseño de sensor que, en su totalidad, prevé tomar mediciones con una cobertura global alrededor del satélite que lo porte. En PROBA-3, se ha escogido reducirlo a la mitad. Consiste en dos elementos: PSM (Módulo del Espectrómetro Panorámico) y DM (Módulo de Acoplamiento). En el PSM es donde están los sensores, formando tres módulos de sensores ortogonales (OSM), cada uno para medir en dos mediciones perpendiculares. Cada OSM se conforma a partir de cuatro detectores de silicio rectangulares, apilados uno sobre otro, cada uno de 1.5 mm de grosor y, justo debajo, los sensores de activación, también de silicio, de 0.14 mm de grosor y 4 de diámetro, uno por cada dirección de observación. Esta configuración permitirá abarcar 180° alrededor del CSC, para determinar el origen y medir los niveles energéticos de los electrones que registre. Medirá la energía y el flujo de electrones de alta energía en seis direcciones distintas. La verdad, podrá identificar y clasificar las partículas que detecte. El DM, claro, es el controlador del instrumento. Como DARA, su operación será sencilla, con apenas unos comandos cada vez, que desactivará el instrumento durante las operaciones de coronografía y vuelo en formación. Se basa en el aparato EPT instalado en PROBA-V, que tiene un sólo campo de visión. En configuración de lanzamiento, los dos satélites se acoplarán uno sobre el otro, el OSC sobre el CSC. El CSC tendrá una masa de entre 314 kg, y el OSC entre 231 kg. Ligeras.

El lanzamiento es, en esencia, un retorno al pasado. Igual que el satélite inicial del programa, PROBA-3 volará al espacio desde el centro espacial Satish Dhawan, ubicado en la isla de Sriharikota, la India. El vector usado, por economía, fiabilidad y potencia, será el PSLV-XL, de cuatro etapas, dos sólidas, dos líquidas, y aceleradores expulsables. Esta variante ya ha lanzado misiones como Chandayaan-1, MOM o Aditya-L1, entre otras. Se producirá el 4 de diciembre y, cuando termine su trabajo, los satélites estarán en una órbita elíptica de 600 x 60530 km, tardando 19 horas y 36 minutos en recorrerlas, inclinada 59° con respecto al ecuador.

En los primeros días, ambos satélites volarán acoplados, con el CSC controlando el vuelo, corrigiendo la órbita con su propulsión. Después se separaran, cada uno volando independientemente. El proceso de verificación y puesta a punto se alargará cuatro meses tras el lanzamiento. Entonces, la misión, tecnológica a la vez que científica, comenzará.

Lo ideal hubiera sido realizar las operaciones de vuelo en formación durante toda la órbita, sin embargo por las restricciones del proyecto se ha decidido que estas operaciones abarquen solamente seis horas, centradas en el apogeo de su órbita. En las primeras semanas tras su separación ambos volarán en tándem, con maniobras de prevención de colisión, evitando no sólo que se la den entre sí, también para evitar que se alejen demasiado. Después, la mayoría de la órbita lo harán en deriva libre, compartiendo datos de GNSS, operando DARA y 3DEES, puesto que la trayectoria les lleva a cruzar los cinturones de Van Allen. Tres horas antes del apogeo, comenzarán las operaciones de vuelo en formación autónomo. Mientras que los datos de GNSS serán útiles cuanto más baja sea la órbita, el resto del sistema (VBS, FLLS, SPS) sólo actuará en las

operaciones coronográficas de vuelo en formación. Se pondrán en marcha cuando la distancia entre ambos satélites sea de doscientos cincuenta metros, y menor. Las seis horas se dividirán entre Adquisición, Encuentro, Operaciones de Proximidad, Vuelo en Formación, Observaciones Coronográficas, Separación y Vuelo en Convoy. Además, puede existir la posibilidad de un experimento de encuentro entre ambos. El objetivo es conseguir una separación entre ambos de unos ciento cincuenta metros, mantenida milimétrica mente gracias a los sensores, siendo el OSC el satélite activo en las maniobras. En términos de ciencia, el objetivo es observar la corona solar a distancias de entre 1.08 y 3 radios solares. Esta es una zona pobremente observada, pero vital, para entender el nacimiento del viento solar, la generación de los CME's. La misión primaria se alargará durante dos años.

En La Crónica, nos gusta lo diferente, lo original, y PROBA-3 es una misión que llevamos esperando años. Es fascinante, única, apasionante. Se sale de la norma. Y estamos deseando ver de lo que es capaz. A por ello.