Alemania. Año: 1885. Ciudadano: Wilhelm Roentgen. Suceso:
descubrimiento de algo enteramente nuevo y sorpresivo. Esto, en resumidas
cuentas, no es más que un resumen excepcionalmente conciso y anodino de algo
que cambió el mundo. Como decimos, corría el año 1885 cuando Roentgen estaba
haciendo una serie de experimentos con algunas sustancias poco comunes. Cerró
puertas y ventanas, e hizo la total oscuridad en la estancia, y ello le
permitió ver una luminosidad que partía de las sustancias. Esta luminosidad, o
fosforescencia, traspasaba todo material que pusiera para bloquearla, y ni
siquiera la mano en medio parecía detenerla. Días después hizo otro experimento
con su mujer, realizando la considerada
primera radiografía del mundo. Lo que
había descubierto era un tipo de energía distinto a todo lo conocido, con un
potencial formidable. Cuando escribía la nota anunciando lo que había
encontrado, no supo exactamente lo que era, y menos como nombrarlo, por lo que
decidió llamarlo los rayos incógnita, o X.
Este fue el comienzo de la física nuclear, y los experimentos de Henri
Becquerel en 1900, del matrimonio Curie y de Lord Ernest Rutherford después,
permitieron realizar descubrimientos clave en este campo. Se hablaba de
aprovechar la fantástica energía que las partículas de rayos X y otras
sustancias (como el uranio) contenían para toda clase de aplicaciones. Fueron
muchos los experimentos realizados en los primeros cuarenta años del siglo XX,
y aunque el propio Rutherford había rechazado la idea de controlar la energía
contenida en las sustancias radioactivas, eso no evitó que Enrico Fermi
construyera y pusiera en funcionamiento la primera pila nuclear del mundo en
1942, que acabó desembocando en los bombardeos atómicos de las ciudades
japonesas de Hiroshima y Nagasaki que resultó ser el punto final de la Segunda
Guerra Mundial.
A partir del descubrimiento de la radiactividad por Becquerel,
diversos científicos realizaron experimentos para tratar de descubrir la forma
de detectar esa radiactividad. Finalmente fue Hans Geiger el primero que
fabricó un instrumento para detectarla. En esencia se basa en un receptáculo
rellenado por un gas a baja presión con dos electrodos que aplican un voltaje
muy alto. Cuando una partícula de alta energía penetra en la cámara provoca que
los átomos presentes en el gas pierdan electrones, y acaban ionizados perdiendo
su neutralidad. Estos iones son atraídos por los electrodos, acoplados a un
galvanómetro o un altavoz, que permite con ello hacer lecturas de la cantidad
de partículas que hay en el entorno. Con el tiempo también resulta capaz de
discriminar los distintos tipos de energía que lo producen.
Después de la Segunda Guerra Mundial, muchos de los ingenios alemanes
fueron repartidos entre los vencedores, y lo más goloso eran las bombas volantes
V2. El cohete A-4 desarrollado por
Von Braun y su equipo era el más avanzado de su tiempo, y tenía capacidad de
transportar una cabeza de combate enormemente cargada de explosivos. Una vez
extraída la carga explosiva, había sitio suficiente para acoplar instrumental
científico, transformándolos en cohetes de sondeo. Uno de estos V2
reconvertidos fue lanzado con un contador Geiger desde White Sands, Nuevo
México, el 5 de agosto de 1948, y en su breve vuelo permitió descubrir rayos X
provenientes del Sol. Lanzamientos posteriores el 28 de enero de 1949
permitieron confirmarlo. Sin embargo, se creía que el universo no sería un
emisor de esta longitud de onda.
A partir de las V2, los siguientes cohetes de sondeo eran versiones
inspiradas, pero mejoradas, de éste, permitiendo cargar nuevos y más pesados
equipos. De manera que, cuando se lanzó un cohete Aerobee 150 cargado con un más sensible contador Geiger, el 12 de
junio de 1962, fue capaz de detectar por primera vez en la historia rayos X
provenientes de una fuente de emisión cósmica fuera del sistema solar, la
llamada Scorpius X-1. Por desgracia, los vuelos de estos cohetes de sondeo solo
duraban unos minutos, lo que impedían obtener más información, y además estaban
confinados a secciones del cosmos muy pequeñas. Sin embargo, este vuelo
demostró que allí arriba existía una nueva sección de la astronomía
prometedora, y se confirmó cuando un globo aerostático que cargaba un contador
de escintilación descubrió una potente emisión de rayos X proveniente del
remanente de la supernova que creó la Nebulosa del Cangrejo el 21 de julio de
1964.
Estos y otros breves estudios permitieron dilucidar que los rayos X en
el cosmos son emitidos por objetos muy calientes, o por eventos que calientan
la materia debido a toda clase de exóticos fenómenos. En el espectro
electromagnético, está más allá del ultravioleta, y a veces, la sección menos
energética (parte de los rayos X de baja energía, o blandos) se confunde con la
variante más energética de la anterior, el denominado ultravioleta extremo. La
energía de los rayos X se suele medir en keV, o kiloelectrovoltios, en esencia
una medida energética, que por cierto, es ya mucha energía. Un rayo X tiene al
menos miles de veces la energía de la luz visible. Los regímenes más bajos de
los rayos X también tienden a medirse en nanómetros o Angstroms. Pero
hablaremos en exclusiva en keV. De esta manera, se consideran rayos X las
energías entre 0.1 a al menos 150 keV, puede que más, y aquí se confunde con la
última y todavía más energética forma existente en el espectro
electromagnético. A partir de los 15 keV o un poco más, se consideran rayos X
de alta energía, o duros.
La aparición de estas primeras fuentes cósmicas de rayos X impulsó que
el primer gran proyecto astronómico de la NASA incluyera un aparato medidor en
esta longitud de onda. El propósito era explorar estas fuentes de rayos X desde
la órbita sin limitación de tiempo, y un satélite era sin duda la mejor opción,
de manera que
OAO-A1 recibió
instrumentación para registrar esta energía, aunque en su régimen más bajo. El
dispositivo preparado para ello no era más que una versión evolucionada de un
contador Geiger llamado
contador proporcional de gas, diez veces más sensible
que todos los experimentos en cohetes de sondeo y globos, con el objetivo de
cartografiar y definir las fuentes emisoras, además de poder detectar nuevas.
Lanzado con éxito en abril de 1966, no duró en funciones mucho: un fallo masivo
en su sistema energético provocó su prematura desactivación sin haber podido
recolectar ni un solo dato del cosmos. Al menos esta no fue la última vez que
un
OAO llevó instrumentación para los
rayos X.
Los primeros pinitos de astronomía X desde la órbita los consiguió un vehículo
más modesto y dedicado a otros menesteres. Era
OSO-E, uno de de la serie de los Observatorios Solares Orbitales.
Estos vehículos están entre los más particulares jamás diseñados. Todos los
OSO se basaban en un mismo diseño: la
sección principal en forma de disco llamada la “rueda”, que incorporaba casi
todos los sistemas básicos del satélite (de la que salían tres pequeños
mástiles con las pequeñas toberas de los motores), además de gran parte de la
instrumentación, y una sección superior llamada la “vela”, que además de
contener las células solares que le proporcionaban electricidad para funcionar,
contenía instrumentos visuales para obtener secuencias de nuestra estrella.
Esta sección se apoyaba en un mecanismo que anulaba su rotación para mantenerla
apuntada hacia Helios, mientras que el resto rotaba bajo ella para mantener la
estabilidad.
OSO-E era el reemplazo
de
OSO-C, perdido en el lanzamiento,
y equipaba instrumentación idéntica. Entre su instrumental, disponía de un
instrumento formado por un cristal de escintilación de ioduro de sodio,
envuelto en un escudo anticoincidencia de ioduro de cesio, estando sintonizado
en el rango energético situado entre los 7.7 y los 210 keV. Aunque se diseñó
para observar al Sol, su colocación en la “rueda” le daba acceso a todo el
cielo, y eso lo aprovecharon los astrónomos. Lanzado por un cohete
Thor-Delta el 8 de marzo de 1967 (en
órbita
OSO 3), funcionó hasta que fue
desactivado el 10 de noviembre de 1969. En ese tiempo fue capaz de registrar
una tenue radiación de fondo por todo el cielo en rayos X, pero no se quedó
allí: también tuvo tiempo de no solo detectar y clarificar la posición de
Scorpius X-1, sino también de registrar un fenómeno tipo llamarada proveniente
de esa misteriosa fuente. Estos hallazgos motivaron a la comunidad científica a
impulsar con urgencia una misión entregada exclusivamente a los rayos X.
Hacia finales de 1960, mediante cohetes de sondeo y globos, y en menor
medida satélites en el espacio, la ciencia conocía apenas 40 fuentes emisoras
de rayos X, todas entre 100 y 1000 veces más energéticas que nuestra estrella.
El deseo de astrónomos y astrofísicos era disponer de información fiable y
precisa de esas fuentes, así como localizar otras nuevas. La aparición de una
serie de misiones adscrita al programa Explorer de la NASA lo permitió.
El objetivo de la serie de misiones
SAS era proporcionar la primera información completa acerca de
fuentes cósmicas en distintas longitudes de onda para poder así componer un
mapa más o menos exacto del cosmos, consiguiéndolo con un presupuesto muy
reducido. Los
Pequeños Satélites Astronómicos encajaban perfectamente en la
filosofía del programa Explorer de misiones económicas y altamente enfocadas
científicamente. La base de la economía de las misiones
SAS era su módulo de control, su bus. Para ahorrar una buena parte
del presupuesto de la NASA, se utilizaría el mismo diseño en todos los
satélites, evitando de esta forma costosos desarrollos. Su diseño y
construcción fue adjudicada al Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad
Johns Hopkins, y diseñaron una base simple pero sumamente avanzada que cumplía
los requisitos del programa, mientras que la instrumentación dependía de la
organización que proponía la misión. Para la primera de la serie,
SAS-A se enfocó en los rayos X. El
también llamado Explorador de Rayos X solo portaría un instrumento, suficiente
para abrir la ventana al nuevo cosmos de alta energía. El módulo de control era
un tambor de 60 centímetros de diámetro por 60 de alto, carente de toda
propulsión, con cuatro paneles solares extendiéndose desde el borde superior
del bus (proporcionando una envergadura de 3.9 metros), y cargaba una pequeña
batería de níquel-cadmio. A su vez, tres de los cuatro paneles (que equipaban
células solares en los dos lados de cada panel) incorporaban las antenas de
comunicación, dos para recepción de comandos y una para envío de telemetría e
información científica guardada en su grabador de cinta magnética. Sin duda lo
más curioso del bus
SAS era su
sistema de control de actitud. Estabilizado por rotación a cinco revoluciones
por hora, para mantenerlo disponía de un dispositivo tipo giróscopo, el
denominado rotor. Sirviendo como una suerte de rueda de reacción, este rotor
controlaba el ratio de rotación aplicando su propia rotación para aumentarlo o
reducirlo hasta conseguir el exacto para su operación, apoyado por un
electroimán y un amortiguador. Pero las curiosidades no acababan ahí: si sus
controladores deseaban apuntar a
SAS-A
a cualquier zona de la bóveda celeste, solo tenían que encender otro
electroimán que, actuando como la aguja de un compás, buscaba las líneas del
campo magnético terrestre para alinearse con él y así apuntar a la zona
solicitada. Y todo eso en una estructura que apenas desplazaba 79.5 kg. La zona
superior del módulo de control disponía de todos los enganches mecánicos,
energéticos y de datos para unir la instrumentación a los sistemas básicos, y
la herramienta científica del modesto satélite era una variante que había sido
utilizada anteriormente en cohetes de sondeo. Era
un experimento bastante
sencillo pero lo suficientemente potente (capaz de detectar emisiones 30 veces
más débiles que anteriormente) como para ser capaz de localizar con cierto
grado de exactitud una fuente de rayos X. Realmente estaba dividido en dos
partes idénticas, y cada mitad disponía de elementos redundantes. Cada mitad
estaba compuesta por un detector de rayos X (un contador proporcional), un
colimador mecánico y las electrónicas de procesado de la señal. Lo llamativo
era que ambas mitades eran complementarias. Dadas las características del
colimador de cada mitad, una de las mitades disponía de un campo de visión
estrecho, ideal para la localización de las fuentes emisoras, mientras que la
otra disponía de un campo de visión más ancho ideal para detectarlas. Para
incrementar la capacidad de localización de una emisión de rayos X, el propio
experimento disponía del sensor solar y el escáner estelar del satélite. De
esta manera, uniendo los datos del instrumento con los del sistema de control
de actitud se lograrían localizaciones más exactas de lo logrado hasta aquel
momento. Se sintonizó para observar el cosmos de alta energía entre los 2 y los
20 keV, y el instrumento pesaba 63.6 kg. Esta misión fue propuesta por el Dr.
Riccardo Giacconi, de American Science & Engineering Co., Inc.,
posiblemente la organización con más experiencia en el campo de la astronomía
en rayos X. Suyo fue el instrumento que voló en aquel cohete de sondeo de junio
de 1962 que detectó la primera fuente emisora en esta longitud de onda, y
resultó razonable que estuvieran detrás de la primera misión astronómica
dedicada única y exclusivamente a la astronomía X. Con todo unido,
SAS-A desplazaba una masa de 142.8 kg.
Otra novedad de la misión era su plataforma de lanzamiento. No fue
elevado desde Cabo Cañaveral, tampoco desde Vandenberg. Es más, se convirtió en
el primer vehículo espacial de la NASA en ser lanzado desde fuera de su
territorio nacional. Esto comenzó a principios de la década de 1960, cuando
Estados Unidos e Italia firmaron un Memorándum de Entendimiento mediante el
cual se establecía una colaboración mutua. Italia deseaba experiencia en la
construcción y operación de satélites, así como en las operaciones de
preparación de cohetes y en su lanzamiento. Por su parte, a la NASA le
interesaba el proyecto italiano de poder lanzar satélites desde una
localización extremadamente próxima al ecuador terrestre, consiguiendo sin duda
abaratar costes, al no tener que recurrir a lanzadores más complejos y
costosos. La clave de todo esto era la Plataforma de
lanzamientos San Marco.
Construida a partir de una vieja plataforma de perforación petrolífera marina,
se adaptó para tener todo el equipamiento para procesar el lanzador y la carga
a elevar, incluyendo una suerte de sala limpia para el satélite. A unos 500
metros de la Plataforma San Marco, se situaba otra, llamada Santa Rita, que
equipaba la sala de control, equipamiento de seguimiento y comunicaciones.
Ambas instalaciones, construidas en astilleros italianos, y transportadas por
mar, quedaron instaladas a 4.8 km. de la costa de Kenia, en la Bahía de
Formosa, cerca del pueblo keniata de Malindi. En la costa, además, se colocó un
campamento base portátil con más equipamiento de seguimiento y recepción de
señales de los
satélites lanzados. Gracias a un acuerdo entre los gobiernos
italiano y keniata, estas tres instalaciones fueron situadas allí. Antes de
SAS-A, solo se había lanzado un
satélite, el
San Marco-C italiano en
1967, que comprobó el correcto funcionamiento de las instalaciones. ¿Por qué
lanzar desde allí? Ya hemos hablando en alguna entrada anterior que un
lanzamiento ecuatorial añade energía extra a la proporcionada por el propio
cohete, permitiendo elevar cargas más pesadas, pero es que también resulta
ideal para así evitar el uso de costosos lanzadores y complicadas maniobras
para satélites destinados a órbitas prácticamente ecuatoriales, como era el
caso de
SAS-A. Corría el mes de
octubre de 1970 cuando todo el aparataje para el lanzamiento del Explorador de
Rayos X llegó a la Plataforma San Marco.
Mediante un lanzador de combustible sólido
Scout,
SAS-A (el primero de
los satélites “africanos” de la NASA) fue elevado el 12 de diciembre de 1970 a
una órbita apenas inclinada con respecto al ecuador (2.9º) situada a una
altitud de 520 x 560 km. de altitud. Una vez verificado el correcto
funcionamiento del satélite y su experimento, su misión comenzó, no sin antes
recibir nuevo nombre. Como homenaje al día de la independencia de Kenia (y como
gesto de agradecimiento al pueblo keniata por el trato recibido) fue
rebautizado como
Uhuru, libertad en
Swahili. El método de escaneo del cielo era el siguiente: aprovechaba su lenta
rotación para barrer amplias zonas del cielo para captar los máximos fotones de
rayos X posibles. También utilizaba su órbita alrededor de la Tierra para
ampliar su visión, y también la propia traslación de nuestro planeta alrededor
del Sol para terminar el barrido de la bóveda celeste. Con una misión de seis
meses, se esperaba que pudiera ampliar apreciablemente el catálogo de fuentes
de rayos X, además de estudiar mejor la radiación difusa de fondo en esta
longitud de onda. La verdad fue que las expectativas se superaron con creces:
gracias a sus datos se pudo compilar un primer catálogo comprensivo de las
fuentes de rayos X, el
llamado Catálogo Uhuru, con cuatro variantes sucesivas,
siendo la última (
4U) la que mostraba absolutamente todo lo descubierto por
este pionero astronómico. En total,
Uhuru
catalogó 339 fuentes individuales de rayos X entre 2 y 6 keV, además de lo
siguiente: el descubrimiento de emisores de rayos X de muy rápida variación;
emisión de rayos X provenientes de quásares; detección de sistemas estelares
binarios solo en rayos X; pero lo mejor fue el hallazgo de algo que, aunque
teorizado, nadie había visto. Se trata de una de las emisoras de rayos X más
simbólicas que existen en nuestra galaxia: Cygnus X-1.
Esta fuente de emisión ya se conocía desde 1964, cuando el vuelo
simultáneo de dos cohetes de sondeo lanzados desde White Sands proporcionó los
datos suficientes tras realizar un somero reconocimiento. Situada a 6070 años
luz de la Tierra, en la constelación Cygnus, es parte de un sistema binario que
coexiste con una estrella supergigante azul variable designada HDE 226868.
Después que
Uhuru completara el
reconocimiento, realizó operaciones de apuntamiento hacia la región, mostrando rápidas
fluctuaciones en la emisión de rayos X que acaecen varias veces por segundo,
denunciando que esto ocurría en una región realmente pequeña del espacio. Al
mismo tiempo, se detectó una poderosa emisión de radio de esta misma región,
pero ninguna de estas emisiones correspondía al supergigante azul. Allí existía
algo que emitía cantidades masivas de energía. A raíz de esto, dos grupos
independientes (uno perteneciente al Observatorio Real de Greenwich, y otro
adscrito al Observatorio David Dunlap de la Universidad de Toronto) realizaron
análisis Doppler al espectro de la supergigante, demostrando que esta estrella
estaba siendo afectada por un cuerpo gravitatorio masivo en sus cercanías,
localizándolo a apenas 0.2 unidades astronómicas de la estrella. Aunque se
pensaba que podría ser una estrella de neutrones, la ausencia de algo visible
y, sobre todo, la gigantesca gravedad generada por el objeto, descartó esa
posibilidad. Solo había otra. Cygnus X-1 era un agujero negro. A partir de
entonces comenzó a ser frecuente objeto de estudio. Gracias a este y otros
muchos descubrimientos (anteriores y posteriores a
Uhuru) el Dr. Riccardo Giacconi recibió el premio Nobel de física
en el año 2002.
El penúltimo satélite de la serie
OSO
no solo se dedicó al estudio de nuestra estrella, también llevaba varios
equipos para el estudio del cosmos. Para la radiación X cósmica llevaba dos,
uno para los rayos X de baja energía suministrado por el Instituto Tecnológico
de Massachusetts (1-60 keV) y uno para la alta energía proporcionado por la
Universidad de California en San Diego (7-500 keV). En cuanto al diseño
general,
OSO-H en esencia seguía las
mismas directrices, aunque con cambios importantes. La sección de la “rueda”
era más gruesa, y se desprendía de los pequeños mástiles del control de
actitud. Por su parte, la “vela” era más alta, disponiendo no solo de más
superficie para apoyar las células solares, también equipó un giróscopo para
que, durante la entrada en la sombra terrestre, pudiera apuntar los
instrumentos allí instalados de nuevo hacia Helios sin depender de la
información de los sensores solares. Elevado por un
Thor-Delta desde Cabo Cañaveral el 29 de septiembre de 1971 (casi
se pierde en el lanzamiento), quedó en una órbita con un apogeo que lo
adentraba en el cinturón de Van Allen, lo que complicó la interpretación de la
información recogida por sus instrumentos de partículas situados en la “rueda”.
A pesar de ello, hizo un buen trabajo.
OSO
7 fue el primer satélite que completó un mapa del cosmos en la longitud de
onda de rayos X de alta energía así como observaciones del espectro de
Centaurus A y del Núcleo Galáctico Activo NGC 4151. Reentró en la atmósfera
terrestre el 9 de julio de 1974.
Con
Uhuru todavía
funcionando (no fue desactivado hasta marzo de 1973) en 1972 se lanzaron dos
misiones con capacidad para la astronomía en rayos X. El primero en lanzarse
fue el primer satélite
europeo dedicado a la astronomía, el denominado
TD-1A. De los siete experimentos que
cargaba, equipaba dos para estudio de los rayos X, aunque solo uno para la
astronomía en esta longitud de onda. De características similares al de
Uhuru (colimador y contador
proporcional), iba un poco más allá (de 3 a 30 keV), y tenía el mismo propósito
que el explorador de la NASA. Lanzado por la NASA desde Vandenberg a bordo de
un vector
Thor-Delta el 12 de marzo,
quedó situado en una órbita polar baja, y con acceso a todo el cielo. Aunque
dedicado principalmente a la luz ultravioleta, también se preparó para hacer
observaciones solares y para tratar de compilar un somero mapa del cosmos de
alta energía, incluyendo los rayos X. Por desgracia para la gente de la misión,
el satélite no se libró de ciertos problemas que limitaron su operatividad, y
uno de ellos afectó directamente al experimento celeste de rayos X. El problema
fue un codificador que unía el experimento al ordenador, de manera que durante
el primero de los dos reconocimientos que completó, el de los rayos X no se
realizara. Tras la conclusión de este primer escaneo, se puso en marcha el
codificador, y al mostrar un rendimiento aceptable, esta vez sí fue posible completarlo.
El completo consumo del combustible de control de actitud provocó su
desactivación en mayo de 1974.
El cuarto y último observatorio de la serie
OAO, el denominado
OAO-C,
fue uno de los primeros satélites de la NASA en cargar un experimento foráneo.
Aunque esta serie de pesados observatorios estuvo dedicada principalmente al
examen de la luz ultravioleta, este último recibió un experimento de rayos X,
que procedía del Reino Unido. Diseñado y construido en el University College de
Londres, buscaba estudiar fuentes estelares y la absorción de los rayos X en el
espacio interestelar. Compuesto por tres telescopios de rayos X (contadores
proporcionales de gas y tubos multiplicadores de canal abierto, complementados
por contadores colimados) cubría la sección más baja de los rayos X (0.1-10
keV) e incluía parte del ultravioleta extremo. Elevado el 21 de agosto de 1972,
estuvo operativo hasta febrero de 1981. Durante todo este tiempo, el
observatorio
Copernicus (el nombre
que recibió tras el despegue) estuvo examinando el cosmos, aunque el tiempo de
observación con el instrumento de rayos X era del 10% del total de
Copernicus. Aún así, en esta franja del
espectro electromagnético pudo localizar púlsares cuyos periodos de rotación
duraban varios minutos, a diferencia de los habituales, que giran sobre sí
mismos en segundos o milisegundos. Un trabajo bien hecho.
La NASA se asoció con el Instituto Holandés para la Investigación
Espacial (NIVR) porque esta última tenía interés en explotar las posibilidades
del espacio. Para demostrarlo, NIVR diseño su primer satélite.
ANS, el Satélite Astronómico Holandés,
se trataba de un simple satélite que incorporaba dos experimentos científicos,
uno para el examen de la luz ultravioleta, y otro para el estudio de las fuentes
de rayos X. Lanzado desde la base de Vandenberg mediante un lanzador
Scout el 30 de agosto de 1974 y situado
en órbita polar (260 x 1176 km.), tenía buen acceso al cosmos para observar sin
interrupción en las longitudes de onda a las que podía acceder. Con un rango
energético de 2 a 30 keV, el instrumento de rayos X de
ANS se empleó para buscar positrones provenientes de fuentes
galácticas y extragalácticas. Es mencionable aquí porque este satélite
descubrió estallidos de cuerpos celestes en rayos X, y detectó emisión en esta
energía proveniente de la estrella Capella. Esto es todo lo destacable de un
vehículo que estuvo en órbita 20 meses, hasta junio de 1976. Por ser el primer
satélite holandés, el asteroide 9996 lleva su nombre.
Otra organización espacial se quiso sumar a la exploración del
universo X, y puede llamar la atención. La Organización de Investigación
Espacial de la India deseaba obtener experiencia operando satélites en órbita,
y con
Aryabhata estaban seguros de
conseguirlo. Aún sin cohetes propios, ISRO se unió a la Unión Soviética en un
acuerdo de cooperación conjunto. Este primer satélite hindú se diseñó para
hacer estudios de aeronomía, física solar y para astronomía en rayos X, y era
un curioso vehículo poligonal de 26 lados de 1.4 metros de diámetro y
alimentado por energía solar. Fue lanzado por la Unión Soviética en la punta de
un lanzador
Cosmos-3M desde su base
de Kapustin Yar (al sur de la actual Volgogrado) el 19 de abril de 1975,
situándose en órbita baja, inclinada 50.7º con respecto al ecuador terrestre.
Por desgracia,
Aryabhata tuvo tanta
suerte como
OAO-A1 en su día: apenas
funcionó cuatro días y la razón de su pérdida fue un fallo en su sistema
energético. A pesar de esto, ISRO no tiró la toalla.
Después de la frustrada y breve vida examinando el cosmos de la más
alta energía
de
SAS 2, la NASA ya estaba construyendo el tercer, y finalmente
último, vehículo de la serie de los Pequeños Satélites Astronómicos. Dedicado
también a los rayos X, era una misión corregida y aumentada para ampliar lo que
Uhuru nos proporcionó y añadirle
precisión y resolución, además de buscar nuevas fuentes emisoras de esta
longitud de onda. Como el más avanzado de los tres satélites de esta serie,
SAS-C se aprovechó de la experiencia
obtenida con la operación de sus antecesores, de manera que recibió mejoras
notables. Aunque en lo esencial era idéntico, para empezar, el módulo de
control dejó de ser un tambor para ser una estructura octogonal. En cuanto al
sistema de control de actitud, seguía siendo un satélite rotatorio (una
revolución por órbita, aproximadamente 95 minutos), pero recibió hardware para
ser capaz de tener una estabilización en sus tres ejes y mantener la
orientación mirando hacia un mismo punto del cosmos durante 30 minutos, así
como mantener su eje de rotación mirando hacia un lugar concreto del cielo
durante horas. Con paneles solares nuevos, algo más largos que en los satélites
anteriores, como
Uhuru (y a
diferencia de
SAS 2) disponía en las
puntas de tres de los cuatro paneles solares dos antenas de comandos y una de
telemetría. En cuanto a la instrumentación, fue el más rico de las tres
misiones.
SAS-C equipó cuatro
experimentos, dos
observando perpendiculares al eje de rotación, y otros dos
alineados con el eje de rotación. Los dos perpendiculares eran el contador
proporcional colimado (1-60 keV) y el contador proporcional colimado por tubo
(mismo rango), y se dedicaron para proporcionar localizaciones ordinarias de
fuentes desconocidas y transitorias el primero, y para estudios detallados del
comportamiento espectral y la variabilidad temporal de las fuentes observadas
durante operaciones de apuntamiento el segundo. Los otros dos eran RMC,
Colimador de Modulación Rotatoria (2-11 keV) y LED, Detector de Baja Energía
(0.1-1 keV), preparados para detectar y localizar con precisión fuentes de
rayos X. La misión, propuesta por el Centro para la Investigación Espacial del
Instituto Tecnológico de Massachusetts, era dirigida para su generación de
comandos, como las misiones previas, por el Centro de Vuelos Espaciales
Goddard. La misión se diseñó para que tuviera una rápida respuesta a los
eventos cósmicos, de manera que los datos transmitidos por el satélite en
órbita serían dirigidos tras su recepción en la antena de seguimiento al MIT
para un análisis rápido antes de que el pequeño observatorio pudiera ser
reprogramado en el siguiente paso por la antena de recepción, permitiendo de
esta forma estudios en casi tiempo real. Con un rango de detección entre 0.1 y
60 keV, su misión era la de determinar la localización de fuentes de rayos X
con mayor exactitud, estudiar fuentes seleccionadas, y buscar eventos transitorios.
Elevado mediante un lanzador Scout
desde la plataforma San Marco el 7 de mayo de 1975, SAS 3 fue el más longevo y productivo de la serie, siendo
desactivado en abril de 1979. Pero mientras tanto, fue capaz de detectar cosas
bastante curiosas: siguiendo los pasos de ANS,
empezó a detectar y caracterizar los objetos de estallido en rayos X,
descubriendo una docena de ellos en el cosmos, asociándolos a sistemas binarios
de estrellas de neutrones; proporcionó localizaciones de fuentes individuales
con suficiente exactitud y precisión como para apuntar telescopios basados en
tierra buscando algún objeto en la longitud de onda visible que pudiera ser el
responsable de esta emisión energética; detección de emisiones de rayos X
provenientes de enanas blancas; fijó la localización de emisores de rayos X
cerca de los centros de cúmulos globulares; la primera detección del fenómeno
llamado Oscilación Quasi-Periódica a través de su emisión de rayos X; y lo más
raro, que la emisión difusa en el rango energético de 0.10 a 28 keV es
absorbida por el medio interestelar galáctico. Mucho aprendimos con SAS 3, pero este pequeño no era más que
una solución de transición. Dos años después de su satelización, la NASA estaba
lista para llevar la astronomía de rayos X a una escala mucho más grande.
A finales de la década de 1960, la NASA vivía en la euforia. Se
sentían capaces de hacer cualquier cosa, la confianza era arrolladora. Tal era
así que a alguien dentro de la organización se le ocurrió una idea loca:
aprovechando la formidable potencia de los lanzadores Saturn, propugnaba elevar un gigantesco satélite de 12 metros de
largo, dos de diámetro y casi 10 toneladas de masa. Su nombre era HEAO, Observatorio Astronómico de Alta
Energía, y como indicaba, sería un vehículo dedicado al examen de todo el
espectro de alta energía de una sola vez. Cuando salieron las cuentas de cada
alunizaje, pronto vieron que ese programa resultaba irrealizable, sin embargo
la idea había calado, de manera que la Comisión de Misiones Astronómicas de la
Academia Nacional de Ciencias estadounidense le dio al proyecto HEAO prioridad número uno entre las
misiones astrofísicas. De manera que la NASA tuvo que sacar el programa de
manera económica cumpliendo todos (o casi) los objetivos científicos originales.
Después de concluir el diseño general, el programa se dividió en tres
misiones. Dos de ellas (la primera y la tercera) eran misiones de escaneo del
cosmos, mientras que la otra (la segunda) se calificó como misión de
apuntamiento celeste. Para su elaboración se empleó al menos un 80% de hardware
ya probado y más que fiable en el espacio, además de ser fácilmente ampliable o
sustituible, permitiendo una reducción de presupuesto general muy notable. Cada
satélite se estructuró a través de dos módulos, el de equipamiento y el
científico. El primero de ellos sería común a las tres misiones, y era una
estructura octogonal plana elaborada en aluminio, con un tanque de combustible
en el centro y gran parte del hardware entre los compartimentos que lo rodeaban,
que eran extraíbles para una inspección más fácil. En cuanto al módulo
científico, aunque el diseño era general, era fácilmente modificable para
incorporar la instrumentación específica, de manera que esta sección era
customizable a requisito de los experimentos. Una facultad llamativa de esta
sección era que cada instrumento tenía su propio contenedor, disponiendo de
todas las conexiones de datos, mecánicas, de energía y termales para cada
aparato, de manera que aunque uno de los instrumentos fallara el resto
continuaría
funcionando. Esta sección hexagonal (con dos de sus lados más
anchos que los otros cuatro para acomodar la instrumentación) además contenía
una de las dos antenas omnidireccionales de comunicaciones y los paneles
solares que producían la electricidad a todo el observatorio. Con ambos módulos
unidos, la altura de cada observatorio era de 5.8 metros. El propósito de la
misión
HEAO-A era hacer un nuevo
reconocimiento completo del cielo, solo que gracias a su tamaño y sus
experimentos de última tecnología permitiría ampliar el número de fuentes de
rayos X más allá de lo que había logrado
Uhuru.
Se incluyeron cuatro experimentos:
A-1 (LAXRAY, Gran Experimento de
Reconocimiento de Rayos X, siete contadores proporcionales de gran área
rellenados por gas con un rango energético de 0.15 a 20 keV),
A-2 (CXE,
Experimento de rayos X Cósmicos, seis contadores proporcionales colimados,
0.2-60 keV),
A-3 (SMCE, Experimento de Colimador de Modulación para Escaneo,
dos colimadores unidos a contadores proporcionales y sensores de aspecto, que
doblaban como escáneres estelares para el observatorio, 1-15 keV) y
A-4
(HXLEGRE, Experimento de rayos X Duros y Rayos Gamma de Baja Energía, un
conjunto modular hexagonal de detectores de escintilación con escudos
anticoincidencia, 10 keV-10 MeV), que cubrían prácticamente todo el espectro
del los rayos X, y la parte más baja de la siguiente y más energética de las
longitudes de onda, los rayos gamma. El propósito de
HEAO-A era el de completar un mapa del cosmos completo en seis
meses con una sensibilidad hasta la fecha inigualada, y dado el tamaño y
volumen de sus experimentos, disponía de una capacidad de hacer descubrimientos
mucho mayor. La regla en la astronomía de alta energía, al menos para detectar
señales de los fotones emitidos por cualquier fuente existente, es que cuanto
mayor es el área de adquisición, naturalmente mayor es la sensibilidad. Mientras
Uhuru apenas desplazaba 142.8 kg.,
HEAO-A daba un peso en báscula de 3.150
kg.
Este titán del cosmos (el satélite no tripulado más pesado en su día)
prometía ampliar notablemente la visión que teníamos del cosmos, y con sus
experimentos sería capaz de encontrar no solo estrellas de neutrones, púlsares,
quásares, agujeros negros, radiogalaxias o supernovas, sino también cosas
nuevas e inesperadas. De esta manera, el potencial de descubrimiento era
tremendo. Situado en órbita el 11 de agosto de 1977 mediante un lanzador
Atlas SLV-3D/Centaur, se quedó en una
trayectoria baja (445 km. de altitud) y moderada inclinación (22.5º), evitando
los cinturones de radiación terrestre, y con un buen acceso al cosmos. Su
método de escaneo resultó similar al de
Uhuru,
es decir, rotar sobre sí mismo ofreciendo los paneles solares a nuestra
estrella y los instrumentos a la bóveda celeste. Con un ratio de rotación de
entre 0.03 a 0.1 rpm (más o menos una cada 30 minutos), e inclinada con
respecto a su vertical 7º para evitar sobreexposición a las células solares, le
garantizaba obtener la suficiente información como para detectar y apuntar en
el cielo fuentes de rayos X tanto conocidas como ignoradas hasta ese momento.
Gracias a su tiempo de misión (más allá de lo proyectado) fue capaz de detectar
más de 1500 fuentes emisoras de rayos X, y algunas con tanta exactitud que los
astrónomos fueron capaces de apuntar sus observatorios basados en tierra para
descubrir los objetos que lo emiten en longitud de onda visible.
Este
descubrimiento llevó a otros. Su forma de control eran sus propulsores, que no
solo le permitían mantener su rotación, también podían detenerla y dirigir a
HEAO 1 para hacer operaciones de
apuntamiento a zonas del cosmos interesantes que él mismo detectó manteniendo una
actitud en sus tres ejes. Completó más de 300 de estas operaciones, y
finalmente esto le llevó a acabar su combustible el 9 de enero de 1979, dando
por concluida la misión, reentrando en la atmósfera e incinerándose el 14 de
marzo de ese mismo año. Además del mapa del cosmos (estando el de los rayos X
duros vigente durante casi 30 años) permitió detectar más cosas, tales como un
plasma caliente universal que podría constituir una gran fracción de la masa
del universo; flujos de rayos X de alta energía partiendo de los polos de una
estrella de neutrones de apenas 10 km. de diámetro; detecciones de eventos
transitorios mediante su instrumento A-4; nuevos posibles agujeros negros; una
extrema variabilidad de los quásares en la emisión de rayos X; coronas estelares;
y fuertes emisiones de rayos X provenientes de vientos estelares muy calientes.
La información recolectada sin duda sentó las bases para futuras misiones, y la
NASA no tardó demasiado en aprovechar ese mismo catálogo que estaba
recolectando
HEAO 1. Un año después,
fue colocado en el espacio un vehículo innovador.
Haciendo caso a aquel viejo dicho de “una imagen vale más que mil
palabras”, la comunidad astronómica estaba a punto de observar por primera vez
el universo X. Al igual que con los observatorios visibles o de ultravioleta (y
poco después con el infrarrojo), la mejor manera de sacar conclusiones era
tomando imágenes. El problema era conseguir una forma de enfocar los fotones de
rayos X, de una forma similar a la de los observatorios tradicionales que
enfocan la luz visible. El problema es que los telescopios tradicionales son
inútiles para trabajar con los rayos X, porque los fotones penetran a través de
los espejos y acaban absorbidos. La solución llegó en 1952, cuando un
científico llamado Hans Wolter, deseoso de examinar los rayos X al microscopio,
se encontró con el
mismo problema. La solución que encontró fue crear cilindros
que metía uno dentro de otro, cuya superficie interna estaba recubierta de
materiales reflectores. Wolter creó así los módulos ópticos de incidencia oblicua,
desarrollando tres tipos, dependiendo de su complejidad. Los más usados son los
calificados posteriormente módulos ópticos tipo Wolter 1 (existen otros dos
tipos), que conjuga módulos ópticos cilíndricos con forma hiperboloide y
paraboloide. La técnica es la siguiente: los fotones de rayos X penetran por el
frente del módulo óptico, reflejados por los recubrimientos internos de cada
cilindro. A medida que viajan por el módulo óptico se van enfocando
aprovechando la forma del módulo, que va reduciendo su diámetro gradualmente
para conseguir llevar los fotones X ya enfocados al lugar que nos interesa. Con
el equipo adecuado, es posible crear imágenes del cosmos en esta longitud de
onda permitiendo examinar un objeto emisor de una forma nunca antes alcanzada.
Realmente los módulos ópticos tipo Wolter ya se estaban usando en el espacio
casi desde el inicio de la era espacial. Que nosotros sepamos, el primero en
disponer de ellos fue el observatorio solar de la NASA
OSO 2 (podemos estar equivocados) para poder captar imágenes de
nuestra estrella, y uno de los telescopios solares de la estación espacial
Skylab era de este tipo. Para la primera
misión de observación del cosmos en rayos X de la historia había que llevar los
módulos tipo Wolter a una escala mayor.
Ya hemos dicho que la misión del segundo
HEAO era de apuntamiento celeste, y el objetivo era estudiar por
primera vez fuentes individuales mediante su observación. Aprovechando el mapa
que estaba creando
HEAO 1, ya antes
del despegue de
HEAO-B su programa
científico de observación se reescribía día a día. Para poder ver un objeto de
rayos X y formar una imagen se hizo necesario aplicar algunas reformas al
módulo científico básico
HEAO. El
resultado fue un tubo interno vacío encerrado en una estructura octogonal, en
cuyo extremo frontal se situó el módulo óptico tipo Wolter 1, mientras que en
el otro extremo se situó un mecanismo móvil donde se situaron cuatro de los
cinco experimentos de la misión. Este mecanismo permitía seleccionar el
instrumento necesario en cada momento, para poder completar una observación lo
más completa posible. En cuanto a su módulo de equipamiento, la única novedad
fue la instalación de ruedas de reacción, para hacer posible un apuntamiento de
precisión y una plataforma sumamente estable. Además de las ruedas, le
colocaron nada menos que tres escáneres estelares (coalineados con el propio
telescopio) para garantizar esta estabilidad de posición y permitir largas
operaciones mirando hacia un mismo sitio. Con paneles solares extra (que doblaban
como escudos solares) consiguieron hacer frente a la mayor demanda de energía.
En cuanto a la ciencia de
HEAO-B,
disponía de (como
ya dijimos) un
módulo óptico tipo Wolter 1, formando la pieza
principal del telescopio, empleando cuatro cilindros concéntricos, con un
diámetro máximo de 53 cm. y 53 cm. de largo, disponiendo de una longitud focal
de 3.4 metros, entregando los fotones energéticos a cuatro experimentos:
B-2
(HRII, Instrumento de Imágenes de Alta Resolución, empleando tecnología sensora
de estado sólido, en total tres sistemas idénticos formados por dos placas
microcanal operando en cascada, un detector de carga de rejilla cruzada, y en
frente de todo, un escudo ultravioleta, 0.15-3 keV),
B-3 (FPCS, Espectrómetro
Cristalino del Plano Focal, un sistema cristalino tipo Bragg curvado, uniendo
seis cristales reflectores y un contador proporcional),
B-4 (IPC, Contador
Proporcional de Imágenes, dos contadores proporcionales similares a los de
HEAO 1 solo que subdivididos
electrónicamente en regiones muy pequeñas que cada una registraba una zona muy
pequeña de la imagen en rayos X, el tipo llamado sensible a la posición,
rellenados con una mezcla de gas de argón (84%), xenón (6%) y dióxido de
carbono (10%), 0.4-4 keV) y
B-5 (SSS, Espectrómetro de Estado Sólido, formado
por un cristal de silicio activado por litio de 9 milímetros de diámetro y 3 de
grosor con una cobertura superficial de oro, que debía estar criogénicamente
refrigerado con metano y amoniaco sólido, 0.5-4.5 keV). Antes de llegar al
instrumento seleccionado, los fotones de rayos X, después de cruzar el módulo
óptico, pasaba tanto por un Espectrómetro de Rejilla de Objetivo, dividiendo
las distintas longitudes de onda antes de llegar a los instrumentos, como por
un Espectrómetro de Filtro de Banda Ancha, para realizar un examen más a fondo
y extender la resolución del instrumento B-2. Por su parte, el quinto
instrumento estaba montado en la parte exterior del módulo científico, y
coalineado con el telescopio. Se trataba del
B-1, Contador Proporcional de
Monitorización,
rellenado con argón y
dióxido de carbono, cubriendo el rango de 0.2 a 20 keV, y se instaló para hacer
mediciones correlacionadas con las adquiridas por los instrumentos del plano
focal. Tal fue la importancia de
HEAO-B
que el Dr. Riccardo Giacconi (en aquel momento ya adscrito al Observatorio
Astronómico Smithsonian) fue designado como Investigador Principal no solo de
la misión en conjunto, también de los instrumentos B-1 y B-2. A pesar de lo
distinto que era, este gigante de la exploración espacial tenía el mismo peso
en tierra que su antecesor.
Elevado el 13 de noviembre de 1978 mediante un cohete idéntico al de
su hermano
HEAO 1, quedó situado en
órbita baja, a algo más de 500 km. de altitud y con una inclinación orbital de
23.5º, y tenía por delante una misión de un año, y por diseño, podía estudiar
dos objetivos por órbita. La realidad superó las expectativas de vida del
observatorio. El rebautizado como observatorio
Einstein permaneció en funciones hasta poco antes de su reentrada.
En todo este tiempo, pudo hacer cosas muy importantes para la astronomía. Para
empezar, sin duda sus imágenes sorprendieron a todos.
Einstein disponía de dos sistemas que eran el equivalente de
sistemas de televisión de ángulo cercano y campo ancho con los instrumentos B-2
y B-4, y una vez construidas las imágenes, la comunidad científica se asombró
de ver las nubes de los remanentes de las supernovas (como el remanente Tycho),
mientras que con el resto se examinaban estos
mismos objetivos mostrando
grandes variaciones en el espectro de rayos X. Muchas de las fuentes detectadas
por su hermano pero todavía desconocidas aparecieron claramente en las
imágenes. Pero no solo eso: gracias a su poder resolutivo, apuntando a la
galaxia de
Andrómeda, permitió detectar 70 nuevas fuentes emisoras de rayos X,
mientras que en la región galáctica de Eta Carinae descubrió muchas estrellas
jóvenes a través de sus calientes emisiones en esta longitud de onda. Otro
logro demostrativo de las capacidades del observatorio
Einstein fue la localización de un quásar, entre los más lejanos
jamás detectados, a nada menos que 10 billones de años luz, cerca del comienzo
de todo, es decir, del Big Bang. Y un último resultado de categoría fue la
localización de un montón de fuentes discretas confundidas antes con la
radiación difusa de fondo en esta longitud de onda, en zonas aparentemente
vacías de contenido. A raíz de esta detección se empezó a formular la pregunta:
¿el universo cesará su expansión en algún momento para volver a encogerse o
continuará expandiéndose indefinidamente? La cosmología continúa intentando
resolver esta incógnita. Habiendo cumplido todas las expectativas, el
observatorio
Einstein reentró en la
atmósfera terrestre el 25 de marzo de 1982.
Una nueva organización espacial se unió al examen de los rayos X desde
el espacio. El Japón también se unió algo tarde a la explotación del espacio,
pero en 1976 ya había intentado colocar en el espacio un pequeño vehículo que
les introdujera en este campo. Se trataba del satélite
CORSA, que no alcanzó la órbita a causa de un fallo del lanzador.
Para suplirlo, construyeron un satélite idéntico,
lógicamente llamado
CORSA-b. Construido por la agencia ISAS,
se trataba de un vehículo de modestas dimensiones, contando con instrumentación
para comenzar los trabajos en el universo X, cubriendo gran parte del espectro
en esta longitud de onda. Diseñado para rotar sobre sí mismo, realizaría un
completo reconocimiento a la antigua usanza, para así iniciar a la nación
nipona en este fascinante cosmos. Lanzado el 21 de febrero de 1979 en la punta
de un lanzador
M-3C-4 (y rebautizado
ya en órbita como
Hakucho) permaneció
en órbita hasta el 16 de abril de 1985, día en el que reentró en la atmósfera,
y al mapa del cosmos realizado, permitió el descubrimiento de las fuentes
transitorias de rayos X blandos Cen X-4 y Apl X-1, monitorización de la emisión
de rayos X del mítico púlsar Vela, así como dar pequeñas nuevas pistas acerca
de las Oscilaciones Quasi-Periódicas. No estuvo mal, y debido a eso lanzaron
una nueva misión poco después, algo más preparada.
Con
Astro-B quisieron ir un
poco más allá de lo observado por
Hakucho.
También de modestas dimensiones y masa, este vehículo incorporaba
instrumentación algo más especializada. Elevado el 20 de febrero de 1983
mediante un lanzador
M-3S-3, el
satélite conocido como
Tenma (Pegaso
en japonés) tuvo mala fortuna. Después de pasado un año y medio después de su
lanzamiento, un fallo en su batería provocó una gran limitación en sus
operaciones, y este problema llevó a otros, hasta que su comunicación se perdió
definitivamente en 1985. Aun así tuvo tiempo de completar algo de ciencia,
descubriendo las líneas de emisión del hierro de varios objetos celestes, así
como una línea de absorción situada en los 4 keV en el espectro de un objeto de
estallido de rayos X. No fue tiempo perdido.
La Unión Soviética, aunque no lo parezca en esta entrada, también
estuvo examinando largo rato los rayos X desde el espacio, solo que usaron
plataformas dedicadas principalmente al estudio solar para ello (algo así como
los
OSO de la NASA), comenzando en 1968,
y el 23 de marzo 1983 lanzó un observatorio astronómico.
Astron era un gran satélite diseñado para el estudio del
ultravioleta, pero al igual que el observatorio
Copernicus de la NASA, incorporó una herramienta para el examen de
los rayos X, un espectroscopio, con el que fue capaz de observar durante todo
el tiempo que estuvo en el espacio (hasta 1987) la fuente de emisión Hercules
X-1 descubriendo periodos tranquilos y violentos. Estos trabajos continuaron
cuando las autoridades soviéticas elevaron su observatorio de alta energía
GRANAT en diciembre de 1989.
1983 fue un buen año para la astronomía X, ya que además del japonés Tenma y el espectroscopio del soviético Astron, se les unió el segundo
observatorio de rayos X de la historia, proveniente este de Europa. Sin
embargo, el camino de este proyecto hasta su colocación en órbita fue largo y
tortuoso.
En 1967 llegaron al consejo del ESRO dos propuestas para su estudio.
Una de ellas (Cos-A) tenía como
objetivo observar el cosmos de alta energía a partir de los rayos X para
arriba, mientras que la segunda (Cos-B)
realizaría lo mismo pero con la longitud de onda más alta y energética de
todas. Tras los estudios iniciales (y por compartir similares objetivos con TD-1A) Cos-A cayó. Esto no desanimó a los que proponían una misión de
rayos X, y poco después llegó a la mesa la propuesta de misión HELOS, una de las más curiosas de las
que hemos oído hablar. El Satélite de Alta Excentricidad para Ocultación Lunar
pretendía hacer el trabajo habitual, es decir, localizar y apuntar fuentes
desconocidas de rayos X, pero esto lo haría mediante, como su propio nombre
indicaba, ocultaciones lunares para obtener exactas posiciones de cada objeto.
La propuesta fue aprobada, y a medida que el desarrollo del concepto avanzaba,
se fueron lanzando satélites que hicieron su misma tarea: Uhuru, ANS, SAS 3 o HEAO 1. Como consecuencia de esto, la nueva ESA (el viejo ESRO,
reestructurado en 1975) decidió enfocar la misión HELOS del reconocimiento del cosmos a una misión de apuntamiento.
Debido al cambio de concepto, su nombre también cambió.
A diferencia del observatorio
Einstein,
EXOSAT (el Satélite Observatorio de
rayos X Europeo) realizaría una misión similar a la del primero pero con un
tamaño y masa mucho menor. Es sorprendente que la ESA pudiera realizar muchas
de las cosas que hizo la NASA entre 1978 y 1982 con un satélite que apenas
desplazaba 510 kg. Con unas medidas de 2.1 metros de diámetro y una altura de
1.35 metros (sin contar su único panel solar de cuatro secciones que añadía
1.85 metros extra) fue construido usando aluminio en general y fibra de carbono
en particular en la estructura de soporte de los instrumentos. Estabilizado en
sus tres ejes, usaba los sistemas tradicionales (dos escáneres estelares,
sensores solares, unidades de referencia inercial) además de los sistemas de
propulsión de gas propano frío, mientras que los propulsores de hidracina se
usaban para ajuste orbital. El sistema energético se basaba en su panel solar y
dos baterías de níquel-cadmio, y comunicaba con Tierra mediante un par de
antenas, situadas al final de dos mástiles, conectadas a un transmisor de
banda-S.
EXOSAT fue el primer
satélite europeo en incorporar un ordenador de a bordo, una máquina paralela de
16-bit, reprogramable en vuelo, dedicada a controlar los tres experimentos y de
procesar los datos antes de su envío al centro de control. Carecía de grabador
de a bordo, ya que su órbita se diseñó para estar en vista casi continua de su
única antena de seguimiento, la situada en Villafranca del Castillo,
transmitiendo la información en tiempo real del satélite a la antena, y de la
antena al centro de control situado en Darmstadt, Alemania Occidental. La
instrumentación de
EXOSAT eran tres
herramientas. La principal era LEIT, el Telescopio de Imágenes de Baja energía,
que eran dos unidades gemelas
conteniendo cada una ópticas tipo Wolter 1 con
una apertura de 28 cm., rejillas de difracción para espectroscopia de alta
resolución, y conjuntos de detectores de canal multiplicador. Construidos
mediante la técnica de la replicación, estaban construidos a base de berilio
(grosor, 3.5 mm.), disponiendo de cuatro vainas concéntricas conteniendo en su
interior un recubrimiento de oro, colocado por evaporación. Disponían de una
longitud focal de apenas 1 metro (muy poco comparado con el observatorio
Einstein) pero tenían mejor sensibilidad
gracias a sus sensores. Con todo su equipamiento instalado cada telescopio
apenas pesaba 7 kg, y la estructura completa tenía una masa de 30 kg. El rango
de detección era de 0.04-2 keV debido tanto a los telescopios como a los
contadores proporcionales sensibles a la posición y los conjuntos de canal
multiplicador, uno de cada por telescopio, utilizados como detectores. Los
otros dos era el Experimento de Media Energía (
MEX), en total cuatro contadores
proporcionales (dos frontales, dos traseros, separados por una ventana de
berilio de 1.5 cm. de grosor) de última tecnología de 4 cm. de profundidad
rellenados con gas (Argón y dióxido de carbono dos de ellos y Xenón y dióxido
de carbono los otros dos) a 2 bares de presión, en cuya parte frontal disponía
de una ventana de 62 micrones de grosor elaborada en berilio y cubierta por una
lámina de kaptón aluminizado de 4.5 micrones por motivos de control termal, sintonizados
en los rayos X entre 1 y 50 keV; y un novedoso Contador Proporcional de
Escintilación por Gas o
GSPC (el primero de su tipo en el espacio, compuesto
por un cuerpo cónico-cilíndrico construido a base de materiales cerámicos, una
sección esférica de 175 micrones de grosor, una ventana de berilio, un tubo
fotomultiplicador y una ventana de salida de 4 mm. de grosor transmisora de
radiación ultravioleta, rellenado usando gas de Xenón al 95% y Helio al 5%, que
lo hacía 2 veces mejor que un contador proporcional convencional), para hacer
espectrofotometría en alta resolución en el rango energético de 2 a 20 keV.
Para proteger los instrumentos LEIT y MEX, ambos contaban con una tapa cada
uno, que durante el lanzamiento estarían plegadas sobre las aperturas de los
aparatos, y una vez en órbita ya desplegados, servían como escudos solares.
Entre sus encargos estaba proporcionar la localización exacta de muchas fuentes
de rayos X mediante ocultación lunar, examinar fuentes difusas y extendidas,
estudiar la variabilidad temporal de todo tipo de fuentes emisoras así como
detectar nuevos objetos en el universo X.
Poco menos de dos años antes del lanzamiento de EXOSAT la ESA lanzó un Anuncio de Oportunidad que la comunidad
científica agradeció: en vez de que el satélite fuera de uso exclusivo de los
científicos de la misión, este proyecto se abría a cualquiera que quisiera
aprovechar esta excelente herramienta. Es más, como ya ocurriera con el
observatorio IUE, EXOSAT sería operado como si fuera un
observatorio basado en Tierra, de manera que un científico, sin tener
conocimientos acerca del funcionamiento del vehículo, podía acudir al centro de
control, realizar la observación solicitada (con asistencia del equipo de control
de misión) y marcharse a su institución para estudiar la información recogida.
Cuando se cerró la ventana del anuncio, habían llegado más de 500 propuestas,
lo que llevó a hacer un proceso de selección, del que salieron 200 para los
primeros nueve meses de operación del observatorio, de los dos años de misión
principal.
Con
EXOSAT ya construido,
surgió un problema. Estaba previsto que fuera lanzado en el sexto lanzamiento
del primer modelo del lanzador
Ariane
a finales de 1982, pero el vuelo anterior había acabado en fracaso, lo que
llevó a dejar en Tierra estos cohetes. De esta manera, en vez de ser uno de los
primeros satélites europeos lanzados por un vehículo propio, se convirtió en el
último que tuvo que ser elevado por la NASA. Dada su curiosa órbita la base de
lanzamientos seleccionada fue la de Vandenberg, California, y el lanzador, un
Delta 3914. Con el lanzamiento previsto
para el 26 de mayo de 1983,
EXOSAT
llegó a la base de lanzamientos el 6 de abril, donde se le realizó todo el
chequeo final previo al lanzamiento. ¿Por qué no esperaron? Bueno, algunas de
las partes del equipo científico eran susceptibles a cierta degradación al
ambiente terrestre (con el subsiguiente coste extra que supondría reponerlas),
de manera que retrasar el despegue hasta que los
Ariane fueran fiables no era una opción.
La fecha de lanzamiento se cumplió, y
EXOSAT quedó situado en una órbita casi polar y altamente
excéntrica (71.4º, 2919 x 189.000 km.), posibilitando que el observatorio
estuviera a la vista de la antena de seguimiento durante 76 de las 90 horas que
duraba su órbita consiguiendo realizar estudios
duraderos. Tras probar el
instrumental, su misión oficialmente comenzó en agosto, y resultó muy
fructífera. Aunque el mecanismo de las rejillas de difracción de LEIT falló
pocos meses después del despegue, la información recogida permitió ampliar
nuestra vista de los rayos X emitidos desde el cosmos, con más de 450
publicaciones, y lo más notable de lo descubierto es lo siguiente: estudiando
las Oscilaciones Quasi-Periódicas o
QPO’s, provenientes de la rotación de
algunas estrellas de neutrones en sistemas binarios de rayos X, descubrió
periodos errantes de acá para allá, es decir, que no rotaban en periodos
predecibles, sino que, probablemente, rotan dependiendo de las inestabilidades
que poseen los discos de acreción que rodean a las estrellas de neutrones;
encontró el sistema binario de más rápida rotación (11 minutos), siguiendo la
brutal emisión de rayos X generada por la caída de material hacia la estrella de
neutrones del sistema; el hallazgo de un nuevo sistema binario compuesto por
una estrella masiva que alimenta a un agujero negro con 10 veces la masa de
nuestro Sol, encontrando enormes y potentísimos chorros de material eyectados
desde el propio agujero negro viajando a un cuarto de la velocidad de la luz,
yendo de acá para allá cada 167 días, coincidiendo con el periodo de
variaciones de las líneas ópticas; y observaciones de la nova pulsante
EXO2030+375 permitió obtener detalles de cómo el material de una estrella
compañera en un sistema binario es capturada por los campos magnéticos de una
estrella de neutrones. Una misión
magnífica que también proporcionó imágenes
asombrosas del universo X, y que fue la precursora de lo que después
conseguiría la ESA.
EXOSAT acabó
reentrando en la atmósfera el 6 de mayo de 1986 después de un fallo en el
sistema de control de actitud provocando el consumo completo del gas de los
propulsores de actitud.
La tercera misión japonesa dedicada al estudio de los rayos X fue lanzada
apenas 10 meses después de quedarnos sin el fiel observatorio europeo.
Astro-C seguía siendo una misión que,
continuando el legado de las dos anteriores, se encargaría de realizar nuevos
exámenes del cielo en
busca de cosas nuevas. El satélite era una pequeña caja
que apenas incorporaba instrumental, solo tres aparatos, siendo dos de ellos
los dedicados al reconocimiento del cielo en rayos X (LAC, Contadores
proporcionales de Gran Área, 1.5-37 keV, y ASM, Monitor de Todo el Cielo, 1-20
keV), mientras que el tercero estaba dedicado a la búsqueda de eventos
transitorios. El mayor de los instrumentos, LAC, cubría todo un lateral del
satélite, proporcionándole un campo de visión enorme. Lanzado el 5 de febrero
de 1987 mediante un
M-3SII, funcionó
hasta su reentrada el 1 de noviembre de 1991, y durante este tiempo, además de
finalizar el trabajo comenzado por
Hakucho
y
Tenma,
Ginga (galaxia en japonés) detectó en ese tiempo nuevos candidatos
a agujeros negros, de fuentes transitorias débiles en el borde galáctico, así
como una línea de emisión del hierro entre los 6 y 7 keV proveniente del centro
de nuestra galaxia. Con los deberes hechos, el Japón se puso a preparar una
herramienta más adecuada para el estudio de las fuentes de rayos X, siguiendo
la estela del observatorio
Einstein y
de
EXOSAT.
No hemos alcanzado todavía la década de 1990 y ha habido más de 16
misiones dedicadas al estudio de los rayos X. En esta primera sección hemos
hablado de los que han hecho cosas interesantes en el campo astronómico en esta
longitud de onda, pero el Sol también ha atraído la atención de los sensores de
rayos X, y estos han ido mucho más. A partir de los años 1990 hacia nuestros
días, este campo de estudio del cosmos ha avanzado de forma gigantesca, y no
solo en descubrimientos. Estar atentos, lo mejor todavía está allí arriba.
