Ventana al Espacio (LXXIII)

La estrella L2 Puppis y sus alrededores, desde el VLT del ESO

La sonda más versátil

“Lo mismo te sirve para un roto que para un descosido”. Este viejo refrán bien podría haberlo rescatado la NASA para utilizarla como filosofía de una de sus últimas misiones. La protagonista de nuestra historia no solo cumplió los cometidos que se le encargaron, sino que posteriormente realizó tareas completamente distintas a las que tenía originalmente programadas, y encima, de forma exitosa.

Corría el mes de noviembre de 1998, Stardust estaba a cuatro meses de su lanzamiento, y por esos días, el programa Discovery preseleccionó cinco propuestas, con objetivos completamente distintos. Una de ellas, tenía como objetivo Júpiter (INSIDE Jupiter), otra, Venus (Vesper), una tercera, a Fobos y Deimos (Aladdin), la cuarta, a Mercurio (MESSENGER), y la última, a un cometa. Como este programa fomenta perfiles de misión novedosos, la cometaria llamaba la atención. Lo que se buscaba era estrellar un vehículo con la superficie de uno de estos cuerpos, para tratar de desentrañar lo que ocultan en su interior. En junio de 1999, se tomó la decisión. De todas, la misión joviana continuó avanzando para seguir con sus estudios de viabilidad, y de las otras cuatro, se tomó la decisión de elegir dos: la mercuriana y, sobre todo, la cometaria. Ese fue el inicio del proyecto Deep Impact.

Obligados por las características y restricciones del programa Discovery, los técnicos del proyecto tuvieron que diseñar un vehículo escasamente cargado de instrumental, para también alojar el proyectil dirigido destinado a su objetivo. Eso sí, para suplirlo, pidieron, y consiguieron, el uso de los principales telescopios de la NASA, los colocados en el espacio (Hubble, Chandra, el telescopio SIRTF, con su lanzamiento programado para el verano del 2003), así como otros situados en Tierra (los situados en la zona del Pacífico). Con ellos, lo que se buscaba era detectar el tipo de materiales que se expulsarían del interior del núcleo cometario tras el impacto. Pero ahí no acababa la cosa: se lanzó una llamada general tanto a astrónomos profesionales como a aficionados, para unirse a un programa de divulgación, motivándoles a observar en el momento crucial de la misión. Realmente eran pocos los medios, pero el objetivo era ambicioso, y a la vez, irresistible.

La Universidad de Maryland se encargó del proyecto, y se pusieron manos a la obra para construir una sonda muy avanzada tecnológicamente, a pesar de sus reducidas dimensiones. Además, aprovecharía los últimos progresos en materia informática, convirtiéndose en la primera en usar la nueva arquitectura de ordenador diseñada para vehículos espaciales.  Así, la misión estaba formada por dos vehículos, una sonda de sobrevuelo (Deep Impact) y un proyectil dirigido (Impactor). Deep Impact era una sonda elaborada en aluminio, a base de placas homogéneas y en forma de panal de abeja, para aligerar peso. Las dimensiones de la sonda eran de 3.3 metros de largo, 1.7 de ancho y 2.3 de alto, y disponía de un bus de diseño pentagonal, fabricada por la empresa Ball Aerospace usando una plataforma estándar BCP-2000 altamente modificada. Sobre esta estructura se fijaron dos estructuras, una de ellas la plataforma de instrumentación, y la otra la encargada para la generación de energía. Dentro del bus estaban montados los componentes electrónicos. El ordenador estaba estructurado alrededor de un nuevo procesador, el RAD750 (basado en los procesadores de los ordenadores comerciales Macintosh), capaz de trabajar a velocidades de hasta 200 MHz, y disponía de 128 MB de memoria RAM dinámica, mientras que el almacenamiento corría a cargo de una tarjeta interfaz de memoria con una capacidad de 512 MB. Estaba estabilizada en sus tres ejes, usando las herramientas  

usuales para su orientación (sensores solares, dos escáneres estelares, un complejo de ruedas de reacción y 2 unidades de medición inercial). El control termal interno se aseguraba mediante mantas aislantes multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. Las comunicaciones las gestionaba un pequeño transpondedor de banda-X tipo SDST, unido a una antena parabólica de alta ganancia, de metro y medio de diámetro, situada encima de una estructura trípode colocada en la parte superior del bus, y apoyada sobre un mecanismo direccionable en dos ejes, para así poder apuntarla hacia la Tierra, mientras que disponía de tres de baja ganancia, dos de banda-X colocadas en la plataforma de instrumentación, para las fases iniciales de la misión y eventos de modo seguro, y una tercera en un lateral de la estructura para recibir la señal del Impactor, usando un transmisor-receptor en banda-S. Deep Impact obtenía la energía de un panel solar fijo, formado por dos secciones, que una vez desplegadas, tenían unas dimensiones de 2.8 x 2.8 metros, disponiendo de 7.5 metros cuadrados de superficie activa, y alimentando una pequeña batería de níquel hidrógeno. En configuración de lanzamiento, las dos secciones del panel solar estaban apoyadas en la estructura del bus. Cuando se encontraban en su sitio, protegía la totalidad de la estructura de la sonda de la luz solar, salvo la antena de alta ganancia, que era el único apéndice que sobresalía. Para protegerla de las partículas cometarias, se colocaron pequeños escudos Whipple en las zonas bajas así como en lugares escogidos de la plataforma de instrumentación y los paneles solares. De la propulsión se encargaban un grupo de pequeños motores, así como del control de actitud. La mayoría de los sistemas electrónicos eran redundantes, por lo que si ocurría algún problema no deseado existía su correspondiente repuesto. La plataforma de instrumentación estaba situada en el lado opuesto al del panel solar, y estaba colocada de tal manera que proporcionaba un ángulo de 45º sobre la vertical de la sonda, y alojaba los escáneres estelares y los instrumentos científicos. El instrumental estaba formado por 

dos elementos. El primero recibía el nombre de HRI, Instrumento de Alta Resolución. Bajo esta anodina nomenclatura se escondía, posiblemente, la cámara más potente jamás diseñada para una sonda de exploración del sistema solar. El HRI estaba formado por un telescopio tipo Cassegrain que entregaba la luz que recogía simultáneamente a una potente cámara multiespectral CCD equipada con una rueda de filtros de 9 posiciones y a un sensible espectrómetro infrarrojo (un plano focal conteniendo detectores de mercurio, cadmio y telurio, refrigerados por un radiador pasivo de dos etapas situado encima de los sensores), todo dentro de una estructura denominada SIM (Módulo de Imágenes Espectrales). La clave del HRI no estaba en la apertura del telescopio, de 30 centímetros (por los 50 del espejo primario de la HiRISE montada en Mars Reconnaissance Orbiter), sino en la enorme distancia focal de que disponía, de 10.5 metros (f/35). Gracias a esta característica, el HRI ofrecía la espectacular resolución de 1.4 metros desde una distancia de 700 km. Para que la HiRISE de MRO obtenga su fabulosa sensibilidad la sonda ha tenido que ser colocada en una órbita alrededor de Marte de unos 300 km. sobre su superficie, por lo que el HRI era indudablemente más potente. El segundo se denominaba MRI, Instrumento de Media Resolución. Este sistema ofrecía una

arquitectura similar, aunque con inferiores características. Combinaba un pequeño telescopio Cassegrain de 12 centímetros de apertura y 2.1 metros de distancia focal (f/17.5), que entregaba la luz a una cámara monocromática CCD con idéntica rueda de filtros que la cámara del HRI, aunque con algunos filtros distintos para adquirir imágenes de la coma del cometa. Disponía de un mayor campo de visión que la más potente, y resultaba más adecuada para los propósitos de navegación en los días finales antes del encuentro cometario. A pesar de ser cinco veces menos potente que el HRI, disponía de la nada despreciable resolución de 10 metros desde 700 km. de distancia. Por lo tanto, era mucho más poderosa incluso que la cámara de navegación de la otra sonda cometaria de la NASA, Stardust. Una característica interesante de tanto HRI como de MRI era que para la construcción de ambos sistemas se siguió un patrón base, empleando grafito para dar forma a los tubos de ambos telescopios. Por su parte, los espejos de los telescopios se construyeron en cristal cerámico de Zerodur, recubiertos de aluminio para propósitos de una máxima recolección de la luz y una lámina de dióxido de silicio para proteger el recubrimiento. Con su combustible correspondiente, Deep Impact tenía un peso máximo en Tierra de 601 kg. Mientras, el Impactor era el proyectil dirigido inteligente de la misión. Con unas 

dimensiones de un metro de largo por un metro de diámetro, estaba formado por dos secciones. Por una parte tenía lo que se llamaba la masa de craterización, que no era más que peso muerto para ayudar al Impactor a producir un agujero sustancial en el núcleo del cometa. Estaba elaborado principalmente por placas de cobre alrededor de una estructura de aluminio. Se había elegido el cobre porque no es un mineral que se esperara encontrar en el cometa, y así poderlo separar fácilmente de manera espectral. La masa de craterización era exactamente un 49% de la masa total del Impactor. La segunda sección poseía los elementos electrónicos que controlarían el breve viaje hacia la superficie del cometa. En esencia, disponía de ejemplares únicos idénticos a los que equipaba Deep Impact, tales como ordenador, sistema de orientación (escáner estelar, unidad de medición inercial, sensor solar), propulsores y calentadores. La energía provenía de una batería no recargable de 250 amperios-hora. Un emisor-receptor en banda-S permitía enlazar con Deep Impact usando una antena plana, para enviarle las imágenes que su único sistema científico recogiera. Este recibía el nombre de ITS, Sensor de Apuntamiento del Impactor.

Este sistema era en esencia una copia exacta del MRI, con la única diferencia de que carecía de la rueda de filtros. El Impactor usaría este sistema para orientarse en su camino hacia la superficie del cometa y, aunque disponía de la misma capacidad de resolución que el MRI, era la cámara que nos regalaría las mejores imágenes del evento, ya que (si sobrevivía al paso por la coma) observaría detalles del cometa de apenas unos centímetros, calculando que a 20 km. del objetivo podría distinguir estructuras de unas dimensiones mínimas de 20 centímetros. En total, con los 8 kg. de combustible, el Impactor desplazaba una masa de 372 kg. Los dos vehículos fueron unidos mediante cables, y se instalaron unos disparadores pirotécnicos unidos a unos resortes para provocar la separación. Una vez quedaron unidos, en el momento del lanzamiento declaraban en báscula 973 kg.

Hemos mencionado que el Impactor era un proyectil inteligente. A decir verdad, los dos vehículos eran inteligentes. Debido a la distancia entre la Tierra y el cometa en el momento del impacto, a la necesidad de maniobrar dos sondas independientes, a causa del retraso en las comunicaciones (aproximadamente 7 minutos), y gracias a la nueva arquitectura de ordenador, el proyecto Deep Impact fue la primera misión científica que hizo uso completo del software AutoNav desarrollado y probado en la sonda ultratecnológica Deep Space 1. La altísima complejidad de las maniobras que ambos vehículos tendrían que realizar en las cercanías del objetivo durante las dos últimas horas previas a la colisión del Impactor (y la necesidad de mantener la filosofía del programa Discovery) motivaron a los ingenieros a implementar este sistema, sobre todo porque el nuevo procesador, más potente y capaz, sería el elemento perfecto para alojar semejante herramienta. De esta manera, la tarea de los navegantes quedaba suprimida, redundando en una reducción de costes considerable. En esencia, con AutoNav, la gente del proyecto solo podía sentarse y esperar, dejando a las dos naves manejar su propia navegación. Eso sí, existían diferencias lógicas entre los dos programas: mientras el alojado en Deep Impact mantendría su sistema MRI (y por defecto a HRI) hacia el cometa, el cargado en el Impactor le llevaría directamente a contactar rudamente con su objetivo. Para ello, Impactor tenía el software completo, mientras que la sonda de sobrevuelo solo poseía dos de los tres módulos principales, el encargado del procesado de las imágenes y el dedicado a determinar su localización en el espacio, cuyos cálculos suministraría al Impactor para compararlo con su propia información y así dirigirse de una manera óptima hacia su colisión.

Problemas técnicos (contaminación del conjunto propulsor, construcción de los ordenadores) y de administración (retrasos en la entrega de varios componentes) provocaron varios retrasos en el proyecto. Una primera fecha de lanzamiento se fijó para enero del 2004, para pasar después al 30 de diciembre de ese año. Un problema encontrado en la segunda fase del lanzador (que obligó a su sustitución) provocó un nuevo retraso, situándolo el 8 de enero del 2005. Al fin, el 12, tras nuevos retrasos, un Delta2-7925 depositó a Deep Impact en la trayectoria de escape, camino del cometa. Al poco de desplegar el panel solar y de adquirir la orientación, entró en modo seguro, y así estuvo durante un día. Después del susto, y tras un análisis de la telemetría enviada, vieron un pequeño error en los márgenes de temperatura tolerable en la programación de protección contra fallos. Tras corregir este error, la sonda volvió a la normalidad y comenzó a probar sus sistemas de a bordo, en la llamada fase de comisión, que duraría aproximadamente un mes.

Durante esta fase de pruebas, se puso en marcha el AutoNav para comprobar su capacidad de apuntar a Deep Impact autónomamente. Si bien las pruebas fueron satisfactorias, dirigiendo el HRI primero a la Luna,

y posteriormente a Júpiter, las imágenes entregadas por el sistema se mostraron de una calidad inferior a la proyectada. Se pensó que los espejos del telescopio estaban empañados, de manera parecida a como lo estuvo la de Stardust. Se realizó el mismo procedimiento, a base de calentar el instrumento para evaporar las partículas acumuladas, y si bien la resolución mejoró de manera importante, aún se encontraban por debajo de lo que el HRI debería entregar. Un equipo de ingenieros estudió el problema durante los primeros meses de viaje, y llegaron a la conclusión de que uno de los espejos del telescopio, fabricado para estar plano, parecía que había desarrollado cierta curvatura durante las pruebas de ambiente espacial dentro de la cámara de vacío. Este problema no era subsanable, sin embargo, encontraron una solución: usando una técnica de procesamiento de imágenes llamada deconvolución, desarrollada para corregir el defecto en el espejo primario del telescopio Hubble antes de la misión de reparación, sería posible recuperar casi toda la resolución proyectada para la cámara. Una vez superada la fase de comisión, la de crucero dio comienzo.

La primera maniobra de corrección de trayectoria, realizada el 11 de febrero, fue tan precisa que la 

segunda, planeada para marzo, resultó innecesaria. La siguiente, el 9 de mayo, acercó aún más su trayectoria hacia su objetivo. Eso sí, a 69 días de la fecha prevista para el encuentro, Deep Impact detectó por primera vez su destino: el cometa 9P/Tempel 1.

El cometa Tempel 1 es uno de los viejos conocidos entre los astros de este tipo. Debido a su órbita entre el Sol y Júpiter, es uno de los más fáciles de seguir, bastante activo, y con un tamaño relativamente mediano (los cálculos iniciales antes de la misión pronosticaban unas dimensiones de 14 x 4.6 x 4.6 km.) para un objeto de sus características. Se esperaba que tuviera forma alargada e irregular, y se suponía que estaba compuesto por una mezcla de silicatos, hielo y compuestos orgánicos. La misión Deep Impact no solo trataría de resolver la duda, sino que nos daría pistas de cómo se formó y de su estructura interna.

La fase de aproximación comenzó 60 días antes del encuentro (es decir, el período durante el cual se esperaba que las cámaras de a bordo pudieran comenzar a enseñarnos el Tempel 1), sin embargo, como ya había sido capaz de verlo 9 días antes, empezaron a monitorizar al cometa, para estudiar sus movimientos (para calcular más exactamente su órbita y su rotación), la actividad del núcleo y densidad de la coma. Ya en el mes de junio, los días 14 y 22 detectó estallidos potentes de material por parte del núcleo (más potente el segundo, en el orden de unas seis veces más), evidenciando que es un objeto aún bastante activo. El 23 de junio, la primera de las maniobras de apuntamiento hacia el Tempel 1 tuvo lugar de manera exitosa, colocando al conjunto en una ventana de impacto de unos 100 km. de anchura. A 5 días de la fecha fijada para el encuentro, comenzó la fase final de la misión, la de impacto.

El 29 de junio, configuraron a la sonda para adquirir secuencias del Tempel 1 de manera más seguida, para conocer su posición en el espacio y su distancia al cometa para así calcular la distancia y la velocidad de aproximación. A medida que se acercaba, la actividad del objeto aumentaba, ya que se encontraba cerca del perihelio de su órbita, facilitando así a la sonda la tarea de navegación. El 2 de julio, a unas 30 horas del impacto, completó la maniobra final de apuntamiento, reduciendo la ventana de impacto a una de un ancho de 15 km. Con esto, estaba casi lista para liberar el Impactor. A su vez, Tempel 1 volvió a dar muestras de su actividad con otro estallido de material proveniente de la superficie de su núcleo. Una forma de saludar al dúo que se aproximaba.

A apenas 24 horas del impacto, Deep Impact separó al Impactor. Para ello armó el sistema pirotécnico, a la vez que los sistemas de a bordo del impactador se preparaban para iniciar su funcionamiento. Después de colocarse en la posición de liberación hacia el cometa, la separación entre los dos vehículos se hizo efectiva. Los cables de unión detectaron este hecho, provocando el arranque del ordenador del Impactor. Una vez orientada, el ITS adquirió su primera imagen del núcleo del cometa, dos horas después de la separación. Tras esto, 12 minutos después de la liberación, Deep Impact cumplimentó la maniobra principal de desviación, diseñada para alejarle a una distancia de aproximadamente 500 km. sobre el Tempel 1, manteniendo la vista puesta sobre él.

A pesar de lo que se puede pensar, el Impactor no fue quien se dirigió hacia el cometa para colisionar con él. Realmente, su camino de vuelo fue diseñado para que Tempel 1 fuera el “agresor”, interceptando su rumbo. A modo de comparación, los científicos del proyecto afirmaban que este hecho era el equivalente cósmico al impacto de un mosquito con un Boeing 767. Para colocarse de esta manera, este vehículo realizó varias maniobras en un intervalo de hora y media usando AutoNav, a medida que el ITS adquiría cada vez mejores secuencias de la aproximación, incrementando automáticamente el ritmo de realización de instantáneas con el propósito de usarlo para su navegación. Se esperaba que el polvo de la coma acabara con el ITS bastante antes del impacto final, pero sin embargo, se mantuvo en funcionamiento y consiguió

enviarnos una última imagen cuando estaba a 3 segundos de colisionar con su superficie. Finalmente, a las 05:45 a.m. UTC del día 4 de julio, el Impactor realizó su encuentro fatal con el Tempel 1, bajo la atentísima mirada de Deep Impact, a una velocidad de 10.2 km/s.

Se liberó una cantidad de energía inmensa, el equivalente a detonar 4.5 toneladas de TNT. El destello provocado evitó observar el cráter generado (uno de los objetivos de la misión), sin embargo, se pudo ver como expulsó hasta 30 millones de kilogramos de material al espacio, una mezcla entre agua y polvo. Además de Deep Impact, los telescopios Hubble, Chandra, Spitzer (anteriormente SIRTF), XMM-Newton, GALEX, Keck…, contemplaron desde la distancia este evento, y a la fiesta se unió la sonda Rosetta, el proyecto cometario de la ESA, con su destino en ese momento a muchos años de distancia. Los resultados devueltos por toda esta constelación de observadores remotos nos mostraron que el Tempel 1 es un objeto complejo y extraño, posteriormente se conjeturó que probablemente se había formado cerca de la órbita de Urano.

Entre Deep Impact y el Impactor, en total se obtuvieron 4.500 imágenes del evento. La sonda de sobrevuelo pasó a unos 500 km. del núcleo cometario, aunque en ese momento Deep Impact estaba orientada ofreciendo sus escudos hacia el cometa, de manera que no podía ver el Tempel 1. Una vez volvió a dirigir la vista a él, continuó adquiriendo imágenes durante dos días más. Gracias al observatorio Swift de la NASA, pudimos ver que el cometa continuó expulsando material hasta 13 días después, con un pico de emisión cinco días después de la colisión. El día 21 de julio realizó una pequeña maniobra de modificación de trayectoria, para colocarla en camino de regreso hacia la Tierra, en el caso de poder realizar una misión extendida, y a finales de mes, tras la transmisión de todo lo concerniente al encuentro, la sonda fue colocada en hibernación.

La misión resultó todo lo exitosa que se había previsto, incluso más. Se había arañado la superficie de un cometa, se había visto su material subsuperficial, se había analizado, y no solo nos devolvió datos tremendamente valiosos sobre estos cuerpos, sino que produjo la que se ha convertido en una de las imágenes icónicas de la exploración espacial: el destello del impacto sobre el Tempel 1. Casi inmediatamente, comenzaron a surgir las preguntas: ¿es este cometa un representante del resto de objetos de su tipo? O por el contrario, ¿es un elemento único, distinto del resto? La verdad es que sabemos tan poco de los cometas que esas preguntas continúan en el aire. La mejor forma de comprobarlo sería enviar otro proyectil a otro cometa, pero eso superaba las posibilidades técnicas de la misión. Por lo tanto, habría que esperar a que Stardust nos entregara las muestras de la coma del cometa Wild 2 que recolectó en enero del 2004.

Alrededor de la misión Deep Impact se concentraron varias curiosidades. Una de las más llamativas fue que el momento crucial del proyecto coincidía con la celebración del 50 aniversario de que la primera canción de Rock and Roll, Rock Arond the Clock, de Bill Halley and His Comets, se convirtió en número uno en las listas de ventas. Aprovechando la coyuntura, los miembros supervivientes del grupo realizaron un pequeño concierto para el personal del JPL, al día siguiente del suceso, como punto final de la celebración del éxito del proyecto. Otra curiosidad que rodeó a Deep Impact es, cuanto menos, ridícula. Una astróloga rusa, de nombre Marina Bay, denunció a la NASA, pidiendo nada menos que una indemnización de… ¡300 millones de dólares!, bajo la afirmación de que el hecho de colisionar con un cometa “había alterado el equilibrio natural de las fuerzas del Universo”. Por vía de su abogado, buscó “testigos” para ayudarla en su demanda, declarando que “el impacto cambió las propiedades magnéticas del cometa, y podría haber afectado a la telefonía móvil en la Tierra. Si tu teléfono dejó de funcionar esa mañana, pregúntate ¿por qué?, y entonces acude a nosotros”. Un año después, la corte penal en Moscú falló en contra de la astróloga, a pesar de que apeló la decisión. En realidad, el Impactor apenas alteró el perihelio del cometa Tempel 1 en 10 centímetros, y acortó el período de traslación en menos de un segundo. Y una tercera vino desde la populosa República Popular China. Mientras los científicos e ingenieros de este populoso país no podían más que celebrar este rotundo éxito, las autoridades del país anunciaron la intención de desarrollar una versión “más inteligente” del concepto, es decir, aterrizar en un cometa o asteroide, y desde allí, empujarlo fuera de su órbita. Hasta lo que sabemos, desconocemos si esa idea ha pasado de las mentes pensantes a un proyecto concreto.

A pesar del éxito de la misión, hubo un pequeño lunar: no se había visto el cráter generado. La gran decepción por este pequeño hecho fue escuchada por la gente del proyecto Stardust, cuya sonda terminaría su misión a principios del 2006. Así, a mitad del mes de julio de ese año, con su sonda ya libre de cualquier cometido, sugirió la posibilidad de enviarla al Tempel 1, para así finalizar la misión con la observación del resultado. A la vez, los administradores de Deep Impact estaban planeando la misión extendida de su sonda. Ésta estaba en hibernación, con revisiones cada seis meses para comprobar el estado de salud de sus sistemas, a la espera de que la encargaran nuevos cometidos.

El 3 de julio del 2007 la NASA anunció a la vez la autorización de misiones extendidas para Stardust y Deep Impact. Por un lado, la primera iría definitivamente al Tempel 1, con la tarea de finalizar el trabajo iniciado en julio del 2005, realizando así el encargo NExT; por el otro, la segunda tendría dos labores diferentes a realizar.

Bajo el nombre de EPOXI, era la combinación de dos proyectos, diferentes entre sí. Uno de ellos se llamaba EPOCh, Observación y Caracterización de Planetas Extrasolares; la otra, DIXI, Investigación Extendida de Deep Impact. EPOCh, como su propio nombre indicaba, consistía en realizar observaciones a estrellas a las que ya se le conocen acompañantes, es decir, exoplanetas. Lo que se buscaba era, mediante la técnica de tránsito, recoger información sobre esos cuerpos para obtener detalles nuevos, y a la vez, buscar nuevos miembros de esos sistemas extrasolares. Para ello usaría el HRI como herramienta de detección, y curiosamente, haciendo del defecto del curvado de uno de los espejos una ventaja. Más convencional era DIXI. El propósito de esta tarea era proporcionar un punto de comparación entre el Tempel 1 y el nuevo cometa que investigaría, el 85P/Boethin, que lo sobrevolaría el 5 de diciembre del 2008.

A pesar del comienzo de EPOXI en julio del 2007, Deep Impact no fue despertada hasta el 26 de septiembre, para comenzar su primera fase de crucero hacia el nuevo cometa, y el 1 de noviembre realizó una corrección de rumbo. Tenía previsto realizar un sobrevuelo a la Tierra para modificar su órbita y colocarse en la trayectoria óptima. Sin embargo, ya bien entrado diciembre, y cada vez más cercana la asistencia gravitatoria, los astrónomos del proyecto fueron incapaces de localizar al Boethin. Debido a esto, no se podía calcular su órbita, por lo que dirigir la sonda hacia allí sería

imposible. Con esto, no tuvieron más remedio que recurrir al objetivo cometario secundario planificado para DIXI, el 103P/Hartley 2, a pesar de que para alcanzarlo, necesitaría dos años más de crucero, pudiendo encontrarse con él en noviembre del 2010. Eso sí, daba tiempo de sobra para completar EPOCh, y cualquier otra cosa que se les ocurriera. El sobrevuelo terrestre, realizado el 31 de diciembre, transcurrió como fue proyectado, y aprovechando este evento, tanto el HRI como el MRI fueron recalibrados, apuntando a la Luna como fuente de referencia.

En enero del 2008 comenzó la fase de crucero número dos hacia el Hartley 2, y empezó a prepararse para comenzar EPOCh. Esta campaña de observaciones extrasolares se dividió en dos segmentos, una que transcurrió de enero a

marzo, y una segunda, entre mayo y agosto. Entre esas dos fases, tuvo tiempo de recalibrar un poco más el instrumental, dirigiendo sus instrumentos hacia la Tierra tres veces (18 de marzo, 29 de mayo y 5 de junio), cuando Deep Impact se encontraba a unos 50 millones de km. de ella. Esto fue un experimento para tratar de averiguar cómo podría verse un planeta extrasolar si se tuviera la resolución apropiada, además de proporcionar información acerca de la luz reflejada tanto por las nubes como por la vegetación desde la distancia, para así tener una referencia en el caso de poder detectar lo mismo en un exoplaneta. Fueron vistas imponentes, durante las cuales pudimos ver incluso un tránsito de la Luna por delante de la Tierra en la oportunidad de mayo. Además, el espectrómetro infrarrojo del HRI detectó, desde la distancia, trazas de hidróxilo en la superficie lunar, confirmado los datos de uno de los instrumentos montados en la hindú Chandrayaan-1.

A lo largo de la campaña EPOCh, usó el HRI para realizar observaciones fotométricas de las estrellas a las que se conocen grandes planetas, para caracterizar sus propiedades físicas, buscar anillos, satélites, y detectar nuevos planetas en esas estrellas. Cuando finalizó la tarea, había adquirido casi 199.000 imágenes del fondo estelar apuntando a las estrellas indicadas. En total, había observado siete estrellas (XO-2 en la constelación del Lince, Gliese 436 en la constelación de Leo, BD+36º2593 en la constelación Bootes, GSC 03089-00929 en la constelación de Hércules, Wasp-3 en la constelación Lira, GSC 03549-02811 en la constelación Draco y HAT-P-7 en la constelación Cygnus), para, mediante la cantidad de luz que el planeta distorsiona, poder averiguar cosas sobre ellos, tales como su composición atmosférica, además de mejorar las técnicas para la detección de estos cuerpos. Que sepamos, aún no ha deparado resultados interesantes, pero este es un proceso largo y difícil.

Tras acabar EPOCh, ya pudo centrar su atención en las maniobras necesarias para cumplir con DIXI y su encuentro con el Hartley 2. Eso sí, antes, a mitad de noviembre, Deep Impact fue objeto de un test bastante curioso: se le llamó el internet interplanetario. Realmente lo que se buscaba era probar si se podía montar una red de comunicaciones de espacio profundo, es decir, que las sondas pudieran compartir entre ellas información. Para ello, Deep Impact se utilizó como el único nodo espacial en esta prueba (los otros 9 estaban simulados en Tierra) y enviaron docenas de imágenes desde Tierra a la sonda, y viceversa, a una distancia de unos 32 millones de kilómetros.

A finales del 2008, y posteriormente en junio y diciembre del 2009, Deep Impact realizó sobrevuelos lejanos a la Tierra para aprovechar el tirón gravitatorio terrestre para dirigirse eficientemente a su encuentro con el cometa. El 30 de mayo del 2010, una nueva maniobra la colocó en el camino de volver a la Tierra, completando un último sobrevuelo lejano previo al encuentro cometario el 27 de junio. El 5 de septiembre se dio por finalizada la fase de crucero, iniciando así la fase de aproximación. Como esta fase era en esencia idéntica a la que le llevó hasta el Tempel 1, las operaciones serían similares, salvo por el hecho de que no tenía que soltar ningún impactador. De esta manera, con sus cámaras, la sonda adquirió la información necesaria para planificar las maniobras necesarias, a la vez que se estudiaban los movimientos del Hartley 2 por el espacio.

La fase de aproximación resultó ser complicada por dos factores: primero, debido a la distinta geometría del encuentro que durante la misión principal, tenía que apuntar sus cámaras al Hartley 2, haciendo imposible dirigir la antena de alta ganancia hacia la Tierra, porque nuestro planeta se encontraba en la misma dirección (más o menos) en la que apuntaba a la instrumentación. Por ello, al comienzo de la aproximación solo podía apuntar los sistemas científicos al cometa durante seis horas, para después hacer una rotación sobre su eje solar de 180º para ofrecer la antena de alta ganancia a las antenas terrestres. Esto se relacionaba con el segundo factor a tener en cuenta: el calor del Sol. En abril del 2008, durante la tarea EPOCh, se había descubierto una caída en la señal de comunicaciones de 8 decibelios, una reducción del 75% con respecto a la de proyecto, lo que significaba que la capacidad de descarga caía a la mitad. Como en aquellos momentos se encontraba en su perihelio, y su posición en el espacio provocaba que la luz solar calentara la plataforma superior de la estructura (donde se montó todo el equipo de comunicaciones) había que reposicionar la sonda para permitir que esta sección se enfriara y volviera a operaciones normales. En los primeros días de la aproximación se corría el riesgo de que este fenómeno volviera a ocurrir. Para intentar mitigar este efecto el equipo de ingeniería tenía pensado cambiar del sistema principal al de reserva y viceversa (intercambiando las antenas de alta y baja ganancia en cada inversión) cada vez que cambiaba la actitud de la sonda para tener comunicaciones continuas. Como el fabricante del hardware advirtió, eso provocaría un estrés adicional al aparato, provocando su avería. Con esa advertencia decidieron usar una estrategia distinta. En esencia, se dejaría caer la señal de comunicaciones, manteniendo la antena principal conectada a los elementos primarios, mientras la sonda estaba en actitud de seguimiento cometario. A este modo se le llamó “antena sin ganancia”. Además, para proteger el sistema de comunicaciones, se  configuró el software de protección contra fallos para desactivar el HRI si la temperatura subía de 53º C, hecho que si sucedió, y el sistema más potente no fue reactivado hasta el día 20 de septiembre.

A medida que se iba acercando, pudo contemplar frecuentes estallidos provenientes del núcleo del cometa.

Se calculaba que el Hartley 2 tuviera un tamaño mucho menor que el Tempel 1 (apenas unos dos kilómetros de largo), sin embargo, mostraba una violenta actividad aún desde la lejanía. También desde la Tierra se pudo observar este pequeño cuerpo, que realizó su máximo acercamiento a nuestro planeta el 20 de octubre, a 17.7 millones de kilómetros, el más cercano desde su descubrimiento. Una vez pasados los problemas de sobrecalentamiento, fue posible activar el espectrómetro infrarrojo de HRI, por lo que la información recogida por la sonda se enriqueció

El momento crucial del sobrevuelo se fijó para el 4 de noviembre, esperando pasar a unos 700 km. del Hartley 2. Como cada día que pasaba Deep Impact se aproximaba

más, el equipo de navegación demandó una cadencia mayor en la toma y envío de imágenes de navegación para computar las correcciones necesarias para alcanzar el punto deseado. Por su parte, el equipo científico quería una monitorización continua de la actividad cometaria. Para acomodarse a los requerimientos, el equipo de vuelo ideó una secuencia jocosamente llamada do-si-do, en referencia a un paso de danza. Para ello, cada hora la sonda rotaba de apuntamiento cometario a actitud de retransmisión de manera que tras casi una hora de obtener datos del cometa, se desplazaba para apuntar su antena principal a la Tierra y enviar toda la información posible, regresando a actitud de adquisición científica durante otra hora, y así durante varios días, siete horas al día, dejando el tiempo restante para recolectar toda la información posible. Con las imágenes de navegación en Tierra, se pudo planificar una maniobra correctora final pocos días antes del encuentro final. La llamada fase de encuentro comenzó el 3 de noviembre, a 18 horas del momento crucial, se activaría AutoNav 50 minutos antes de la máxima aproximación, y se extendería otras 18 horas tras el máximo acercamiento.

A 21 millones de km. de la Tierra, AutoNav llevó a Deep Impact a sobrevolar el Hartley 2 a unos 694 km. de su núcleo el 4 de noviembre del 2010, y a diferencia con el encuentro con el Tempel 1, esta vez no utilizó su protección cometaria porque el propósito era mantener las cámaras apuntadas continuamente hacia el núcleo, arriesgándose con ello a sufrir daños a causa de las partículas cometarias, aunque por suerte no fue el caso. Cuando las primeras imágenes del encuentro llegaron al centro de control, los científicos no pudieron hacer otra cosa más que abrir la boca: el Hartley 2 ofrecía enormes chorros de materia por casi toda su superficie, y no solo eso, sino que también pudo ver extensas nubes de material en los alrededores del cometa, expulsadas del núcleo a alta velocidad. Deep Impact se había vuelo a superar.

Tras este encuentro impresionante, la sonda continuó observando al Hartley 2 durante aproximadamente 21 días más después de abandonarlo. Eso sí, la gente de la misión siguió sorprendiéndose de las impactantes tomas que nos enviaba: trozos, más que partículas, salían disparados de la superficie. Se contabilizaron hasta 15 chorros individuales de materia a alta velocidad, y gracias a los datos de los instrumentos, se vio que principalmente estaba formado por hielo seco. En general, este pequeño cuerpo del sistema solar, de la forma de un cacahuete, había sorprendido a todos, y Deep Impact consiguió las, hasta la fecha, mejores imágenes de un núcleo cometario, lo suficientemente precisas como para poder enlazar por primera vez los chorros de material y gases con características específicas de la superficie. Extraordinario. De esta manera, el Hartley 2 se convirtió en el quinto cometa al que se le pudieron realizar fotografías detalladas para su estudio.

En principio, con el sobrevuelo completado, EPOXI tendría que haber acabado, sin embargo, continuó funcionando allí arriba. Pocas semanas después del encuentro cometario, a alguien se le ocurrió usar el MRI para observaciones del cielo profundo, como un test. Esta oportunidad nos proporcionó bellas imágenes de galaxias como M51 o NGC6960. Un año después del sobrevuelo al Hartley 2, Deep Impact encendió una vez más los propulsores para una nueva corrección de rumbo, y volvió a hacerlo en octubre del 2012. ¿Y a donde puso rumbo? Debido a la escasa cantidad de combustible disponible, resultaba imposible que alcanzara otro cometa, por lo que la gente decidió realizar un estudio para ver qué objeto sería capaz de alcanzar con los recursos disponibles. La conclusión fue que podría pasar por las cercanías de un asteroide, el (163249) 2002GT, aunque eso sí, este evento no sucedería hasta el 4 de enero del 2020. Iba a ser un bonus muy interesante porque este objeto NEO de menos de 1 km. de diámetro puede ser potencialmente peligroso. Con tanto tiempo disponible hasta alcanzarlo, se decidió usar la sonda como observatorio remoto, y entre los meses de febrero y abril del 2012 observó el cometa no periódico C/2009 P1 (Garradd) desde 1.4 unidades astronómicas, consiguiendo calcular el tiempo de rotación del núcleo, determinar la abundancia relativa de gases en su coma y el ratio de hielo de agua a hielo seco, siendo más alto después de su perihelio que antes. Posteriormente, entre enero y marzo del 2013 se convirtió en el primer observatorio espacial en

estudiar el prometedor cometa C/2012 S1 (ISON) cuando éste se encontraba todavía más allá de la órbita de Júpiter.

El programa de observación de cometas hasta su encuentro muy cercano con el asteroide 2002 GT estaba bastante relleno, con ocho hasta el 2016, y entre los célebres, además de ISON, estaba el 2P/Encke, el 67P/Churyumov-Gerasimenko (el destino de Rosetta) y 19P/Borrely, aquel fantástico fin de fiesta de la misión Deep Space 1. Siendo ya julio del mismo 2013, Deep Impact regresó a la observación de ISON. Para aliviar carga a la Red de Espacio Profundo, se contactaba con la sonda de manera regular una vez a la semana, y la última comunicación recibida se hizo el 8 de agosto. La semana siguiente, el 15, fue imposible contactar con la sonda. Analizando el problema llegaron a revisar cada aspecto del diseño, y finalmente descubrieron un error potencialmente desastroso: en el código de software había una instrucción mal escrita que, si se ejecutaba, provocaba que la sonda fuera incapaz de contar el tiempo. Si esta capacidad, Deep Impact no podía ejecutar comandos por sí misma, de manera que se situó en modo de emergencia en algún momento entre el 11 y el 14. Esto provocó una rotación para intentar mantener apuntado el panel solar a Helios, pero sin capacidad de ejecutar comandos, sería incapaz de mantenerlo orientado hacia nuestra estrella, de manera que la presión del viento solar empujó la sonda fuera de la actitud necesaria, perdió energía, y cuando la batería se agotó, sucumbió al ambiente espacial. A pesar de intentar contactar hasta el 16 de septiembre, la NASA declaró el 19 a Deep Impact como perdida. Un triste final para una extraordinaria misión cometaria.

¿Y qué fue de la misión NExT de Stardust? Pues el encuentro fue todo lo exitoso que se esperaba, terminando así la tarea iniciada por Deep Impact, algo ya bien conocido en esta Crónica.

Como bien ha quedado claro en la vida, obra y milagros de esta sonda, con medios modestos, mucha imaginación y grandes avances tecnológicos, se han podido hacer tareas destinadas a vehículos mucho más grandes, pesados y difíciles de manejar. Gracias a Deep Impact, bien podemos decir que conocemos quizás mejor que nunca esos cuerpos diminutos pero espectaculares llamados cometas. Y desde aquí la saludaremos siempre como una de las gigantes de la exploración espacial. No puede ser de otro modo.

Corazón valiente Deep Impact.

Ventana al Espacio (LXXII)

Dione, 11 de octubre del 2005, desde Cassini

Gamma

Un nuevo mundo comenzó cuando Roentgen descubrió por casualidad los rayos X. Este hallazgo fue el pistoletazo de salida en el estudio de la física de partículas, que llevó al hallazgo de la energía nuclear y todo lo que conllevó. Después de la aparición de los rayos X, nuevos estudios realizados por Becquerel y la pareja Curie permitieron observar tipos de radiación distintos, que eran la radiación alfa y la radiación beta. Al mismo tiempo, Paul Ulrich Villard descubrió otro tipo de radiación: gamma.

De todas las descubiertas, esta última resulta sin duda la más peligrosa. A diferencia de las partículas alfa y beta, e igual a los rayos X, la radiación gamma es una emisión de energía pura. Decimos que es peligrosa porque como te pille, estás condenado. Si bien una partícula alfa la puedes detener con una simple hoja de papel, mientras que la beta es parada simplemente con nuestra piel, la radiación gamma es tan bestia que atraviesa hasta la más gruesa plancha de acero. Al ser parte de la emisión de las partículas radiactivas, los reactores nucleares necesitan estar, por obligación, fuertemente protegidos con gruesas paredes de cemento, y con sistemas de seguridad que deben funcionar sin ningún fallo. Una vez iniciada la era nuclear, cuando la investigación sobre estos elementos había avanzado lo suficiente, empezaron a surgir estudios que sugerían que buena parte de los sucesos del universo resultan capaces de emitir rayos gamma. Hasta que la era espacial se puso en marcha en 1957, no pudo comprobarse la teoría, eso sí, los comienzos resultaron sin duda bastante complicados.

Al igual que con la inmensa mayoría de las longitudes de onda del espectro electromagnético, la radiación gamma es absorbida por la atmósfera terrestre, y aún peor para los astrónomos: los rayos producidos en la atmósfera también generan rayos gamma. De esta manera, el espacio es el lugar principal. Aún así, ya hubo experimentos realizados sin abandonar la esfera terrestre, con instrumentación montada en globos aerostáticos, que aunque poco precisos, habían colocado unos límites superiores a la cantidad de rayos gamma que nos alcanzan. Situada por encima de los rayos X, la radiación gamma es la forma más energética que existe, si nos olvidamos de los rayos cósmicos, que es otro tipo de emisión de los cuerpos celestes. Por nuestra parte, desconocemos si existe un límite superior a la radiación gamma, pero esta comienza un poco más allá de los 50 kiloelectrovoltios o keV, y se alarga hasta los megaelectrovoltios o MeV, e incluso hasta los gigaelectrovoltios o GeV, que eso es muchísima energía. Así, como con los rayos X, la radiación gamma es emitida por los astros más exóticos del universo. El deseo de los astrónomos era investigar si existían fuertes fuentes de radiación gamma, y casi cuatro años después del lanzamiento de Sputnik 1, ya estaba listo el primer vehículo preparado para detectar la energía gamma.

La joven NASA decidió emplear el programa Explorer para ello. Así, el denominado Explorer 11 (también designado S15) se basaba en el primer satélite estadounidense, en el que solo variaba la colocación de la instrumentación. Lo importante era su telescopio, aunque todo parecido con un telescopio clásico resulta pura coincidencia. Realmente era un juego de detectores muy complejos. Una primera parte estaba formada por escintiladores de ioduro de sodio y cesio que convertían los rayos gamma en pares de electrones, que luego pasaban hacia escintiladores plásticos y un contador tipo Cerenkov hasta alcanzar un módulo absorbente de láminas de plomo. Todo este proceso servía para detectar la emisión energética de los rayos gamma, mientras que la información sobre la fuente de emisión se derivaba de los datos del sistema de control de actitud. Este telescopio de rayos gamma podía detectar emisiones superiores a 100 MeV. Con todo, Explorer 11 solo desplazaba 37.2 kg. Fue lanzado el 27 de abril de 1961, a bordo de un lanzador Juno II. Debido de un fallo en el lanzamiento, el satélite fue colocado en una órbita más alta de

la esperada (483 x 1770 km. de altitud) de manera que el instrumento resultó dañado a causa de la agresión de las partículas energéticas de los cinturones de Van Allen, y aunque funcionó durante siete meses (hasta el 17 de noviembre) solo adquirió 141 horas de información útil, detectando apenas 31 eventos con la firma de la radiación gamma. Dado el escaso tiempo de recolección, la información acerca de la posición de estas presuntas fuentes de rayos gamma no pudo adquirirse. Eso sí, permitió rebajar los límites superiores sobre emisión cósmica de este tipo de radiación con respecto a los datos de los sensores montados en globos. De esta forma, la emisión de la energía más alta del espectro electromagnético resultó ser extremadamente tenue, por lo que hacían falta sistemas más sensibles.

La NASA lo volvió a intentar casi cinco años después con el (en aquel momento) satélite más grande y complejo que había diseñado. Preparado para ser el primer observatorio multilongitud de onda, el gran satélite OAO-A1 se diseñó para poder realizar un estudio del cielo en las longitudes de onda más cortas, desde el ultravioleta hasta más arriba. Entre su instrumental, contaba con dos sensores para rayos gamma: por un lado, una copia exacta del que portó Explorer 11, por el otro, un experimento de rayos gamma de baja energía, idéntico al que debía volar a bordo de uno de los OSO, registrando la energía hasta 180 keV. Todo ello en un satélite estabilizado en sus tres ejes, de manera que, conjuntando los datos de los experimentos y la información de su precisa actitud, sería posible apuntar las fuentes de rayos gamma. Lanzado el 8 de abril de 1966, después de tres días en órbita sufrió un fallo masivo en su sistema energético que lo dejó completamente inoperativo. Esta fue la única vez que un Observatorio Astronómico Orbital transportó equipamiento astronómico para el cielo gamma.

La ciencia aprovechó todas las oportunidades que se ofrecían. Ya hemos hablado del satélite de observación solar OSO 3, el primero que hizo algo de ciencia en rayos X. Además de esto, también transportó dos experimentos de rayos gamma, uno centrado en el Sol y otro, que no era más que una versión mejorada del de Explorer 11. El tiempo que funcionó resultó productivo: no solo fue el primero en observar una fuerte emisión de rayos gamma provenientes de una llamarada solar (una emisión de 2.223 MeV), también identificó 621 eventos asociados a rayos gamma, con direcciones de llegada tanto de nuestra galaxia como fuera de ella. Así, la astronomía comenzó a acelerar los planes para poner en marcha nuevas misiones especializadas en este campo.

Tras colocar en el espacio a OSO7 y detectar nuevas cosas en cuanto a la radiación gamma (en concreto la línea de aniquilación de los positrones estacionada en los 511 keV) y después de un informe que colocó a la radiación gamma como el objetivo prioritario de la astronomía, la NASA estaba casi a punto de lanzar un pequeño aunque avanzado telescopio de rayos gamma. Se trataba del segundo de los Pequeños Satélites Astronómicos. Esta serie de satélites, abierta en 1969, lanzó su primer ejemplar, el exitoso Uhuru, el 12 de diciembre de 1970, y proporcionó la primera base de datos fiable sobre las

fuentes de rayos X galácticas. SAS-B se diseñó para hacer lo mismo, solo que para los rayos gamma. Como el programa se basaba en emplear un mismo diseño de bus, apenas existían diferencias entre los dos. Las únicas eran el montaje de una antena extra para recepción de comandos en la punta de uno de los paneles solares y la redistribución de diversos sensores del sistema de control de actitud. Lo importante era su telescopio de rayos gamma, que de telescopio tenía poco, ciertamente. Realmente se basaba en un tipo de experimento empleado en los laboratorios de física de alta energía. Técnicamente se le designa como cámara de chispa digitalizada. El experimento se basa en dos módulos de 16 niveles cada uno conteniendo igual número de delgadas láminas de tungsteno separando las cámaras de chispa. Estos dos módulos  estaban separados por un escintilador plástico de cuatro placas. Un conjunto de cuatro detectores tipo Cerenkov recibían la señal.

Rodeando todo este equipo, una estructura tipo domo, formada por un gran escintilador plástico de 1.5 centímetros de grosor, cubría y protegía el experimento de toda partícula de alta energía que no fuera un rayo gamma, y al lado de los módulos y del domo, una serie de tubos fotomultiplicadores conectados a una serie de pequeñas tuberías de luz leían las partículas detectadas por los escintiladores. El asunto es que la radiación gamma es tan débil en comparación con los rayos cósmicos (en el orden de cuatro veces más) que se necesita un sistema (llamado contador anticoincidencia) para que solo las partículas requeridas lleguen al detector. Así, un rayo gamma que penetraba en el detector golpeaba una de las placas de tungsteno, provocando un par de electrones. Una vez determinado por el escudo anticoincidencia entre los dos módulos que es un rayo gamma el que ha entrado, se generaba la chispa que alcanzaba los detectores que, una vez analizada la información permitían discernir la dirección de llegada así como su energía formando una “imagen” electrónica tridimensional. De esta manera, el objetivo de SAS-B era hacer un mapa de de todo el cielo indicando tanto la intensidad energética como la posición de las emisiones de rayos gamma, averiguando si son fuentes galácticas o extragalácticas, así como detectar los estallidos de las supernovas y las emisiones pulsadas de rayos gamma provenientes de los púlsares. El rango de detección de la cámara de chispa digital estaba entre 25 y 200 MeV así como la emisión integral por encima de los 200 MeV. Su sensibilidad era 10 veces superior a lo conseguido hasta aquel momento. El peso del conjunto era de 186 kg.

Elevado desde la plataforma italiana San Marco el 15 de noviembre de 1972 mediante un lanzador Scout, es justo decir que SAS 2 (o Explorer 48, como se le conoció tras el despegue) se convirtió en el tercero de los satélites “africanos” de la NASA. Cuatro días después del lanzamiento, su telescopio de rayos gamma fue activado y comenzó la fase de adquisición de datos para componer el primer mapa exacto del cielo en rayos gamma. Desde una órbita similar a la de Uhuru (2º inclinada respecto al ecuador, con una altitud entre 443 y 632 km.) empleó el mismo método, y se esperaba que finalizara la tarea en un año, para después comenzar una fase de estudio de fuentes discretas individuales. Por desgracia, un fallo en el suministro de energía de bajo voltaje hacia el telescopio, el 9 de junio de 1973, dejó al instrumento inoperativo. Otra vez el objetivo se les escapaba.

A pesar de su corta vida, sin duda resultó un comienzo prometedor para la astronomía en esta longitud de onda. En el periodo que pudo funcionar su telescopio, barrió un 55% del cielo, localizando al menos 19 fuentes individuales, además de detectar emisión de rayos gamma proveniente de Júpiter. Examinó buena parte del plano galáctico, estudió la radiación difusa de fondo en esta longitud de onda (la emisión galáctica de la Vía Láctea está relacionada con la estructura galáctica), y sobre todo, le permitió descubrir la fuente más potente de rayos gamma de nuestra galaxia: Geminga. Sin duda la aparición de este objetivo muestra lo importante del estudio del cosmos más allá de lo visible porque, para empezar, las observaciones realizadas a simple vista de telescopio óptico no revelaban nada, mientras que SAS 2 detectó la que se creía que era una pulsación de energía de rayos gamma excesiva aproximadamente cada 59 segundos, aunque en un periodo de cuatro meses solo observó 121 de estas pulsaciones, lo que impidió proporcionar una localización más exacta en el cielo. Su nombre, Geminga, quiere decir más o menos fuente de rayos gamma en la constelación de Gemini, aunque más allá de ahí no se pudo precisar su localización exacta ni el tipo de objeto celeste hasta muchos años después.

Además de los OSO 3 y 7, otros satélites hicieron sus pinitos en cuanto a la radiación gamma. Americanos como OGO 5, soviéticos como los Kosmos 208 y 264 aportaron su granito de arena antes del lanzamiento de SAS 2, acompañados también por la información adquirida por experimentos de rayos gamma montados en los módulos de mando de las misiones Apollo 15 y 16. Europa, a través de su agencia espacial, el ESRO (la Organización de Investigación Espacial Europea) también contribuyó algo a la tarea con la puesta en órbita de su TD-1A. Este primer acercamiento del viejo continente a la astronomía desde el espacio proporcionó la información suficiente como para probar el concepto de medición que aplicaría después. De los siete instrumentos de este vehículo, el aparato para detectar rayos gamma cósmicos era una cámara de chispa, enganchada a una cámara Vidicon, y sin duda transmitió información relevante, pero TD-1A sufrió algunos problemas operativos que limitaron su rendimiento. No había que preocuparse: se estaba preparando un vehículo para un estudio general de los rayos gamma.

Aprobado en 1969, el proyecto Cos-B (por cósmico) fue la primera misión europea que cargó un único instrumento, y entregada a un objetivo muy concreto: completar un reconocimiento completo del cielo en la radiación gamma. El resultado fue un modesto satélite con forma de tambor de 1.7 metros de alto y 1.5 de diámetro, estabilizado por rotación a 10 rpm. Sin duda la nota dominante era la sencillez de su operación, careciendo por completo de partes móviles y con los paneles solares adosados a la estructura del satélite sirviendo a una batería de níquel-cadmio. Su instrumento, también una cámara de chispa, se encontraba en las entrañas del vehículo. Su diseño interno y funcionamiento resultaba idéntico al de SAS 2, aunque su sensibilidad a los rayos gamma era muchísimo mayor. Estaba compuesto por 16 pares de rejillas de cable formando igual número de huecos, entre los 

cuales se instalaron láminas delgadas de tungsteno, el material usado para transformar el rayo gamma en un par de electrones. Sobre esta estructura se colocó un domo anticoincidencia (con 9 fotomultiplicadores asociados), y su interior se rellenó con gas neón (y un poco de etano) a 2 atmósferas. Para las lecturas estaba el telescopio de provocación, un conjunto de contadores de escintilación y tipo Cerenkov, acoplados a tubos fotomultiplicadores. La medición final se hacía en el llamado calorímetro de energía, siendo uno de los dos elementos que lo formaban un cristal de ioduro de cesio. Los dos detectores del calorímetro estaban conectados también a tubos fotomultiplicadores. Cuando las partículas alcanzaban el calorímetro, la luz visible emitida por los fotomultiplicadores se calculaba, de manera que, a mayor intensidad de la luz, más energético era el rayo gamma. Su telescopio de rayos gamma medía energías entre los 50 MeV y los 5 GeV, un salto adelante gigantesco con respecto a todos los medidores de rayos gamma previos. Para hacer correlaciones con la energía de los rayos X, se dotó a Cos-B del llamado Sincronizador Pulsar, que no era más que un conjunto de contadores proporcionales rellenados con argón capaz de registrar fotones por encima de 2 keV, con el objetivo de medir el tiempo de llegada de un rayo X, con el objetivo de estudiar el comportamiento temporal de una fuente de radiación X para una posterior comparación con el mismo comportamiento de los rayos gamma, para así intentar asociar una fuente de rayos X a una de rayos gamma. Y además, para estudiar eventos transitorios de rayos gamma que se estaban empezando a detectar (los ya célebres GRB’s) se instalaron las Electrónicas de Estallidos Gamma, que no era más que una sección del hardware de a bordo conectado al domo anticoincidencia. Si este artilugio detectaba un incremento repentino en el conteo de partículas que registraba, estas electrónicas borraban inmediatamente el buffer de memoria del sistema de manejo de datos para empezar a registrar información a un ratio muy alto, para su posterior envío al centro de control. Aunque la observación de toda la bóveda celeste era prioritaria, gracias a su carga de combustible (9.9 kg. de nitrógeno sirviendo a 4 propulsores) sería capaz de realizar operaciones de apuntamiento hacia objetivos individuales durante semanas. Su peso a plena carga era de 278 kg.

Como todos sus satélites anteriores, Cos-B tuvo que ser lanzado por la NASA, dada la escasa potencia y fiabilidad de los cohetes europeos de aquellos días. Así, aunque originalmente tenía previsto su lanzamiento mediante un Europa 2 desde Kourou, el 9 de agosto de 1975 fue elevado por 

un Delta 2913 desde la base de Vandenberg, California. Su órbita resultó sin duda innovadora por sus características. Nada menos que inclinada con respecto al ecuador terrestre 90.2º, con un perigeo de 337 km. y un apogeo de 99.067 km. Esta trayectoria no solo garantizaba un mayor tiempo de observación (en especial durante las operaciones de apuntamiento), también evitaba los dañinos cinturones de Van Allen. Aunque su misión estaba previsto que durara al menos dos años, el satélite operó sin apenas problemas nada menos que seis años y medio, cuando el combustible para los motores de control de actitud se acabó, por lo que el 25 de abril de 1982 (cuando su órbita se había modificado hasta los 12.155 x 87.265 km, inclinada 98.4º para reducir al máximo la exposición a los cinturones de radiación terrestres) se dio por concluida su histórica misión.

A pesar de cierto funcionamiento errático en la cámara de chispa y al envejecimiento del gas neón que rellenaba la cámara, Cos-B aumentó en un factor de 25 la información que teníamos hasta ese momento de la radiación gamma. Así, los datos adquiridos por esta misión complementaron los adquiridos por SAS 2. En el mapa formado se detectaron 25 fuentes individuales adicionales emisoras de rayos gamma (algunas de ellas sin identificar), examinó en gran detalle la región del centro de nuestra galaxia, además de analizar los púlsares del Cangrejo y Vela, precisando más exactamente la localización de Geminga, y lo más importante, la localización de la primera fuente extragaláctica, el quásar llamado 3C273, situado a 2500 millones de años luz de distancia. Aunque Cos-B pudo completar un mapa muy completo de la bóveda celeste, teniendo en cuenta el 55% de SAS 2 y los anteriores exámenes, se pudo compilar un mapa casi global para tener un punto de partida en el que empezar a diseñar los primeros vehículos diseñados para un estudio en profundidad de las fuentes de rayos gamma, y potencialmente encontrar otras nuevas.

Antes de pasar a la fase de observación de estas fuentes, la NASA quiso completar un último examen de todo el cielo gamma, y para ello comenzó a lanzar los satélites HEAO. Los Observatorios Astronómicos de Alta Energía se diseñaron para aprovechar las nuevas tecnologías en materia de detectores para montarlos en grandes satélites y conseguir mejores resultados. Así, el primer HEAO, lanzado en septiembre de 1977, de los cuatro experimentos, uno de ellos tenía cierta capacidad de estudio de los rayos gamma, el A-4, con un rango de medición espectral hasta los 10 MeV, que operó sin problemas. Pero para localizar y examinar con mayor detalle las energías más altas, se diseñó el tercero de ellos.

El propósito de la misión HEAO-C era en esencia la misma que la de su primo hermano HEAO 1, completar un reconocimiento del cielo en unos seis meses. Eso sí, el observatorio de más alta energía no se preparó para realizar operaciones de apuntamiento, lo que limitaba en cierta manera un examen más en profundidad del cosmos. Las directrices de diseño eran las mismas que en los dos anteriores: un bus octogonal debajo, conteniendo todos los sistemas de control, mientras que la sección superior estaba customizada para dar cabida a la instrumentación, en este caso tres experimentos, de los cuales solo uno, el C-1 (HSRGRS, Espectrómetro de Rayos Gamma de Alta Resolución Espectral) estaba preparado para la

radiación gamma, y algo de rayos X, mientras que los otros dos, los C-2 (ICPCRE, Experimento de Composición Isotópica de los Rayos Cósmicos Primarios) y C-3 (HNE, Experimento de Núcleos Pesados) se encargaban de averiguar la composición y origen de las fuentes de rayos cósmicos procedentes de nuestra galaxia y fuera de ella. La aproximación del experimento C-1 era radicalmente distinta a lo usando anteriormente. Los sensores eran varios grupos de cristales de germanio de alta pureza protegidos por escudos de ioduro de cesio activado por sodio para la eliminación de las fuentes que no eran rayos gamma. Además, para retener una alta sensibilidad, los cristales estaban enfriados por un refrigerador criogénico sólido en dos fases. Aunque sin duda más complejo que las cámaras de chispa, resultaba algo más sencillo de operar y era más compacto. Su rango de detección iba de 50 keV a 10 MeV, es decir, los rayos gamma de baja energía, o blandos. El satélite entero desplazaba una masa a plena carga de 2948 kg., siendo el más ligero de los tres HEAO.

Elevado el 20 de septiembre de 1979 mediante un Atlas SLV-3D/Centaur, fue colocado, como sus otros dos hermanos de familia, en órbita baja terrestre, a una altitud media de 499 km. e inclinada 43.6º. Al igual que HEAO 1, HEAO 3 (como se le nombró tras el lanzamiento) estaba preparado para estar estabilizado por rotación, completando un giro completo en 20 minutos, además de estar inclinado 15º con respecto a su vertical para evitar la sobreexposición de las células solares. Los propósitos para el experimento C-1 eran estudiar la intensidad, espectro, y comportamiento temporal de los rayos gamma y X, medir la radiación difusa de fondo en rayos gamma y X, además de buscar nuevas fuentes en el rango de detección. Eso sí, estaba especialmente diseñado para estudiar la línea de emisión de los rayos gamma situada en los 511 keV, la de la aniquilación de los positrones, para así encontrarla en estrellas, galaxias y en el medio interestelar. Una vez en operación, el instrumento funcionó lo que duró la refrigeración, hasta el 1 de junio de 1980. Lo más destacado de lo descubierto por el experimento C-1 de HEAO 3 fue el hallazgo de la línea de los 511 KeV proveniente del centro de la galaxia. Los procesos que generan esta actividad permanecen sin identificar. El observatorio reentró en la atmósfera terrestre en 1981. No se lanzarían observatorios astronómicos de rayos gamma hasta 8 años después.

En el intervalo de tiempo desde la finalización de misión de HEAO 3 y la siguiente misión dedicada al estudio del cielo de alta energía hubo varios avances acerca de qué producen rayos gamma y lo que se genera a raíz de ellos. Así, aprovechando el máximo solar que se estaba a punto de producir a comienzos de la década de 1980, la NASA lanzó su satélite Solar Maximum Mission, y entre su equipamiento analítico se añadía un espectrómetro de rayos gamma, que permitió observar, por primera vez, la emisión de este tipo de radiación proveniente de todo tipo de llamaradas solares. Por otra parte, un evento espectacular y repentino, la explosión de lo que se conoce ahora como Supernova SN 1987A provocó la rápida preparación de experimentos de rayos gamma colocados sobre globos aerostáticos. Su despliegue permitió detectar radiación gamma procedente de la supernova, pero era indicativo de la formación de nuevos elementos radiactivos a raíz de la gigantesca explosión. La aparición de este energético fenómeno aceleró los planes para colocar los primeros observatorios espaciales dedicados a los rayos gamma.

La colaboración en materia de ciencia espacial entre la Unión Soviética y Francia era bastante importante, dando como resultado los rovers lunares Lunokhod, varias sondas a Venus y las misiones Vega, y dieron otro paso al frente para preparar un observatorio de alta energía. La Unión Soviética tuvo gran éxito con su observatorio Astron de luz ultravioleta, de manera que quiso repetirlo con las longitudes de onda más cortas y energéticas. Así dio comienzo el proyecto Astron 2. Se enfocó el observatorio bastante en los rayos X, pero también se le diseñó con capacidades para el examen de los rayos gamma blandos y de las fuentes transitorias que también las generan. De los siete experimentos, el principal era el telescopio de rayos X duros y rayos gamma blandos SIGMA, desarrollado y construido en Francia. Este aparato en cierta medida se parecía a un telescopio clásico, aunque sus principios de funcionamiento resultaban enormemente distintos. No tenía lentes, ni espejos. Era un gran tubo vacío en cuyo final se encontraban los detectores (y los sistemas anticoincidencia) y en la que debería ser la apertura un objeto nuevo: una máscara codificada. Este aparato no es más que una lámina sobre la cual se han colocado pequeñas placas de tungsteno, además de practicar aleatoriamente una serie de agujeros por toda la máscara, realizados para dejar entrar las partículas de una forma determinada y así componer una suerte de imagen. Estaba sintonizado para detectar energía entre los 35 keV y los 1.3 MeV. Otros aparatos con capacidad de detección de rayos gamma eran los experimentos, PHEBUS (francés), con capacidad para detectarlos entre 100 keV y 100 MeV, KONUS-B (soviético), hasta 8 MeV, y TOURNESOL (francés), hasta 20 MeV, los tres para la captación de eventos transitorios. En total, Astron 2, o GRANAT (Observatorio Astrofísico Internacional), como fue renombrado, era un gran observatorio de 6.5 metros de alto, 8.5 metros de envergadura y unas cuatro toneladas de masa, estabilizado en sus tres ejes, y que empleó por última vez el bus estrenado por las misiones marcianas

de 1971 y que fue usado con éxito en muchas sondas venusinas, en las dos Vega y en Astron. Fue elevado el 1 de diciembre de 1989 por un cohete Proton desde el cosmódromo de Baikonur.

Si conocéis un poco la historia, el lanzamiento de GRANAT se produjo solo tres semanas después de uno de los hechos clave del siglo XX: la caída del Muro de Berlín, que provocó el derrumbamiento del sistema soviético y en 1991, la desaparición de la Unión Soviética como nación. Muchas de sus exrepúblicas se independizaron, y la economía de la nueva Rusia colapsó. Esto afectó seriamente a los proyectos espaciales rusos. Se hizo todo lo posible para salvar su estación espacial Mir, y eso provocó que la inmensa mayoría de lo planeado o en funcionamiento se quedara sin presupuesto. De la noche a la mañana, GRANAT se quedó sin liquidez para funcionar, y aunque estaba proporcionando mucha y muy importante información, las vacías arcas rusas no podían soportar este desembolso. La solución llegó por parte de Francia. Como buena parte de las contribuciones al observatorio procedían de la agencia espacial gala, no querían perder tan valioso recurso, por lo que tomaron la decisión de financiar, hasta que dejara de funcionar, las operaciones de GRANAT. Pero aún había otro problema. El centro de control de la misión, como el de la mayoría de proyectos de la antigua Unión Soviética (y que disponía de una de las dos únicas antenas de 70 metros de diámetro para recepción a alta velocidad), estaba instalado en la península de Crimea, en la recientemente independizada república de Ucrania. Tras una negociación peliaguda para conseguir que el personal ruso continuara con sus tareas se consiguió alcanzar un acuerdo, aunque el centro pasara a ser responsabilidad del gobierno ucraniano. La misión se había salvado.

GRANAT siguió operando en modo de operaciones dirigidas hasta que el combustible de control de actitud prácticamente se agotó en septiembre de 1994. Como aún funcionaba bien, se le colocó en un modo de reconocimiento no dirigido, lo que redujo su utilidad pero no su sensibilidad. Y así se mantuvo hasta que su transmisor fue apagado el 27 de noviembre de 1998, para acabar reentrando en la atmósfera terrestre el 25 de mayo de 1999. En todo el tiempo que estuvo en operación, dada la influencia gravitatoria de la Luna y el Sol, la órbita de GRANAT fue variando fuertemente con los años. Una vez en órbita sus parámetros orbitales eran de 200 x 200.000 km (51.5º de inclinación). Dos años después era de 23.839 x 179.376 km. (82.6º), cinco después, 58.959 x 144.214 km. (86.5º), y siete después de 42.088 x 160.888 km. (93.4º), de manera que con el tiempo se alejó de los cinturones de radiación y pudo trabajar sin apenas interferencias. A pesar de todo su tiempo de funcionamiento, este observatorio

apenas ha llenado más que alguna reseña de la exploración astronómica de alta energía, aunque proporcionó algún detalle interesante, como una investigación en profundidad del centro de nuestra galaxia así como un estudio de la variabilidad espectral y temporal de varios candidatos a agujeros negros, además de un reconocimiento completo del cielo hasta los 200 keV. Durante el tiempo que funcionó, estuvo acompañado por, posiblemente, el observatorio más icónico de la historia de la astronomía en rayos gamma, aunque no duró mucho tiempo más que GRANAT.

La serie de los Grandes Observatorios de la NASA, iniciada con el proyecto del Telescopio Espacial (el Hubble, para entendernos) pretendía lanzar un observatorio para cada longitud de onda considerada importante. Por lo que, además del visible (con algo del infrarrojo y del ultravioleta) se proyectaron grandes y potentes vehículos para estudiar la radiación infrarroja (una vez se lanzaran los primeros telescopios refrigerados), los rayos X y los rayos gamma. Íntimamente asociados a los transbordadores espaciales, también en desarrollo a finales de los años 1970, este hecho daba enorme libertad para construir grandes y pesadas máquinas cargando lo último en detectores de su tipo. Con una capacidad

de transporte a órbita baja superior a 20 toneladas, y con una bodega de carga de 4.5 metros de diámetro y más de 10 metros de largo, el límite era básicamente la imaginación. Así, GRO, el Observatorio de Rayos Gamma de la NASA, se empezó a construir como un enorme satélite para la detección y observación de todos los fenómenos de la más alta energía del cosmos, desde los rayos X duros hasta lo más potente de los rayos gamma también duros. El desarrollo de GRO empezó en 1977, y aunque el desastre del transbordador Challenger supuso un retraso importante, esto dio pie a perfeccionar este formidable vehículo.

GRO se diseñó para dar cabida a mucho hardware ya probado en el espacio. Así, su ordenador era del mismo tipo que los usados en los Landsat 4 y 5 y en el observatorio solar Solar Maximum Mission. Las comunicaciones las hacía a través del enlace con los 

satélites TDRS mediante una antena de alta ganancia, como los últimos satélites de la agencia. Los grabadores de cinta magnética eran del diseño estándar de la NASA, así como los elementos del control de actitud (estabilizado en sus tres ejes para un apuntamiento preciso, apoyado por ruedas de reacción). También se diseñó, como el Hubble, para ser mejorado por los transbordadores, de manera que una lanzadera espacial podría recargar combustible en los cuatro tanques del observatorio (1.900 kg.) o intercambiar partes defectuosas (construcción modular). Su control termal era más o menos el normal, aunque uno de los instrumentos tenía elementos de transporte de calor para extraerlo del aparato, y los cuatro experimentos montados en el enorme satélite fueron aislados termalmente del resto del satélite para evitar interferencias. El equipo sensor era el siguiente: BATSE (Experimento de Estallido y Fuentes Transitorias, consistente en ocho detectores en cada esquina del satélite, cada uno formado por dos sensores, cubriendo el rango energético entre 20 KeV y 8 MeV, formando un instrumento con un campo de visión muy ancho, diseñado para detectar repentinas apariciones emisoras de rayos gamma así como eventos transitorios para ser estudiados por los otros experimentos), OSSE (Experimento

Espectrométrico de Escintilación Orientada, compuesto por cuatro módulos sensores con capacidad de ser apuntados individualmente, formados por un cristal espectrométrico de escintilación central, de 30 centímetros de diámetro, rodeado por todos los lados por elementos anticoincidencia, con un rango de detección de 0.05 a 10 MeV, con el objetivo de localizar y estudiar la firma espectral de los elementos radiactivos presentes en supernovas y novas, lugares en los que se forman elementos pesados, así como observaciones de estrellas de neutrones, agujeros negros, púlsares y quásares), COMPTEL (Telescopio de Imágenes Compton, el único instrumento foráneo de la NASA y elaborado en colaboración con la ESA y el Instituto Max Planck alemán, empleaba un tipo de dispersión de energía de rayos gamma llamada Dispersión Compton, empleando escintiladores frontales y traseros creando un amplio campo de visión, midiendo el rango energético de 0.75 a 30 MeV, para detectar, y después estudiar, nuevas fuentes de rayos gamma cósmicas) y EGRET (Experimento Telescópico de Rayos Gamma Energéticos, observando el rango hiperenergético entre los 20 MeV y los 30 GeV mediante el principio de producción de pares de electrones, como en una cámara de chispa, con un campo de visión muy ancho, con el mismo objetivo que COMPTEL). Su peso en báscula antes del lanzamiento era de 15.876 kg.

Dada la experiencia anterior acumulada, se pudo desarrollar toda una nueva generación de instrumentos para los rayos gamma. Los rayos gamma no se pueden observar directamente, por lo que hay que detectarlos de forma indirecta. En esencia, para captarlos lo que se busca es el flash de luz visible (la llamada escintilación) provocado por un rayo gamma en el detector, generalmente materiales cristalinos o líquidos. De este modo, cuantos más sensores tenga un instrumento, más sensibilidad se adquiere, lo que provoca una elaboración de instrumentación muy pesada, y el tamaño de GRO permitió incrementar la resolución y la sensibilidad 10 veces más que todo lo conseguido hasta aquel momento. Colocado dentro de la bodega de carga del transbordador Atlantis, fue elevado desde la plataforma 39B de Cabo Cañaveral el 5 de abril de 1991 (misión STS-37). Liberado en órbita tres días después de su lanzamiento, fue situado en órbita baja a 450 km. de altitud sobre la Tierra (inclinación 28.5º con respecto al ecuador) fuera de lo más denso de los cinturones de radiación terrestre. En su momento, fue la carga más pesada que un transbordador había situado en órbita.

Una vez en órbita y funcionando, el satélite fue renombrado, y recibió el nombre que lo hizo mítico: Compton, en honor al ganador del Premio Nobel de Física Dr. Arthur Holly Compton, por su trabajo sobre la física de los rayos gamma. Compton fue el segundo de los Grandes Observatorios de la NASA, y el único que ya no está en órbita. Después de 9 años y dos meses de impecable funcionamiento, la avería en uno de los giróscopos provocó que la agencia decidiera, no sin cierta controversia, acabar su misión. El argumento era que, si se perdía otro giróscopo, resultaría imposible dirigir el observatorio a una reentrada controlada. De esta manera, en cumplimiento de un recientemente firmado tratado para evitar crear más basura espacial alrededor de la Tierra, Compton se convirtió en el primer satélite de la NASA “tirado” deliberadamente a la atmósfera, suceso acaecido el 4 de junio del año 2000, cayendo sus calcinados pedazos en el Océano Pacífico. Su misión revolucionó el campo astronómico y astrofísico de los rayos gamma de la misma manera que lo hicieran SAS 2 y Cos-B en su día.

Los primeros 15 meses de misión dedicaron a Compton a un nuevo reconocimiento del cielo, lo que provocó la aparición de 271 nuevas fuentes de radiación gamma, principalmente en los rangos más energéticos, mientras que el resto de su misión estuvo dedicada al estudio de esas fuentes, con resultados extraordinarios. Así, COMPTEL consiguió cartografiar la presencia del isótopo radiactivo del aluminio, el Al-26, por casi todo el cielo; OSSE proporcionó indicios para asegurar la existencia de una nube de antimateria encima del centro de nuestra galaxia; el descubrimiento de los primeros “repetidores” de rayos gamma de baja energía (por debajo de los 100 MeV), que poseen periodos impredecibles de actividad e inactividad; los reconocimientos

completos de púlsares y de remanentes de supernovas; y la identificación definitiva de Geminga (con el apoyo del observatorio de rayos X alemán ROSAT) como un tipo de púlsar radio-tranquilo a 815 años luz de nosotros, tras detectar con EGRET una pulsación de 237 milisegundos. Y suponemos que mucha de la información está todavía siendo analizada en busca de algo muy excitante.

Así, en poco más de dos años, la astronomía de rayos gamma había perdido sus dos únicas herramientas de observación. Muchos científicos tenían previstas observaciones que tuvieron que suspender o posponer hasta que apareciera un nuevo observatorio de rayos gamma. Entonces giraron la cabeza, y centraron su atención en Europa.

Tras la satisfacción del trabajo bien hecho con Cos-B, los científicos europeos deseaban más que nunca colocar un observatorio propio de rayos gamma. Después de mucho pelear, el consejo de la ESA aprobó el proyecto de la nueva misión de rayos gamma europea en junio de 1993. El propósito de INTEGRAL se situó en el estudio de los rayos gamma de baja energía, hasta 10 MeV, pero con una resolución espacial y espectral sin paralelo. Como siempre dentro de la ESA, las responsabilidades de la construcción de los componentes del Laboratorio Astrofísico de Rayos Gamma Internacional se empezaron a distribuir, y una de las partes más importantes de los instrumentos eran las máscaras codificadas que tendría cada uno. Cuando se lanzó el concurso, todos esperaban que Holanda o Alemania se llevara el contrato para su construcción, por lo que la aparición de España como única oferta provocó que el concurso se ampliara. Al cerrarse el concurso, España ganó por incomparecencia del resto.

¿Por qué nosotros? En 1997, dentro de la cofia de un lanzador Pegasus-XL viajó al espacio el satélite Minisat-01, un satélite completamente español con instrumentación para un montón de cosas. De todos ellos, el importante para este relato es LEGRI, la Cámara de Rayos Gamma de Baja Energía, diseñada para obtener imágenes del cosmos entre los 10 y los 100 keV. De todos sus elementos, el que nos interesa es su máscara codificada, que fue construida en la Universidad de Valencia. Dada la experiencia obtenida, se tenía la capacidad de producir las máscaras codificadas para los instrumentos de INTEGRAL, y quedó refrendada cuando fueron unidas a sus plataformas, construidas en Italia, Francia y Dinamarca. No solo eso, y como en el caso del observatorio de rayos X de la ESA XMM-Newton, se colocó un sistema de luz visible para proporcionar contexto para la información de rayos gamma, y este pequeño telescopio también es español, elaborado en el Laboratorio de Astrofísica Espacial y Física Fundamental (LAEFF) del INTA. De todos los proyectos de la ESA hasta la fecha, INTEGRAL es el que, proporcionalmente, posee más contribución española, un 15% del total del proyecto.

Mucho más pequeño que Compton, INTEGRAL  es un satélite de 5 metros de alto, 3.7 metros de diámetro y con una envergadura de 16 metros. Para hacer el proyecto más económico, el diseño de módulo de servicio que se empleó fue el desarrollado para XMM-Newton, almacenando todos los sistemas de control del observatorio. En cuanto al instrumental, los dos principales son IBIS (Cámara de a Bordo del Satélite INTEGRAL) e ISP (Espectrómetro en INTEGRAL), preparados para detectar rayos gamma, aunque tiene un instrumento de rayos X (JEM-X, Monitor Conjunto de Rayos X Europeo), una cámara de longitud de onda visible (OMC, Cámara de Monitorización Óptica), y un aparato de monitorización de radiación en el entorno de su órbita (IREM, Monitor de Radiación Ambiental de INTEGRAL). Como ya hemos dicho, el propósito de OMC es proporcionar imágenes de contexto de la zona del cielo que observa el observatorio, contando para ello con un pequeño telescopio refractor de seis elementos, con una apertura de 50

milímetros y una longitud focal de 154 milímetros (f/3.1) sirviendo a un sensor CCD colocado detrás de un par de filtros de banda ancha, por lo que el sistema es sensible a la luz visible en la longitud de onda de los 550 nm, mientras que el propósito de JEM-X es detectar la señal de rayos X (3-35 keV) proveniente de los objetivos para separar así la información de los rayos X de los gamma. JEM-X es en realidad un paquete instrumental con dos aparatos gemelos, que poseen su propia máscara codificada de 53.5 centímetros de diámetro, con un patrón formado por 22501 elementos y un 25% de área abierta, separada del conjunto detector (formado por Contadores de Gas por Microtiras para imágenes, unas cámaras rellenadas con una mezcla de gas xenón al 90% y metano al 10% a 1.5 bares y unos detectores de 25 centímetros de área activa, generando escintilaciones por gas) 3.4 metros, con una resolución similar a la de IBIS. Sobre los dos aparatos para rayos gamma, IBIS está formado por una máscara

codificada de tungsteno en la parte frontal (opaca al 50%) y el conjunto sensor 3.2 metros detrás de la máscara. El conjunto detector posee dos capas sensoras diferentes. La primera (ISGRI) contiene 16.384 píxeles de cadmio-telurio, mientras que la segunda capa (PICsIT) posee 4.096 píxeles de ioduro de cesio. Con todo esto, y contando con un sistema anticoincidencia de germanato de bismuto conectado a dos tubos fotomultiplicadores que rodea completamente el sistema detector, IBIS registra imágenes de objetos emitiendo entre 15 keV y 10 MeV y localizándolo en el espacio de manera tan precisa como la de localizar a un individuo concreto entre la multitud desde una distancia de 1.3 km. En cuanto a ISP, dispone de nada menos que 19 detectores hexagonales de germanio de alta pureza (5.6 cm. diámetro, 69.5 mm. de ancho) para analizar los rayos gamma con una exactitud desconocida, que están enfriados por cuatro refrigeradores mecánicos tipo Stirling a -183º C. El efecto

ainticoincidencia se ha conseguido instalando 91 cristales de óxido de germanato de bismuto tanto por debajo como alrededor de los detectores hasta alcanzar el soporte de la máscara codificada (situada a 1.7 metros del conjunto detector), también de tungsteno (que posee también un sistema anticoincidencia detrás de las placas de la máscara, siendo un escintilador plástico), lo que le hace uno de los experimentos más pesados jamás transportados por un vehículo europeo. El rango de estudios espectrométricos de ISP va entre los 20 keV y los 8 MeV. Por su parte, el monitor IREM fue colocado en principio como fuente de calibración para eliminar la radiación de su entorno, aunque posee un canal que provoca la desactivación de la sensible instrumentación si la radiación supera cierto límite. Completamente integrado y a plena carga, INTEGRAL desplazaba 4.1 toneladas, de los que 1.300 kg. corresponden únicamente al ISP. Casi nada.

Año y medio antes del lanzamiento de INTEGRAL, se produjo un hecho sin paralelo en la vida de un proyecto espacial. Debido a la pérdida de los anteriores observatorios de rayos gamma, como mencionamos, los astrónomos y astrofísicos perdieron la oportunidad de realizar los programas científicos que habían pasado años diseñando. De manera que cuando tuvieron noticia de INTEGRAL, acudieron en masa a la puerta del despacho del director del proyecto. Tal era la cola, que se entregaron nada menos que 291 propuestas, es decir, más de diez años de observación continuada con el observatorio, y multiplicar por 19 el tiempo real de observación en su primer año. La cosa se complica porque para observar el cosmos en radiación gamma se necesita muchísimo más tiempo que en otras longitudes de onda (1 millón de segundos por los 33.000 para los rayos X), y el periodo de observación de su misión primaria, de dos años, ya estaba repartido (50% para la ESA, 40% para investigadores de fuera de la ESA, y el 10% a los científicos rusos, como pago por el lanzamiento). Total, que tuvieron que seleccionar solo unas pocas para poder llenar la tarea principal de la misión.

Gran parte de la sensibilidad de los instrumentos de INTEGRAL está relacionada con sus sensores, aunque la otra parte responsable son las máscaras codificadas. Para poder componer las imágenes se realiza lo siguiente: al estar agujereada, los fotones de rayos gamma los atraviesan, pero otra parte queda bloqueada por la máscara. Esto provoca una “sombra”, y teniendo conocimiento de cómo son y dónde se practicaron los agujeros, los detectores componen una imagen teniendo en cuenta el patrón de esta “sombra”. Esto funciona cuando los fotones penetran de forma recta, pero también pueden penetrar de lado por la máscara, provocando un patrón de “sombra” distinto, lo que “codifica” la radiación. Mediante la utilización de un programa de ordenador, los detectores tienen conocimiento de la forma de la máscara y de la “sombra”, por lo que es capaz de formar otra imagen precisa.

Un lanzador ruso Proton-K situó en órbita a INTEGRAL el 17 de octubre del 2002, en una trayectoria elíptica de 13.000 x 153.000 km. (inclinación 51.6º), con una órbita de 72 horas sincronizada con sus estaciones de seguimiento, en Redu (Bélgica) y la estación DSN de la NASA en Goldstone (California). Lleva más de 11 años en órbita, y continúa funcionando. Cuando fue colocado en el espacio, esto provocó que durante seis años la ESA fuera la única agencia espacial en disponer de herramientas para el examen tanto de los rayos X (XMM-Newton) y la radiación gamma (INTEGRAL). Ese es el compromiso de la ESA. Puede que no sea la que más fondos tenga, pero sin duda está comprometida con la ciencia y la tecnología.

Estos 11 años han dado para mucho. Por ejemplo, mediante el estudio de la cantidad del isótopo Al-26 (formado dentro de las estrellas y liberado cuando éstas explotan, o creado y extendido por los vientos estelares de estas estrellas), se ha llegado a la conclusión de que

aproximadamente cada 50 años, de media, explota una supernova en nuestra galaxia. También el examen en profundidad de la línea de emisión de los 511 KeV ha revelado cosas interesantes. INTEGRAL ha sido capaz de observar que en el centro de nuestra galaxia hay algo que crea enormes cantidades de la contraparte en la antimateria del electrón, el positrón. Lo que da forma a esta concreta línea de emisión es la colisión de los electrones y los positrones, lo que lleva a la aniquilación de estas últimas, de acuerdo con la célebre ecuación de Einstein del E igual a MC al cuadrado. El asunto es que según la información recogida por INTEGRAL,  son aniquilados cada segundo 1.5x10 elevado a cuarenta y tres, es decir, 15 seguido por cuarenta y tres ceros, una cantidad bestial. La pregunta es, ¿qué existe en el centro de nuestra galaxia que genera tal emisión de antipartículas? De momento no tiene respuesta, pero entre los candidatos están las supernovas, púlsares de rapidísima rotación, micro-quásares o partículas ligeras de materia oscura. Increíble. Otro resultado ha sido sorprendente: la emisión de rayos gamma proveniente del ecuador de nuestra galaxia no es una emisión uniforme, como mostraron todas las misiones anteriores. Todo lo contrario. INTEGRAL observó unas 500 fuentes de rayos gamma

nuevas que emiten este brillo que siempre aparece en los mapas, siendo muchas de ellas estrellas de neutrones y púlsares. También ha estado realizando un censo de agujeros negros supermasivos, descubriendo en el lejano cosmos más de 100 de estos objetos exóticos. Otros de su tipo, sin embargo, han eludido su detección. Objetos celestes famosos también han entrado en la vista de INTEGRAL. Observando el púlsar de la nebulosa del Cangrejo (el remanente de la explosión de una supernova observada en el año 1054) ha descubierto un mecanismo de aceleración de partículas extraordinariamente potente. Lo que ocurre es que la radiación emitida por el púlsar está fuertemente alineada (polarizada) al eje de rotación de este cuerpo celeste, lo que ha llevado a suponer que este fenómeno se crea en los potentes chorros emitidos por la propia estrella. Mientras, estudios al primer agujero negro

descubierto hasta la fecha, el célebre Cygnus X-1, han mostrado que la materia que trata de chupar el agujero, o al menos parte de ella, sale libre. Este es un descubrimiento revolucionario, ya que antes se pensaba que absolutamente NADA podía escapar del campo gravitatorio de este monstruo estelar. Gracias a INTEGRAL, esto es posible después de observar líneas de campo magnético altamente estructuradas, formando una especie de túnel de fuga. Su misión ha sido prolongada varias veces, y recientemente se ha vuelto a extender hasta al menos finales del 2016, y sin duda nos transmitirá un montón de datos valiosos más. No es de los observatorios más habladores, pero su sensibilidad y resolución no tienen paralelo todavía.

Además de colaborar en los proyectos de la ESA, las agencias espaciales nacionales europeas también tienen sus propios programas de exploración espacial. La más activa es la francesa CNES, aunque la agencia ASI italiana también produce satélites propios. Uno de ellos es un proyecto para el estudio del cielo de alta energía, seleccionado en junio de 1999: el satélite AGILE, el Detector de Imágenes Ligero para Astronomía Gamma. Este es un vehículo de sencilla operación y última tecnología con un programa de exploración bastante relleno. Su misión es estudiar los núcleos galácticos activos (AGN), púlsares, remanentes de supernovas, sistemas binarios, emisión difusa, llamaradas solares, física fundamental, y la detección de fuentes sin identificar. AGILE se preparó para observar casi el mismo rango de

detección del instrumento EGRET de Compton con una resolución y calidad similar pero con un campo de visión mayor, el equivalente de registrar una quinta parte del cielo de una vez. El instrumento principal se llama GRID (Detector de Imágenes de Rayos Gamma), que emplea detectores de silicio, un escáner de silicio-tungsteno, un Mini-Calorímetro de ioduro de cesio y el habitual sistema anticoincidencia recurriendo a escintiladores plásticos, consiguiendo así registrar la radiación gamma entre los 30 MeV y los 50 GeV, sin recurrir a detectores rellenados con gas, como Cos-B o EGRET. Complementándolo, justo encima de GRID se situó el sistema Super-AGILE, un detector de rayos X de alta energía (10-40 keV) que cuenta con una máscara codificada compartida con GRID, y unidades cuadradas de silicio justo encima del escáner. Esta combinación hace que AGILE sea capaz de observar simultáneamente la emisión de rayos X y Gamma con una unidad detectora compacta. Por su parte, el Mini-Calorímetro funciona independientemente del conjunto GRID/Super-AGILE proporcionando detección y estudio de eventos de rayos gamma transitorios en el rango

energético entre 0.25 y 200 MeV. El satélite en sí emplea un bus común de reciente desarrollo, y por ello el presupuesto del proyecto es bastante comedido. Como resultado, AGILE es un pequeño observatorio sin partes móviles, de operación sencilla, aunque limitado dado que su panel solar, fijo sobre su estructura, debe apuntar al Sol, restringiendo ciertamente la estrategia de apuntamiento, aunque no es un problema serio. El peso de todo el conjunto es de 352 kg.

Tratándose de un satélite italiano, podríamos pensar que fue elevado desde la Plataforma San Marco, pero no fue así, porque estas instalaciones (salvo el segmento de superficie cerca de Malindi) fueron abandonadas a comienzos de los años 1990, aunque se está estudiando una reconstrucción para tenerla operativa de nuevo para lanzar pequeños cohetes rusos. El caso es que AGILE tuvo que ser lanzado como cliente del cohete hindú PSLV, en el undécimo vuelo de este sistema. De esta manera, fue colocado en el espacio por el modelo PSLV-CA desde el centro Espacial Shatish Dhawan en Sriharikota el 23 de abril del 2007 a órbita baja terrestre, a unos 550 km. de altitud y una inclinación con respecto al ecuador terrestre de 2.48º. Lleva en el espacio desde entonces, y debido a que lo hemos descubierto hace poco, es escaso lo que sabemos sobre él.

Tiempo antes de que Compton acabara sus días en el infierno de la reentrada, la NASA comenzó los trabajos preparatorios del que sería su futuro observatorio de rayos gamma. Como el límite de detección de Compton no iba más allá de los 30 GeV, más allá existía sin duda un nuevo universo que investigar. Esto imponía dos objetivos a la nueva misión: 1º, completar un nuevo reconocimiento del cielo para localizar nuevas fuentes emisoras de radiación gamma, y 2º, hacer operaciones de investigación a esas y otras fuentes.  Dada la importancia de la astronomía de rayos gamma, el

proyecto se abrió al mundo, y fueron muchas las instituciones foráneas las que se unieron. De manera que GLAST, el Telescopio Espacial de Rayos Gamma de Gran Área, es uno de los programas más internacionales propuestos de la NASA: cinco instituciones francesas, el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre alemán, 10 instituciones italianas, cinco japonesas, dos suecas, y por parte de Estados Unidos, además de la NASA y sus Centros Espaciales Goddard y Marshall, contribuían el Laboratorio Nacional Los Álamos, la Universidad Estatal de Ohio, Universidad Estatal de Sonoma, Universidad de Stanford, Universidad de Texas A&M-Kingsville, Universidad de Alabama, Universidad de California en Santa Cruz, Universidad de Washington, el Departamento de Energía y el Laboratorio de Investigación Naval. Cuando Compton sucumbió, los trabajos en GLAST se aceleraron, para así llenar lo más pronto posible el hueco. Eso sí, GLAST no estuvo completamente ensamblado hasta el 2007.

El desarrollo del instrumento principal de GLAST, el Telescopio de Gran Área LAT resultó sin duda complejo, lo suficiente como para posponer el lanzamiento varias veces. Eso es normal porque el instrumento debe estudiar una parcela del cielo gamma nunca antes vista. Aunque está formado por las partes tradicionales, se emplearon nuevas estrategias y tecnologías para darle forma. El instrumento LAT acabado y ensamblado pesa nada menos que 2.789 kg. y se compone de cuatro partes: el Escáner, el Calorímetro detector, el Detector Anticoincidencia y el Sistema de Adquisición de Datos. Como todo instrumento para rayos gamma, la primera y más importante parte del sistema es su escudo anticoincidencia, preparado para rechazar toda partícula de alta energía proveniente de los rayos cósmicos, por lo que por cada rayo gamma, el sistema anticoincidencia rechaza entre 100.000 y un millón de partículas de rayos cósmicos. Este escudo está formado por placas plásticas especialmente formuladas conectadas a tubos fotomultiplicadores para rechazar hasta el 99.97% de los rayos cósmicos que llegan. Cuando la partícula que entra es un fotón de radiación gamma,

atraviesa el escudo y entra en el Escáner, compuesto en su interior por unas 16 láminas solapadas de tungsteno (láminas de conversión para crear pares de electrones y positrones) y detectores de tira de silicio sensibles a la posición (miden el camino de cada partícula dentro de escáner) hasta alcanzar en su parte trasera el Calorímetro detector (construido usando 96 cristales de ioduro de cesio, cada uno de 2.7 x 2 x 32.6 cm.), con la función de analizar el contenido energético de cada electrón y positrón, y con ello la energía del rayo gamma, creando así una imagen. Una vez calculada la energía, el Sistema de Adquisición de Datos es el que toma la decisión final. Esta compleja infraestructura informática, basada en varios procesadores RAD750 analiza la información recogida por los tres sistemas anteriores, rechaza los rayos cósmicos entrantes, elimina la radiación gamma procedente de la propia atmósfera terrestre, y se prepara para transmitir la información que interesa al bus de GLAST, para su envío al centro de control, donde la información recibida se conjuntará para crear la imagen definitiva y corregida. Para conseguir la sensibilidad deseada para detectar los rayos gamma, el sistema conjunto del Escáner y el Calorímetro se ha dividido en 16 módulos tipo torre, colocados en una cuadrícula cuatro por cuatro. Esta disposición proporciona la capacidad de observar de una vez el 20% del cielo, cubriendo toda la bóveda celeste una vez cada tres horas, y dado su novedoso diseño, puede registrar la energía de rayos gamma entre los 30 MeV y más allá de los 300 GeV. Por su parte, el otro instrumento de GLAST está diseñado para detectar eventos transitorios. Completamente integrado (empleando el bus LEOStar-3 de la empresa Orbital), es un satélite de 2.8 x 2.5 x 1.8 metros y una envergadura de unos 15 metros, y con una masa a plena carga de 4.303 kg.

GLAST fue finalmente lanzado el 11 de junio del año 2008 a bordo de un Delta 2-7920H, y colocado en órbita baja terrestre a 565 km. de altitud con una inclinación de 25.6º con respecto al ecuador. Con una misión primaria de cinco años (recientemente completada y ampliada) tenía el propósito de estudiar los núcleos galácticos activos (AGN), fuentes transitorias, estrellas de neutrones y sus variantes (púlsares y magnetares), la propia Vía Láctea, la radiación de fondo en rayos gamma, el universo temprano, el Sol, la materia oscura, asuntos relacionados con la física fundamental, y como guinda del pastel, objetos desconocidos dada su capacidad de observar más allá de lo conseguido hasta el momento.

Más de dos meses después del lanzamiento, y tras verificar el correcto funcionamiento del satélite y sus instrumentos, llegó el momento de renombrarlo. Se buscaba un nombre memorable, y se lanzó un concurso para escoger el más apropiado. El 26 de agosto se anunció el ganador. Desde ese día a GLAST se le conoce ya como el Observatorio de Rayos Gamma Fermi, en honor al italiano Enrico Fermi, pionero de la física de alta energía y uno de los miembros que construyeron el primer reactor nuclear del mundo. Una vez operativo, el modo de funcionamiento principal es el de reconocimiento del cielo, aunque puede ser dirigido para realizar operaciones de apuntamiento a fuentes individuales. Hasta la fecha, el observatorio ha descubierto lo siguiente: un púlsar emisor únicamente de rayos gamma (pulsa una vez cada 317 milisegundos) en el remanente de supernova CTA 1, a 4.600 años luz; los remanentes de supernovas aceleran las partículas de la radiación cósmica; la verificación de que los AGN no son los principales

emisores de la radiación gamma de fondo, entregando solo un 30%; dos inmensas burbujas de radiación X y gamma extendiéndose 25.000 años luz por encima y por debajo de nuestra galaxia; una llamarada solar emitiendo energía a 4 GeV (la emisión solar más potente jamás observada); la constatación de que el ratio de rotación de un magnetar se ha reducido perceptiblemente; y la revelación de la existencia de un exceso de radiación gamma (entre 1 y 3 GeV) proveniente del centro de nuestra galaxia no asociado a objetos conocidos, probable indicador de materia oscura. También ha escapado a una colisión con algún satélite inactivo. Seguramente los siguientes cinco años serán tan emocionantes como lo han sido los anteriores.

¿Cuál es el futuro para la observación de la radiación gamma? Enfocar los fotones de esta radiación. Los telescopios de rayos X lo hacen empleando sus módulos ópticos tipo Wolter, pero esto no funciona con las gamma. En el 2012, un experimento empleando prismas ha permitido por primera vez enfocar fotones gamma. De esta manera, a energías por encima de los 700 KeV, el índice de refracción aumenta, lo que sería posible enfocar la energía y conseguir imágenes claras. La pega es que tardaremos bastante en tener sistemas como este en el espacio.

¿Qué hemos aprendido de la investigación de la radiación gamma? Que el universo es mucho más violento de lo que suponíamos, y que por allí existen objetos inimaginables y sorprendentes. ¿Qué queda por descubrir? Preferimos no aventurar. Lo descubriremos juntos.