El cúmulo galáctico Fornax, desde Chandra
Phoenix, un tributo
lunes, 30 de noviembre de 2015
miércoles, 25 de noviembre de 2015
Estrellas furiosas
Tras el comienzo de la era espacial aquel 4 de octubre de 1957, la
astronomía se ha visto enriquecida con numerosos e inesperados descubrimientos.
Exóticos objetos como las estrellas de neutrones, púlsares, magnetares,
agujeros negros, quásares, la radiación cósmica de fondo, eran todos
desconocidos (o casi) antes de la colocación de los satélites artificiales. Sin
embargo, todo esto palidece ante el más sorpresivo y alucinante de ellos. Antes
de su primera detección, nadie imaginaba un cosmos tan violento y agresivo, y
probable iniciador de otros procesos cosmológicos. A pesar de ser relativamente
reciente, su investigación es de prioridad máxima. Pero, ¿cómo se descubrió?, y
¿qué avances se han hecho hasta ahora?
Como todo lo bueno, los mayores descubrimientos se hicieron por
casualidad. Para que tengáis trasfondo, bien podréis recurrir a los libros de
historia, o mejor, disponer de una máquina del tiempo. Ah, ¿qué ya tenéis una?
Bien. Fijad las coordenadas temporales hacia comienzos de la década de los años
1960, concretamente a finales de 1962, y poneos en marcha. Cuando lleguéis,
buscad un periódico, seguramente os encontraréis con los rescoldos de la crisis
de los misiles de Cuba, aquellos días de otoño que estuvieron a punto de
provocar un conflicto nuclear a escala planetaria, y uno de los sucesos clave
de la Guerra Fría. Como consecuencia de los hechos acaecidos en el Caribe, los
máximos dirigentes de las dos superpotencias (Kennedy en EE.UU. y Jruschev en
la URSS) decidieron tomar medidas acerca de la proliferación de armas
nucleares
así como restringir las pruebas de este tipo de potentes dispositivos bélicos.
El resultado fue una conferencia en la que se firmó el Tratado de Prohibición
de Pruebas Nucleares en octubre de 1963. Este tratado prohibía a todas las
naciones con capacidad nuclear realizar pruebas de este armamento, aunque hubo
varios países que se negaron a firmarlo (Francia entre ellos). A pesar de
entrar en vigencia, en el ejército estadounidense existían ciertas voces que declaraban
su total desconfianza hacia la Unión Soviética, de manera que aprovecharon un
programa que se encontraba en fase de desarrollo para vigilar desde el espacio
la ocurrencia de las explosiones nucleares.
En 1959 se inició un programa militar de bajo presupuesto llamado Vela, con el objetivo ya comentado. Este
desarrollo secreto consistía en lanzar una pareja de satélites con equipamiento detector de partículas
de alta energía (Rayos X, rayos gamma y neutrones) para
denunciar el hecho de una detonación nuclear. Los primeros satélites del
programa (Vela 1a y 1b) fueron lanzados el 17 de octubre de
1963, mientras que la tercera pareja fue situada en órbita en 1965. Situados en
órbitas elípticas fuera de lo más peligroso de los cinturones de Van Allen,
solo estaban diseñados para detectar las partículas energéticas emitidas por la
prueba cuando éstas ya estaban en el espacio. A estos seis satélites (la
generación Vela Hotel) se le unieron
los dos primeros de la segunda generación (los Advanced Vela) a comienzos de 1967. Y fue esta pareja, los Vela 4a y 4b, los que, el 2 de julio de 1967, a las 14:19 UTC (Tiempo
Universal Coordinado) detectaron en sus sensores un repentino y potentísimo
aumento en la energía de la radiación gamma. En un primer momento, los militares
empezaron a prepararse: algo así era indicativo seguro de que la Unión
Soviética se había saltado el tratado. Por un lado querían anunciarlo a sus
jefes para que estos denunciaran el hecho, pero por el otro la denuncia
provocaría que el mundo (y principalmente los dirigentes soviéticos) conocieran
que EE.UU. disponía en órbita un sistema de alerta nuclear secreto. Sin
embargo, el equipo científico que controlaba los datos de los satélites,
perteneciente al Laboratorio Científico Los Álamos, se dio cuenta de que la
firma de rayos gamma detectada por los dos satélites no coincidía con la
emitida en una explosión nuclear. Su origen era natural, y todavía más
sorprendente: cósmico. Por desgracia, al ser un programa secreto, esta
información quedó archivada, lejos de cualquier investigación. El baile, eso
sí, no había hecho más que comenzar.
Con el incremento de sensibilidad provocado por la utilización de
nuevas tecnologías y materiales, los satélites civiles científicos comenzaron
también a detectar estos repentinos flashes de rayos gamma. Entre los primeros
en detectarlos estaban los satélites de la NASA IMP 7 y OSO 7, y después, el primer observatorio
operativo de rayos gamma, el célebre SAS 2. Aunque el rango de medición de su
telescopio de rayos gamma estaba por encima de lo usual para un evento de rayos
gamma transitorio, su domo anticoincidencia resultó ser un detector natural
para estos flashes de energía. A pesar del poco tiempo que funcionó su
telescopio (del 20 de noviembre de 1972 al 8 de junio de 1973) el pequeño
observatorio registró tres eventos de flashes de rayos gamma: uno el 2 de marzo
y dos el 6 de junio de 1973. Lo notable fue que el segundo de estos eventos fue
registrado antes que ningún otro satélite por SAS 2, y posteriormente confirmado por los datos de IMP 7 y los satélites Vela. Lo mejor fue que casi al mismo
tiempo, el equipo científico del proyecto Vela,
empleando la información desclasificada que poseían redactaron un artículo que
se publicó en la revista especializada Astrophysical Journal bajo el título
“Estallidos de Rayos Gamma de Origen Cósmico”. Con ello, la fiebre estalló.
Este artículo hablaba de las decenas de (como lo denominaron)
estallidos de rayos gamma, o GRB’s, que se habían producido, y que habían sido
detectados por los sensores de los satélites Vela. Con el incremento en sensibilidad, cada vez iban apareciendo
más y más, pero existía un problema. Estos GRB’s resultaban tan de corta vida
que era prácticamente imposible saber de dónde procedían. La comunidad científica
se comenzó a reunir para comentar estos fenómenos, y la prioridad número uno
para estudiar los GRB’s fue localizarlos con cierto grado de exactitud. De esta
manera, se empezó a formar la llamada Red Interplanetaria.
Lo que se buscaba era situar diversos vehículos espaciales en
posiciones distintas del sistema solar para que cada parte de la red pudiera
detectar desde localizaciones diferentes el mismo GRB, y con ello, triangular
su posición. Formalizada en 1976, a partir de ese año varios satélites y sondas
espaciales empezaron a portar detectores de rayos gamma de baja energía,
especializados para la detección de eventos de corta duración.
Así, Helios 2, ISEE 3, Pioneer Venus Orbiter
estaban entre los primeros, aunque posiblemente lo más razonablemente exitoso
fue la combinación Venera 11 y 12 junto con el satélite terrestre de
observación solar Prognoz 7. Los tres
vehículos llevaban equipo idéntico (los detectores de rayos gamma KONUS
soviético y SIGNE-2 francés), de manera que se podría correlacionar los datos
de las tres plataformas en casi tiempo real. Las dos sondas a Venus realizaron
trayectorias de sobrevuelo y aprovecharon para soltar cada una un módulo de
aterrizaje sobre el nuboso planeta. De manera que antes y después del
sobrevuelo, el trabajo combinado de las tres naves espaciales proporcionó la
detección y catalogación de nada menos que 143 GRB’s entre septiembre de 1978 y
enero de 1980, confirmando su origen fuera de nuestra galaxia.
Los gigantes observatorios HEAO
también fueron en cierta medida capaces de detectar GRB’s. El primero de ellos,
HEAO 1 transportaba el instrumento
A-4, que disponía de capacidad de detectar la emisión de un GRB. De esta
manera, en los 18 meses de su misión, fue capaz de captar nada menos que 14 de
ellos sin ambigüedades entre el 16 de agosto de 1977 y el 27 de diciembre de
1978. También su hermanastro HEAO 3
fue capaz de registrar una buena cantidad. En su órbita heliocéntrica, Helios 2 detectó, en coordinación con
uno de los Vela, al menos 20 entre el
22 de marzo de 1976 y el verano de 1979. Todo dependía de la posición de cada
vehículo en el sistema solar, por lo que resultaba posible perder más de uno.
Pero se siguió confirmando su origen extragaláctico.
A partir de la información adquirida por la Red Interplanetaria, con
sus estimaciones brutas de localización, la comunidad científica intentó
encontrar, empleando tanto telescopios basados en tierra como observatorios
espaciales, algún contraparte del GRB en las longitudes de onda visible, infrarroja,
ultravioleta o rayos X, pero no encontraron ninguno. A consecuencia de ello, se
decidió ampliar la red de detección para conseguir estimaciones de posición más
exactas. En la década de 1980, dos de las tres partes de la red de la NASA
desaparecieron por diversas causas: Helios
2 dejó de transmitir a finales de 1979, y la sonda ISEE 3 (rebautizada ICE)
se dedicó a otros menesteres. El único que se mantenía en su sitio era Pioneer Venus Orbiter, y como solución
de transición la NASA decidió emplear como segundo detector al observatorio
solar Solar Maximum Mission y su
espectrómetro de rayos gamma. En preparación estaban dos proyectos que
proporcionarían una mejor determinación de la posición estimada de un GRB.
Por un lado, estaba el segundo de los grandes observatorios, GRO, por el otro, la Misión
Internacional a los Polos Solares, Ulysses.
La catástrofe del transbordador Challenger
provocó que estos dos vehículos no fueran colocados en el espacio hasta
comienzos de la década de 1990 (6 de octubre de 1990 la misión solar, 5 de
abril de 1991 el observatorio Compton).
Por aquella época Pioneer Venus Orbiter era
ya un venerable anciano que acabó sus días en la furia de la reentrada
atmosférica venusina en agosto de 1992. En cuanto a los detectores de Ulysses y Compton, la sonda solar equipaba dos sensores tipo escintilador de
ioduro de cesio y dos detectores de barrera superficial de silicio, situados en
su mástil, registrando eventos de rayos gamma en el rango de 5-150 keV, mientras que el observatorio contaba con BATSE, el
Experimento de Estallido y
Fuentes Transitorias, consistente en ocho módulos detectores dispuestos en cada
esquina del enorme satélite, compuesto cada uno por un Detector de Gran Área
(LAD) de ioduro de sodio y un Detector Espectroscópico (SD) también de ioduro
de sodio, rodeados por un escudo anticoincidencia formado por un escintilador
plástico, cubriendo el rango energético entre 20 keV y 8 MeV, aunque el sensor
optimizado para los GRB’s estaba sintonizado para detectar energía de eventos
transitorios entre los 20 y los 600 keV. Después de su sobrevuelo joviano, Ulysses se situó en una órbita fuera de
la eclíptica con una inclinación de unos 80º. En conjunción con el BATSE de Compton, se podría realizar una
triangulación más o menos favorable. Por aquellos días, además, el programa
Explorer de la NASA ya estaba preparando la primera misión dedicada
exclusivamente a la detección precisa de los GRB’s.
Aunque la red de la NASA se amplió durante breve tiempo con la colocación
en el espacio de la sonda asteroidal NEAR-Shoemaker
(y el empleo de su espectrómetro de rayos gamma, 0.1 10 MeV) los grandes
descubrimientos los hicieron vehículos ajenos a la agencia espacial americana.
El primero lo hizo el gran observatorio de rayos X japonés ASCA. Utilizando tan potente herramienta se apuntó a la zona del
remanente de supernova N49, en la Gran Nube de Magallanes, una de las galaxias
satélites de nuestra Vía Láctea, probable fuente de un evento transitorio de
rayos gamma producido el 5 de marzo de 1979. A partir de ese hecho la comunidad
científica se dividió en dos teorías: por una parte, se afirmaba que era pura
coincidencia, ya que un GRB no podía llegar desde tan lejos, mientras que la
otra parte afirmaba que existían dos clases de fuentes distintas, y que este
evento no tenía nada que ver con un GRB. Los estudios posteriores de ASCA confirmaron que la correcta era la
segunda, y que este evento, aunque parecido, no tenía nada que ver con un GRB,
proporcionando nuevas pruebas acerca del origen extragaláctico (y muy lejano)
de estos eventos. Pero el hallazgo crucial provino de otro observatorio.
La misión italo-holandesa de rayos X BeppoSAX merece un capítulo para el solo porque fue el primero que
observó algo nunca antes visto en un GRB. Lanzado el 30 de abril de 1996, no
llevaba ni un año en órbita cuando, el 28 de febrero de 1997, un GRB cayó
dentro del campo de visión de sus instrumentos. 
A este evento (conocido como
GRB970228), después de desaparecer la emisión de rayos gamma, le siguió algo
insólito: una emisión más débil de desaparición más lenta, emitida en
longitudes de onda más largas. La capacidad de BeppoSAX de observar casi todo el espectro de los rayos X permitió
detectar esta luminosidad posterior y estudiarla en profundidad. Esta observación
permitió que observatorios basados en tierra pudieran, 20 horas después,
estudiar este fenómeno (conocido como posluminiscencia), y a partir de ello,
conseguir saber a qué distancia de nosotros se encontraba. Estos cálculos se
realizaron por primera vez con otro GRB detectado por BeppoSAX. El estudio extensivo y veloz del GRB970508, tras los
análisis del efecto Doppler sobre el desplazamiento al rojo (la forma más
fiable de calcular distancias en el cosmos) apuntó al GRB situándolo a 6
billones de años luz. Otro GRB cuyo cálculo del desplazamiento al rojo mediante
el estudio de su posluminiscencia permitió observar una galaxia extremadamente
lejana como lugar de origen del evento. De esta manera, a través de la
observación de la posluminiscencia, se pudo comenzar a estudiar el origen de
los GRB’s.
1999 vio como la astronomía de rayos X se convertía en una ciencia en
alta resolución. En poco menos de seis meses la NASA y la ESA situaban en el espacio
sus grandes y poderosos observatorios en esta longitud de onda Chandra y XMM-Newton. Muy parecidos en un primer golpe de vista, tienen
objetivos y rangos de visión distintos, lo que los hace, como comentamos en una
entrada anterior, complementarios entre sí.
Con una resolución muy superior a
todo lo alcanzado anteriormente, se convirtieron en herramientas formidables
para poder “pelar” un GRB y así determinar qué lo produce. Así, después del
análisis de un GRB producido el 5 de julio de 1999, en el que parecía haberse
detectado la línea de emisión del hierro, Chandra
pudo realizar el análisis, el 12 de diciembre de 1999, del GRB991216,
detectando claramente la misma línea de emisión. La conclusión resultó obvia:
supernovas.
Al lanzamiento de los más potentes y avanzados observatorios de rayos
X, se le unió el 9 de octubre del año 2000 la puesta en órbita de HETE-2. El sustituto del satélite
original resultaba muy similar, prácticamente idéntico a su antecesor. La única
diferencia notable era la desaparición del telescopio óptico por un segundo
instrumento de rayos X, el SXC, Cámara de rayos X Blandos, permitiendo a HETE-2 registrar casi todo el espectro
de los rayos X. Esta vez todo salió perfectamente, y el pequeño cazador de
GRB’s comenzó a producir alertas inmediatamente. Este satélite proporcionaba
posiciones tremendamente precisas, tanto que las alertas llegaban a los
usuarios finales cuando todavía se estaba produciendo el evento. Esto permitió
a XMM-Newton estudiar la posluminiscencia del GRB011211 el 11 de diciembre del 2001,
detectando las líneas de emisión
características del azufre, silicio, argón y otros elementos, en una burbuja de
gas rodeando el GRB. La emisión de estos elementos permitía confirmar el modelo
de colapso que podría estar detrás de muchos GRB’s, delatando la creación de un
agujero negro, algo confirmado por otro GRB detectado por HETE-2 y observado ampliamente el 4 de octubre del 2002.
Los GRB’s son eventos muy extraños, nunca hay dos iguales, y nunca se
producen dos en un mismo punto. Muchos pueden durar más de un minuto, otros,
menos en lo que se tarda en parpadear. A partir de estas características, se
han clasificado: así, existen los categorizados como GRB’s cortos, es decir, de
corta duración, y son los que duran menos de dos segundos, que forman
aproximadamente el 30% de los estallidos de rayos gamma, y resultaron muy
difíciles de estudiar hasta el 2005. Por el otro lado se encuentran los GRB’s
largos, superiores en duración a los dos segundos, y son los mejores conocidos,
de manera que se les asocia con regiones de creación rápida de estrellas y el
colapso de los núcleos de las supernovas o de las hipernovas, eventos de
explosión muchísimo más potentes que las propias supernovas. En estas dos categorías
hay otras subclases. Por ejemplo, están los GRB’s oscuros, es decir, eventos
sin una posluminiscencia óptica, que son casi la mitad de los GRB’s que se
producen. HETE-2 demostró que no
resultaban tan oscuros, gracias a la detección de un GRB oscuro el 23 de
diciembre del 2002, cuya posluminiscencia apenas duró dos horas. A causa de
esta corta duración, muchos de estos sucesos no pudieron detectarse, obteniendo
esa calificación de oscuros. Sin duda la misión HETE-2 resultó importantísima para una clasificación y análisis de
estos energéticos eventos, pero dadas sus pequeñas dimensiones y masa (apenas
124 kg.) se encontraba enormemente limitado. Había que ir un paso más allá.
La aparición de la posluminiscencia abrió un nuevo campo en el estudio
de los GRB’s, aunque como hemos dicho, había sido imposible detectar este
fenómeno asociado a los eventos de corta duración. Para poder estudiarlos hace
falta rapidez de reacción, algo inherente a una misión dedicada a los GRB’s,
pero para estos de menos de dos segundos, resulta todavía más importante. Al
ser la clave para desentrañar qué los provoca, un grupo de científicos
estadounidenses, italianos e ingleses se juntaron para redactar una propuesta
que fue entregada al comité de selección de la serie MIDEX del programa 
Explorer. Se trata de Swift, el
primer observatorio de multilongitud de onda. La misión fue aprobada con gran
entusiasmo y rápidamente se pusieron manos a la obra. Empleando un bus de
satélite común (el LEOStar-3 de la empresa Orbital), dedicaron su presupuesto a
los sistemas avanzados necesarios para posibilitar la misión. Lo principal para
detectar y estudiar GRB’s es tener una buena instrumentación, y el de Swift es lo suficientemente potente como
para hacer una buena disección, mientras que, dada su herencia, necesitaba poca
modificación para su incorporación al observatorio. La herramienta de detección
es BAT, el Telescopio de Alerta de Estallido, que a pesar de tener un nombre
parecido al BATSE de Compton, no
tiene nada que ver. Es un instrumento compuesto por tres secciones: el conjunto
detector, la unidad de interfaz digital, y la enorme máscara codificada.
Situada en la parte frontal del instrumento, la máscara de BAT es la mayor
construida para una misión espacial, está fabricada en plomo a base de aproximadamente 52.000 losetas de plomo
colocadas aleatoriamente, además de los
agujeros para provocar ese patrón de “sombra” hacia los detectores, situados un
metro por detrás de la máscara. El plano detector está formado por 32.768
sensores de 4 mm. cuadrados y 2 mm. de grosor de cinc, cadmio y telurio para
los rayos X de alta energía en el rango de 15-150 keV. Estas dimensiones
proporcionan a BAT un campo de visión capaz de observar un 25% del cielo de una
sola vez. Si un GRB cae en el campo de visión de BAT, la unidad de interfaz
digital (operada a partir de un procesador RAD6000 con 256 MB de memoria RAM)
es capaz de detectar su localización de manera rápida, generando una alerta
enviada a Tierra. Los otros dos instrumentos son heredados de otras misiones, y
están optimizados para su tarea de analizar el GRB y su posluminiscencia. XRT,
Telescopio de Rayos X, es un clásico instrumento con un módulo óptico tipo Wolter 1 de 12 espejos concéntricos (60
centímetros de largo, de 30 a 19.1
centímetros de diámetro en su apertura y salida) elaborados a base de níquel
por electroforma, y con un recubrimiento interno de oro, 3.5 metros de longitud
focal, y un sensor CCD similar a los empleados a bordo de XMM-Newton (junto con un sistema para mantener el sensor a
temperatura de operación), con un rango de 0.2-10 keV, además de disponer de un
software de a bordo completamente automatizado (también basado en un procesador
RAD6000) para que el instrumento pueda seleccionar automáticamente el modo de
observación más apropiado, y UVOT, Telescopio de Ultravioleta y Óptico, un
instrumento derivado del Monitor Óptico de XMM-Newton, es decir, un telescopio tipo Ritchey-Chretien de 30
centímetros de apertura y
3.81 metros de longitud focal (f/12.7),
especializado en registrar las longitudes de onda visible y ultravioleta (de
170 a 650 nm) mediante una rueda de filtros de 11 posiciones, adquiriendo
imágenes y proporcionando fotometría durante todo el tiempo de duración de la
posluminiscencia. Esto es solo la punta del iceberg: el propósito no solo es el
de detectar un GRB, también se encarga de estudiarlo. Para ello, BAT está
conectado al sistema de control de actitud de manera que, además de enviar la
alerta en menos de 20 segundos tras la detección a la Red de Coordenadas de
Estallidos de Rayos Gamma (GCN, una red de distribución por internet de
alertas, interconectada con telescopios robotizados basados en tierra o centros
de control de observatorios espaciales), da la orden para maniobrar a toda
velocidad el observatorio a la posición mostrada por BAT. El tiempo de reacción
de Swift es de entre 20 y 75
segundos, dependiendo de en qué zona del campo de visión del telescopio caiga,
de ahí el nombre. Swift no es el
habitual acrónimo, sino una descripción de la cualidad más excepcional del
observatorio, ya que significa rápido, y esa es la clave para el estudio de los
GRB’s. Para conseguir tal capacidad de maniobra sobre sí mismo, incorpora nada
menos que seis ruedas de reacción distribuidas en conjuntos de dos, asegurando
duración y disponibilidad. Completamente ensamblado, Swift mide 5.64 metros de largo y 5.41 de ancho, y desplazaba a
plena carga en el momento del lanzamiento 1.470 kg. Eso sí, antes de su
lanzamiento, un potente observatorio ya había roto todos los récords existentes
en notificación de GRB’s.
Aunque no tiene ningún instrumento específico, el Laboratorio
Astrofísico de Rayos Gamma Internacional dispone de una herramienta natural
para la detección de los GRB’s. Se trata del enorme escudo anticoincidencia del
su espectrómetro SPI, aunque esto solo no es suficiente. Después de varios
meses en órbita, a través de este sistema, INTEGRAL
detectaba GRB’s, pero apenas podía hacer nada con la información recolectada.
Eso cambió cuando le cargaron el software IBAS (Sistema de Alerta de Estallido
de INTEGRAL), poniéndose manos a la
obra inmediatamente. Una de las detecciones y alertas más notables generadas
por el observatorio fue la acaecida el 3 de diciembre del 2003, con el GRB031203.
Después de la recepción en 18 segundos de la alerta, los astrónomos fueron
capaces de estudiarlo en profundidad, extrayendo conclusiones extraordinarias.
Este GRB no solo era uno de los más cercanos
jamás detectados (1.300 millones de
años luz), también era de los más débiles. Es más, si hubiera estado más lejos,
nunca hubiera sido detectado, lo que generó una teoría: podría haber un montón
de GRB’s que nunca detectaremos dado su poco brillo y su distancia. Pero sin
duda, su récord de alerta más rápida fue el 6 de enero del 2004, cuando el
tiempo transcurrido entre la detección de un GRB y su correspondiente alerta
fue de apenas 12 segundos. De sobresaliente, y más todavía resultó la primera
imagen captada de uno de estos fenómenos, concretamente al GRB021125. El más
veterano observatorio de rayos gamma sigue operativo, de manera que todavía nos
proporcionará muchas más sorpresas.
A pesar de algunos problemas con su XRT, Swift fue capaz de detectar y localizar un GRB menos de un mes
después de su lanzamiento. Al estar en fase de verificación, no se reorientó
hacia él. El primer GRB detectado por el observatorio cuando su capacidad de
rápida reacción se activó acaeció el 17 de enero del año 2005. El 1 de febrero,
Swift entró en fase operacional, y
desde entonces ha detectado poco más de
1000 GRB’s, mientras que, como se anunció en
mayo del 2010, de los más de 500 detectados, el 90% tuvo una posluminiscencia
en rayos X, y un 50% en el visible. Entre las detecciones más destacables de
esta misión tenemos lo siguiente: el GRB050509, el estallido ultracorto al que
se le descubrió una posluminiscencia (9 de mayo del 2005); GRB050904, uno de
más lejano de todos (12.6 billones de años luz) y uno de los más largos (200
segundos), acaecido el 4 de septiembre del 2005; GRB060218, uno de los más
cercanos (440 millones de años luz), duraderos (2000 segundos) y menos
brillantes; la detección de nada menos que cuatro GRB’s el 19 de marzo del
2008, siendo de ellos el GRB080319B, durante el tiempo que duró, el objeto más
lejano (7.5 billones de años luz) visible a simple vista, y que liberó una
cantidad gigantesca de energía; GRB080913, uno todavía más lejano (12.8
billones de años luz) el 13 de septiembre del 2008, superado el año siguiente
por el GRB090423 del 23 de abril del 2009, 630 millones de años después del Big
Bang, es decir, a 13.035 billones de años luz, vuelto a superar seis días
después por el GRB090429B (13.14 billones de años luz); la indicación de que el
GRB110328A fue la respuesta de una estrella perturbada por un agujero negro, o
la activación de un núcleo galáctico activo, por el contrario de lo que se
creía antes (solo
eran explosiones); y la detección del más energético y
enormemente brillante GRB130427A, uno de los cinco más cercanos detectados
hasta la fecha y entre los más brillantes jamás registrados por un telescopio
espacial. Y entre lo que no es un GRB aunque se ha parecido, Swift fue testigo del comienzo de la
explosión de una supernova el 9 de enero del 2008 (SN2008D) que provocó que
gran parte de observatorios terrestres y orbitales se dirigieran a ese punto
concreto del espacio; detectó la creación de un agujero negro a partir de una
nova cerca del centro de nuestra galaxia entre los días 16 y 17 de septiembre
del 2012; el descubrimiento de un nuevo magnetar a partir de una llamarada en
rayos X emitida por la estrella cerca del centro galáctico el 24 de abril del
2013; así como observar la emisión de materia del cometa ISON; y realizar un
mapa parcial del cielo en longitud de onda ultravioleta.
El nuevo observatorio de rayos gamma de la NASA, GLAST, no solo deseaba ampliar nuestra vista del cosmos gamma más allá
de donde lo habíamos hecho hasta aquel momento, también se diseñó para estar
atento a los GRB. Ya hablamos de este observatorio con cierta profundidad en
una anterior entrada, aunque algunos detalles nos los reservamos para
comentarlos aquí. De esta manera, LAT no solo está atento a las fuentes de
rayos gamma que es capaz de detectar y registrar, también se le dotó de la
capacidad de buscar GRB’s. A través de la Unidad de Adquisición de Datos, es
capaz de detectar la breve emisión energética de un GRB, localizar su posición,
enviar la alerta y, como Swift,
maniobrar rápidamente para estudiarlo. Esto funciona, si el GRB cae en el campo
de visión de LAT. Para ampliar el campo de detección, se decidió
instalar el
GBM (Monitor de Estallidos de GLAST,
más tarde Monitor de Estallidos de rayos Gamma), un instrumento desarrollado y
construido en el Instituto Max Planck de Alemania. Compuesto por 14 sensores
distintos (12 de ioduro de sodio activado por talio de 12.7 centímetros de
diámetro y 1.27 centímetros de grosor, y dos de germanato de bismuto de 12.7
centímetros tanto de diámetro como de grosor), siete en un lateral, siete en
otro (los opuestos a los paneles solares), unidos a tubos fotomultiplicadores,
han sido dispuestos de manera que amplían el campo de visión a casi todo el
cielo y triangulan la posición del GRB para provocar el cambio de apuntamiento
del telescopio. El método de triangulación se basa en la disposición de cada
sensor. Dependiendo de la cantidad de energía recibida por cada sensor (uno
recibirá la energía directamente, mientras que otros detectarán una cantidad
menor de energía), el sistema (basado en un procesador ERC-32) compara la
energía recibida, generando una localización y la reorientación subsiguiente.
Este instrumento está sintonizado al rango energético de entre 8 keV y 40 MeV.
Con este sistema se esperaba detectar, en su misión primaria de 5 años, en
torno a los 200 GRB’s.
viernes, 30 de octubre de 2015
miércoles, 30 de septiembre de 2015
jueves, 24 de septiembre de 2015
Los rayos incógnita (y II)
La década de 1990 supuso la mayoría de edad para la astronomía de
rayos X. De pasar a buscar fuentes de rayos X, se comenzó a explorar más que
nunca el universo en esta longitud de onda. Basándose en los hasta la fecha
únicos observatorios (Einstein y EXOSAT) se comenzaron a diseñar y
construir nuevos vehículos que, heredando buena parte de lo que se tenía,
poseían y poseen nuevas capacidades. Todavía queda mucho por descubrir, y de
todas las longitudes de onda, es la que más vehículos tiene en funcionamiento
en la actualidad.
ALEXIS fue uno de los
primeros satélites elevados por el particular lanzador Pegasus, solo que transportado bajo el ala de un bombardero B-52, y el evento se produjo el 25 de
abril de 1993. Es bastante lo que hizo a pesar de sus limitadas capacidades,
pero en el tiempo que funcionó proporcionó un mapa de la emisión difusa de
fondo cósmico en sus longitudes de onda con la mayor resolución conseguida
hasta la fecha; completó un reconocimiento de fuentes emisoras en banda
estrecha; y monitorizó emisiones de fuentes variables de rayos X muy blandos, y
complementó con sus mediciones a ROSAT
y su WFC, así como al único satélite astronómico de ultravioleta extremo EUVE. ALEXIS funcionó nada menos que trece años, llegando al final de su
vida con unos paneles solares casi incapaces de producir electricidad, y dos de
las cuatro baterías averiadas. Finalmente, el 29 de abril del 2005 fue
desactivado.
Volvamos atrás en el tiempo. Eso es, nos colocamos en 1976. En
aquellos días, la NASA tenía en órbita investigando el universo X a Copernicus y a SAS 3, y en los dos años siguientes, se lanzarían los HEAO 1 y HEAO-B/Einstein. Pues por
aquellos días, pensando en el futuro, los doctores Riccardo Giacconi y Harvey
Tannambaum propusieron a la agencia 
americana el diseño del observatorio
astronómico de rayos X más potente y resolutivo de la historia, al que bautizaron
como AXAF. El concepto de la
Instalación Astrofísica de rayos X Avanzada era colosal: un enorme satélite de
más de 10 metros de longitud, y contando con cuatro módulos Wolter 1 y seis
experimentos para adquisición de imágenes y espectroscopia de altísima
resolución. Como uno de los cuatro Grandes Observatorios de la NASA, AXAF seguiría más o menos las
directrices de sus hermanos de familia: órbita baja, gran tamaño, enorme
complejidad y capacidad de ser actualizados y reparados por las tripulaciones
del transbordador espacial. La NASA, por vía del Centro de Vuelos Espaciales
Marshall y el Observatorio Astrofísico Smithsonian, comenzó los trabajos de
planificación, que corrieron paralelos, aunque más lentos, a los de SIRTF, LST y GRO. La verdad es que
la experiencia desastrosa (presupuestariamente hablando) del que se nombró como
Telescopio Espacial Hubble llevó, en
1992, a que el proyecto fuera reducido. La gente de la misión tuvo que romperse
la cabeza para retener las mayores capacidades posibles para AXAF, pero tuvieron que renunciar a dos
módulos ópticos, a dos instrumentos, a la capacidad de actualización y
reparación y a la órbita baja para hacer la misión viable y no convertirla en
otro Hubble. Cuando fue finalizado en
marzo de 1998, su aspecto no podía ser más espectacular.
De acuerdo con el plan tras la reestructuración de 1992, Chandra debía colocarse en una órbita
elíptica, con su apogeo situado a un tercio de la distancia Tierra-Luna,
garantizando con ello largas observaciones. Pero para elevarlo hasta allí, tuvo
que hacer uso de las célebres IUS de dos etapas, en la que fue la última
utilización de este conjunto propulsor de combustible sólido. De esta manera,
el conjunto IUS/Chandra consiguió el
récord de la carga más pesada jamás satelizada por el transbordador: 22.753 kg.
Su lanzamiento se fijó para el 20 de julio de 1999.
Todavía estaba funcionando EXOSAT
cuando científicos europeos propusieron una nueva misión de rayos X, el
proyecto HTXS, la misión Espectroscópica
de rayos X de Alto Rendimiento, vista como la continuación y la mejora del que
ya estaba operando. Operaría a regímenes mayores merced a unos espejos tipo
Wolter más complicados, y debía conseguir una resolución superior a todo lo
alcanzado anteriormente. Aprobado en 1985, la actividad industrial para
construirlo no comenzó hasta 1996. El proyecto había sido revisado,
actualizado, ampliado y vuelto a actualizar hasta obtener el diseño
ideal, y
con ello, un nuevo nombre: XMM, el
observatorio de rayos X Multi Espejo. La misión de este gran satélite era parecida a la del japonés ASCA,
aunque con mayor resolución y con capacidad de construir imágenes vívidas del
universo X, y la clave de la misión era la utilización de nada menos que tres
módulos ópticos idénticos tipo Wolter 1. Cada módulo fue construido a partir de
electroforma, mide cada uno 60 cm. de largo y en su apertura tiene un diámetro
de 70 centímetros, mientras que en su extremo opuesto el diámetro es de 30.6
centímetros. Elaborados a base de aluminio y níquel, pesa cada uno 420 kg., y
disponen de un recubrimiento reflector de oro que permite enfocar los fotones X
hacia los instrumentos científicos. A diferencia del único y simple sistema de Chandra, con cuatro espejos
concéntricos, cada módulo óptico de XMM
dispone de nada menos que 58 espejos concéntricos con una separación entre
ellos de entre 4 a 1.5 milímetros. Además, en la parte trasera de dos de los
tres módulos ópticos dispone de una rejilla de difracción de alta dispersión
recubierta también de oro, para desviar parte de la energía recolectada al
instrumental. La estructura de soporte de los tres módulos ópticos les coloca
en una forma triangular, con dos módulos debajo, y uno en la parte superior. En
realidad, XMM se parece extraordinariamente
en forma y medidas al propio Chandra,
con un módulo frontal que equipa el sistema óptico, que es realmente el Módulo de Servicio, que concentra todos los sistemas de a
bordo, incluyendo los
paneles solares que se extienden de extremos opuestos de esta estructura. La
instrumentación se colocó en el Conjunto del Plano Focal, y ambas estructuras
estaban unidas por un gran tubo vacío de 6.7 metros, dotándole de una longitud
focal de nada menos que 7.5 metros. En configuración orbital, mide 10.80 metros
de largo y 16.16 metros de envergadura con sus paneles solares desplegados. La
instrumentación del plano focal está compuesta por dos sistemas: EPIC, la
Cámara de Imágenes de Fotones Europea (tres conjuntos de CCD, dos con siete
sensores MOS, Semiconductor de Óxido Metálico, cada uno para imágenes y
espectrofotometría, y el tercero, la cámara pn, compuesta por 12 CCD’s, para
estudios de evolución temporal de las fuentes de rayos X, 0.15-15 keV) y RGS,
Espectrómetro de Rejilla de Reflexión (dos conjuntos lineales de 9 CCD’s tipo
MOS, servidos por las rejillas de difracción de dos de los tres módulos
ópticos, para hacer espectrometría en alta resolución, 0.33-2.5 keV). Para
evitar que otro tipo de energía que no sean rayos X alcancen los CCD’s (sensibles
también al infrarrojo, al visible y al ultravioleta) en el tubo vacío se
colocaron dos placas de detención con filtros especiales para rechazar estas
longitudes de onda y así evitar confundir a los sensores. Estos filtros de
bloqueo óptico tienen tres tipos distintos, grueso, medio y delgado, para ser
seleccionado dependiendo del tipo de objeto que va a observar. Este equipo
provoca que XMM sea completamente
complementario de Chandra, ya que,
además de hacer espectrometría de más alta resolución, cubre un rango de
detección de rayos X mayor. Pero no contentos con eso, los científicos
instalaron en XMM algo jamás
instalado en otro observatorio de rayos X: un telescopio convencional, el
llamado OM, Monitor Óptico, formado por un sistema óptico tipo Ritchey-Chretien
de 30 cm. de apertura coalineado con el observatorio de rayos X, y
especializado en observar el cosmos en longitudes de onda óptica y ultravioleta
desde 180 (UV) a 600 (Vis) nanómetros, sirviendo a dos CCD y equipado con
ruedas de filtros de 8 posiciones para obtener imágenes y realizar
espectroscopia de los mismos objetos que observa el telescopio de rayos X. De
esta manera se dispone de un sistema que proporciona contexto a lo estudiado en
alta energía además de enriquecer los estudios realizados al objeto en cuestión
usando las tres longitudes de onda disponibles, algo inaudito hasta la fecha.
El peso en báscula de esta maravilla antes del lanzamiento era de 3.764 kg.
ideal, y
con ello, un nuevo nombre: XMM, el
observatorio de rayos X Multi Espejo. La misión de este gran satélite era parecida a la del japonés ASCA,
aunque con mayor resolución y con capacidad de construir imágenes vívidas del
universo X, y la clave de la misión era la utilización de nada menos que tres
módulos ópticos idénticos tipo Wolter 1. Cada módulo fue construido a partir de
electroforma, mide cada uno 60 cm. de largo y en su apertura tiene un diámetro
de 70 centímetros, mientras que en su extremo opuesto el diámetro es de 30.6
centímetros. Elaborados a base de aluminio y níquel, pesa cada uno 420 kg., y
disponen de un recubrimiento reflector de oro que permite enfocar los fotones X
hacia los instrumentos científicos. A diferencia del único y simple sistema de Chandra, con cuatro espejos
concéntricos, cada módulo óptico de XMM
dispone de nada menos que 58 espejos concéntricos con una separación entre
ellos de entre 4 a 1.5 milímetros. Además, en la parte trasera de dos de los
tres módulos ópticos dispone de una rejilla de difracción de alta dispersión
recubierta también de oro, para desviar parte de la energía recolectada al
instrumental. La estructura de soporte de los tres módulos ópticos les coloca
en una forma triangular, con dos módulos debajo, y uno en la parte superior. En
realidad, XMM se parece extraordinariamente
en forma y medidas al propio Chandra,
con un módulo frontal que equipa el sistema óptico, que es realmente el Módulo de Servicio, que concentra todos los sistemas de a
Fue un tanto arriesgado, pero el observatorio se preparó para ser
elevado en el mayor lanzador creado por la ingeniería europea, el Ariane 5. El caso era que en los tres
lanzamientos anteriores, había habido problemas de todo tipo (el primero se
salió del curso por problemas en el guiado y fue autodestruido, con los cuatro
valiosísimos satélites Cluster en su
cofia), pero llegado 1999 todo el mundo tenía el miedo en el cuerpo ante el ya
célebre e inofensivo Efecto 2000. Las medidas de XMM eran las justas para caber en la cofia del lanzador, de manera
que encajó por la mínima en el amplio espacio que disponía el cohete. El caso
es que (cosa inaudita en la industria espacial), ante el programa acelerado de
pruebas finales ya en Kourou, se tomó una decisión jamás antes tomada (y que
todavía nadie ha repetido), que fue adelantar el lanzamiento, de enero o
febrero del 2000 a comienzos de diciembre de 1999. Realmente la ESA lanzó una
moneda al aire, ya que este iba a ser el cuarto lanzamiento del Ariane 5, y nadie aseguraba que todo
fuera rodado. Sin embargo, el 10 de diciembre del 1999, todo el proceso
se
completó con éxito, finalizando un despegue a falta de una palabra mejor:
perfecto. Situado en una órbita de 838 x 112.473 km. (40º), seis encendidos de
su sistema de propulsión la reformaron
hasta alcanzar la de trabajo (7.365 x 113.774 km. 38.9º, 48 horas) y comenzó el
periodo de verificación. A diferencia de Chandra,
XMM-Newton (en honor al gran
científico inglés Sir Isaac Newton) disponía de una estructura saliente sobre
el módulo de servicio que servía como escudo solar, haciendo que las cuatro
aperturas no necesitaran escudos individuales. Sin embargo, cada apertura
disponía de una tapa propia que se abría y cerraba por comando del ordenador
durante los cruces de los cinturones de radiación para así evitar daños en los
sensores CCD. Tras finalizar la validación con éxito, XMM-Newton entró en actividad el 1 de julio del año 2000, y hasta
la fecha. Con una misión de dos años, ha recibido múltiples ampliaciones, la
última hasta finales del 2016, pero el gran observatorio es capaz de funcionar
más allá del 2018. No tan célebre ni tan espectacular como Chandra, sus observaciones ha revolucionado la astronomía en rayos
X: la primera detección de ciclos de rayos X en estrellas tipo Sol; la
explicación de por qué los cometas emiten rayos X (el fenómeno intercambio de
carga, cuando un átomo altamente ionizado del viento solar colisiona con un
átomo neutral proveniente del cometa, emitiendo rayos X); emisiones de rayos X
de las auroras jovianas como efecto del campo magnético planetario; un halo de
esta energía en torno a Marte (a unos 8 radios del planeta) emitido por el
mismo fenómeno de emisión cometaria; estudios de las estrellas tipo T-Tauri, en
la región formadora de estrellas más cercana a nosotros (la Nube Molecular Taurus) muestran la forma en la que este joven tipo todavía adquiere material
(el gas frío colisiona con la superficie de la estrella, calentándose y
emitiendo fotones X); estudios de Cassiopeia A han mostrado que la estrella que
explotó como supernova tenía 12 veces la masa de nuestro Sol; detección de
líneas de emisión de iones tipo-hidrógeno o helio de nitrógeno, oxígeno, neón y
magnesio provenientes estrellas sumamente calientes emitiendo vientos estelares
a entre 1000 y 1700 km/s; colas de rayos X provenientes del púlsar Geminga,
además de la observación de un punto caliente de apenas 60 metros de diámetro
(descubiertos también en otras dos estrellas de neutrones); los estudios de un
quásar han proporcionado evidencias que apoyan la información recogida por la
misión de la NASA COBE acerca de la
edad del universo; los estudios del remanente de supernova SN 1006 han permitido
afirmar que estos fenómenos son lugares en los que los rayos cósmicos son
acelerados; el descubrimiento confirmado de un agujero negro de masa
intermedia, el llamado HLX-1 en la galaxia ESO 243-49 (con una masa 500 veces
la de nuestro Sol); observación de líneas de emisión del hierro y el níquel de
los chorros de material expulsados por un agujero negro, emitidos a 2/3 la
velocidad de la luz; detección de una oscilación quasi-periódica proveniente de
un núcleo galáctico activo (AGN); ha descartado la teoría de que el gas
interestelar caliente se enfría al concentrarse y hacerse más denso en los
cúmulos estelares, es más, en combinación con Chandra se encontraron chorros a alta velocidad emitidos por un
AGN, provocando una suerte de retroalimentación cósmica autocontrolada; un mapa
tridimensional a gran escala de la distribución de la materia normal y la
materia oscura en combinación con el telescopio Hubble, y junto con Chandra,
el descubrimiento de una línea de emisión anteriormente no identificada y misteriosa,
localizada en los 3.56 keV, que podría llevarnos a la materia oscura. Y lo que
queda.
ASCA estaba siendo un
rotundo éxito, y las autoridades de ISAS deseaban lanzar cuanto antes un
sustituto. Acompañando y complementando a Chandra
y XMM-Newton, la misión Astro-E deseaba hacer estudios
espectroscópicos de rayos X con una resolución y calidad nunca antes vista,
aunque también obtener imágenes claras y explorar la sección de los rayos X
duros, una región poco investigada. Siguiendo en cierta medida el diseño de su
antecesor, se desarrolló un satélite que en configuración de lanzamiento
resultaba compacta, pero en órbita se ampliaría notablemente. Como ASCA en su día, todo el montaje frontal
que incorporaba los módulos ópticos era plegable,
posibilitando su lanzamiento
en cohetes de reducidas dimensiones, para después desplegarse en órbita. De
esta forma, la misión estaba preparada para lanzarse. En la punta de un M-V-4, el proceso de despegue comenzó,
aparentemente sin problemas, el 10 de febrero del año 2000, sin embargo, 42
segundos después del abandonar la plataforma, el cohete empezó a salirse del
rumbo, provocando la pérdida de su control y su final choque con el océano
Pacífico, destruyendo al lanzador y al satélite. Una pérdida terrible. Debido a
este contratiempo desastroso, inmediatamente se dio orden de construir un
reemplazo.
Si repasamos a todos los observatorios de rayos X desde Einstein hasta Suzaku nos percatamos de una cosa: su rango energético no pasa de
los 15 keV. Nos referimos a la capacidad de los módulos ópticos de recoger y
enfocar los fotones de rayos X, aunque si nos detenemos, nos damos cuenta que
varios de estos observatorios disponían y disponen de aparatos que observan el
cosmos por su cuenta sin depender de estos dispositivos. XMM-Newton ha tenido hasta recientes fechas el honor de observar el
universo X mediante módulos tipo Wolter 1 a un rango energético mayor que el
resto (15 keV) y todo gracias a la compleja construcción de sus espejos. En
cuanto a las misiones centradas en el rango de los rayos X duros, han sido
pocas y muy dispersas. El único mapa del cosmos en esta energética región lo
había realizado HEAO 1 en los lejanos
años 1970, y solo tras el lanzamiento del observatorio multilongitud de onda Swift, ha resultado posible hacer una
más que interesante actualización. Claro, los métodos de detección solo eran
mediante contadores proporcionales, y más recientemente, a través de aparatos
con máscaras codificadas y sensores especializados. El caso es que si se quiere
estudiar el universo X de alta energía por encima de los 15 keV a la usanza,
digamos, de Chandra, resulta muy
complicado. Nunca se había construido un módulo óptico Wolter para ir más allá,
de manera que resultaba todo un reto. Por fin, varios grupos de científicos e
ingenieros aceptaron ponerse manos a la obra.
A comienzos de la década del 2000 se empezaron a construir y a probar
módulos tipo Wolter para rayos X de alta energía. Siguiendo los métodos que
existían, un grupo construyó un sistema empleando la forma de construcción de
los de Suzaku, con capacidad de
registrar y enfocar fotones X hasta 40 keV y sensores similares a los CCD pero
basados en la tecnología Cadmio-Cinc-Telurio, o CdZnTe. Llamado experimento InFOCUS, y colocado en un globo
aerostático, voló dos veces, en el 2001 y en el 2004. Otro globo aerostático en
el 2001 llevó el experimento HERO,
que incorporaba ópticas de incidencia oblicua con escaso ángulo de enfoque,
llevando sus fotones a contadores proporcionales, con un rango energético de
hasta 30 keV. Posteriormente este mismo experimento voló con tres módulos
ópticos completos, en el 2005. Y el tercero, el llamado HEFT, era una mezcla de los dos. Dotado de tres módulos tipo Wolter
1 y una construcción complejísima, servían a sensores CdZnTe instalados en una
placa ASIC, con un umbral detector de hasta 60 keV. HEFT era un proyecto desarrollado entre Caltech, Universidad de
Columbia, Centro Espacial Nacional de Dinamarca, Laboratorios Nacionales
Lawrence Livermore y la Universidad de Stanford, y consistía en un aparato que
colocaba los módulos ópticos en un extremo y los sensores (protegidos por
sistemas anticoincidencia) en el otro, proporcionando una longitud focal de 6
metros. Cada módulo de HEFT disponía
de unas 70 vainas extremadamente delgadas, y encerradas en una estructura de
presión de Kevlar. Lanzado sobre el Polo Norte el 18 de mayo del 2005 en un
viaje de apenas 25 horas, tuvo tiempo de estudiar diversas fuentes: la nebulosa
del Cangrejo, Cygnus X-1 y la fuente de rayos gamma GRS +1915. Los resultados
de estas observaciones probaron que la tecnología utilizada resultaba apta para
el estudio de las fuentes de rayos X de alta energía desde satélites espaciales
empleando módulos tipo Wolter. Sin perder el tiempo, ya estaba desarrollando
una misión con este propósito.
A comienzos de la década del 2000, el programa Explorer de la NASA
publicó un Anuncio de Oportunidad permitiendo la recepción de propuestas para
la serie Small Explorers. Como recordaréis, estas misiones se caracterizan por
su bajo presupuesto, innovación tecnológica y objetivos científicos muy
específicos. La gente que estaba empezando a desarrollar HEFT envió una de las propuestas que se recibieron, y en noviembre
del 2003 fue una de las aceptadas para comenzar la financiación para sus
estudios de viabilidad, hasta que en enero del 2005 fue seleccionada para
volar. Tal y como se propuso la misión NuSTAR
(el Conjunto de Telescopios Espectroscópicos Nucleares) se pretendía repetir lo
que estaba realizando Chandra pero en
el rango de los rayos X duros. Inicialmente se diseñó para transportar 3
complejísimos módulos ópticos tipo Wolter 1, cada uno con su correspondiente
instrumento de plano focal. Claro, para obtener los mismos resultados en
resolución y sensibilidad del Gran Observatorio de la NASA se necesita una
longitud focal de 10 metros, pero, ¿cómo encajas eso en la estrecha y corta
cofia de un lanzador Pegasus-XL, el
único permitido para estas misiones? Sencillamente, encogiéndolo para caber, y
extendiéndolo ya en órbita. La verdad es que la agencia americana tiene amplia
experiencia en mástiles extensibles, y para NuSTAR
se aplicaría el mismo diseño utilizado para la Misión de Topografía por Radar
del Transbordador SRTM. Un recorte en
los presupuestos de la NASA provocó la cancelación de la misión en febrero del
2006, y pasó un año y siete meses hasta que los trabajos en NuSTAR se reiniciaron. Para aceptarla de
nuevo, la gente de la misión se vio forzada a perder uno de los tres módulos
ópticos y un conjunto sensor, pero sin una apreciable pérdida en sensibilidad.
Como usaría una plataforma de satélite común (LEOStar-2 de Orbital) el
presupuesto se concentró en desarrollar todo el aparataje del telescopio.
Su misión primaria ya ha finalizado, y a diferencia de proyectos como Chandra, XMM-Newton o Suzaku, su
programa de observación durante este periodo ha estado cerrado. Han utilizado
los descubrimientos más notables de Chandra
para confeccionar parte del programa científico, y la otra parte para hacer
observaciones en colaboración con los observatorios de alta energía existentes,
que además de los de rayos X, está Swift
(multilongitud de onda) y están INTEGRAL
y Fermi (rayos gamma). La tarea
principal se enfocó en cinco áreas de investigación: localizar agujeros negros
supermasivos; encontrar remanentes de estrellas colapsadas; cartografiar
remanentes de supernova históricas; y observar supernovas poco después de que
éstas hayan explotado. Aunque este es su enfoque, también se preparó para
observar estrellas de llamaradas, galaxias formadoras de estrellas, cúmulos
galácticos, y también mirará al Sol. Ya en periodo de tarea extendida, se le
permitirá a la comunidad científica internacional comenzar a usar a NuSTAR, y es bastante probable que la
gente se lo rife. Pero en fin, en el tiempo que lleva de misión, ha sido poco
lo anunciado, pero los resultados hasta
la fecha son de sobresaliente: detección
de un agujero negro “dormido” en la galaxia NGC 265; ha encontrado por
casualidad 10 agujeros negros supermasivos mientras pasaba de un objeto a otro;
ha localizado un probable agujero negro de masa intermedia en la galaxia
Circinus siguiendo una fuente de rayos X ultraluminosa que encontró por
casualidad; ha proporcionado pistas acerca del mecanismo de explosión de las
supernovas observando titanio-44 en Cassiopea A; la aparición de un agujero
negro supermasivo anteriormente no detectado a causa de la gran nube de materia
que le rodea; y el mejor hasta la fecha: en conjunción con XMM-Newton, ha calculado el ratio de rotación del agujero negro
supermasivo de la galaxia NGC 1365. Con una esperanza de vida superior a los 10
años, todavía nos entregará más resultados sorprendentes.
Para que comprendáis la importancia de la investigación del universo
X, hablaros del futuro. Y de cuatro que están en distintas fases de
preparación. La que se lance primero (este día 28) es la hindú Astrosat. Siguiendo la estela de Aryabhata y alguna misión posterior,
ISRO está desarrollando este proyecto como un observatorio multilongitud de
ondas.
Diseñado para observar desde el visible hasta los rayos X de alta
energía, para lo que nos interesa en esta entrada, Astrosat llevará cuatro experimentos. El primero es SXT, Telescopio
de Imágenes de rayos X Blandos, que consiste en un sistema de 2 metros de
longitud focal con un módulo óptico tipo Wolter 1 de 40 espejos concéntricos de
aluminio recubiertos en su interior de oro, sirviendo a un sensor CCD (0.3-8
keV); el segundo LAXPC (Contadores Proporcionales de rayos X de Gran Área, 3-80
keV), tres contadores proporcionales coalineados para estudios espectroscópicos
y de cronometraje; el tercero CZTI (Cámara de Cadmio-Cinc-Telurio, 10-100 keV),
un conjunto de cuatro cuadrantes idénticos e independientes con sensores CdZnTe
pixelados servidos por una máscara codificada bidimensional de Tántalo; y el
cuarto SSM (Monitor de Escaneo del Cielo), tres contadores proporcionales
rellenados con gas sensibles a la posición, cada uno servido por una máscara
codificada unidimensional, similar al instrumento ASM de RXTE. A plena carga se espera que este satélite de diseño simple
desplace 1650 kg., que será lanzado por un lanzador PSLV-XL en octubre del 2015, situándolo en una órbita de muy
baja inclinación (máximo 8º) a 650 km. de altitud. Su propósito es investigar
objetos desde lo más cercano en el sistema solar hasta lo más lejano en el
cosmos; estudios de cronometraje en fuentes altamente variables como púlsares,
enanas blancas o incluso núcleos galácticos activos o AGN; monitorización
multilongitud de onda de las variaciones de intensidad de todo tipo de fuentes
de emisión; búsqueda de fuentes y eventos transitorios en el universo X;
reconocimientos del cosmos en luz ultravioleta y rayos X duros; y estudios
espectroscópicos de banda amplia de sistemas binarios de rayos X, AGN’s,
remanentes de supernova, cúmulos galácticos y coronas estelares. Siendo muy
importante la misión de Astrosat, no
le llega a la suela del zapato a la 
siguiente misión que está desarrollando el
Japón en cooperación con la NASA y el Instituto Holandés para la Investigación
Espacial SRON. Su nombre actual es Astro-H,
y aunque sigue similares directrices de diseño de ASCA y Suzaku, pretende
ir más allá. Lo que quiere hacer JAXA con Astro-H
es lo mismo que la NASA con NuSTAR en
cooperación con Chandra, XMM-Newton o Suzaku: observar el cielo de alta energía a través de telescopios
de rayos X de baja y alta energía. En resumen, este nuevo gran observatorio
observará y estudiará simultáneamente fuentes emisoras de rayos X con
telescopios formados por módulos ópticos tipo Wolter para rayos X blandos y
duros. Siguiendo la base de Suzaku,
dispondrá de ópticas para una cámara CCD para rayos X blandos, otra óptica para
el espectroscopio de rayos X de baja energía, y una óptica de rayos X duros
sirviendo a una cámara de características similares a los sensores de NuSTAR. Teniendo en cuenta que con las
dimensiones de la estructura básica no es lo suficientemente grande en
longitud, se decidió extender la longitud focal, aunque solo para el telescopio
de rayos X de alta energía. En resumidas cuentas, empleando métodos similares a
los de NuSTAR (un mástil desplegable)
la longitud focal del sistema detector de rayos X duros será de unos
sorprendentes 12 metros. Con esto, el también denominado NeXT, Nuevo Telescopio de rayos X, tiene objetivos ambiciosos, como
el primer estudio completo acerca de la formación y evolución de los cúmulos
galácticos a través de la observación dinámica de los gases supercalientes que
se encuentran entre los cúmulos, y el estudio de la curvatura del
espacio-tiempo alrededor de los agujeros negros supermasivos, aunque también se
dedicará a examinar supernovas y sus remanentes, los orígenes de los agujeros
negros en los centros galácticos y la naturaleza de la materia oscura. Y todo
con una Cámara de rayos X Blandos (SXI), un Espectrómetro de rayos X blandos
(SXS), una Cámara de rayos X Duros (HXI) y un Detector de rayos Gamma Blandos
(SGD), un sistema tipo Compton semiconductor de visión estrecha. De esta forma,
con Astro-H JAXA se pondrá a la
vanguardia de la exploración del universo X cuando se lance allá por el 2015.
Otra misión Small Explorers que se dedicará a los rayos X se aprobó el
año pasado, y en vez de ser una misión completa, se trata de una Misión de
Oportunidad, es decir, que solo consiste en el instrumento que será acoplado a
una base completamente distinta, en esta ocasión la Estación
Espacial
Internacional. Su acrónimo es NICER,
Explorador de Composición Interna de las estrellas de Neutrones, y pretende,
como su nombre indica, estudiar el interior de las estrellas de neutrones
mediante el examen de sus extraordinarios entornos gravitacionales,
electromagnéticos y de física nuclear. En esencia pretende explorar estados
exóticos de la materia en unos cuerpos astronómicos en los que la densidad y la
presión son muchísimo más altas que las que existen en los núcleos de los
átomos (tenemos que recordar que una cucharada de café del material de una
estrella de neutrones es tan denso que si lo soltáramos en la Tierra la
atravesaría entera) de manera que las conclusiones que se extraigan se puedan
confrontar con las teorías existentes. La forma de estudiar esto es mediante un
Instrumento de Cronometraje de rayos X, y seguir los puntos calientes
detectados por primera vez por XMM-Newton.
Para ello cuenta con un conjunto de 56 pequeños módulos de incidencia oblicua
(cada uno con 24 vainas concéntricas) y un conjunto de detectores de
desplazamiento de silicio. Contribuyendo a las mediciones espectroscópicas y de
cronometraje, el sistema dispone además de un receptor GPS servido por la
información recogida por el sistema de control de actitud de la ISS. La
elección de NICER para su instalación
en la estación es por su alta estabilidad, buena visibilidad del cosmos, y baja
vibración y contaminación. Aunque el aparato se servirá de la infraestructura
energética, de comunicaciones y actitud, operará independientemente de la
dotación y será controlado como un satélite. De esta forma, NICER examinará el universo X en las
bandas energéticas que van entre los 0.2 y 12 keV, la misma que el sistema
EPIC-pn de XMM-Newton pero con un
área efectiva muy superior. Se espera que esté en el espacio y funcionando en
diciembre del 2016.
En total, hemos hablado de unas 24 misiones astronómicas de rayos X
lanzadas al espacio, de las cuales cuatro están en operación, y también hemos
mencionado cuatro proyectos que serán lanzados en un futuro cercano y de uno
que se ha quedado por el camino. ¿Qué conclusión extraemos? Que los rayos
incógnita son la clave, o al menos, una de ellas.
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