Ventana al espacio (CXXX)

El remanente de Supernova de la Nebulosa del Cangrejo, desde Spitzer.

Las próximas misiones al Sol: Solar Orbiter

Estamos en un cambio de paradigma en la investigación solar. Hasta hace poco, casi todas las misiones dedicadas al estudio de nuestra estrella lo han hecho (y siguen haciéndolo) desde la distancia. Las únicas que se arriesgaron en aproximarse a Helios fueron las dos sondas del programa Helios de la década de 1970, obteniendo información muy importante del entorno que atravesaron. Desde entonces, nada, hasta el año pasado, con el lanzamiento de Parker Solar Probe. Ahora, una segunda misión pretende regresar a ese reino peligroso y complicado, ésta procedente de la ESA.

En el año 1982 llegó a la ESA una propuesta de misión solar cuyo objetivo era estudiarlo de cerca con una instrumentación variada, incluyendo cámaras. Aunque no prosperó, la idea siguió bailando entre las cabezas de los científicos, hasta que emergió en una reunión realizada en 1998. En aquellos días, la agencia europea estaba arrancando un programa de misiones flexibles, y muchos consideraban esta propuesta un activo  lo bastante valioso como para merecer un puesto entre este programa. Tras una serie de reuniones, al final la propuesta fue aceptada y aprobada por la ESA, entrando en el grupo de misiones como Solar Orbiter. Desde ese tiempo hasta el 2004, se hicieron los estudios de viabilidad tecnológica y se buscó la instrumentación que portaría. Ese mismo año, la misión fue encuadrada en el nuevo programa a largo plazo de la ESA, el Cosmic Vision, con el objetivo de tener la sonda de la misión en el espacio como muy pronto en el 2013. Para el año 2007, para poder sacar adelante el proyecto, se buscó participación externa, y la NASA vio la oportunidad. Por aquellos días la agencia americana estaba persiguiendo una serie de misiones que mantuvieran al Sol vigilado, y parecía que Solar Orbiter encajaba estupendamente. Eso llevó a la NASA a solicitar instrumentación a su comunidad científica. Pero llegó Solar Probe Plus, y todo cambió. Ante la posibilidad de tener dos misiones cuyo objetivo era aproximarse a nuestra estrella más que nunca, se investigó la sinergia ante ambos proyectos, resultando estupenda. También en esos días, el programa Cosmic Vision fue revisado, para incluir misiones de distintos formatos (como ya hemos explicado), encajando a Solar Orbiter como candidata a misión de clase M, o tamaño medio. Para el 2010, el proyecto se convirtió en una de las tres finalistas a la primera misión clase M, y en la propuesta final se buscaba que la misión se desarrollara de forma rápida, empleando mucha de la tecnología que se estaba produciendo para BepiColombo, con vistas a un lanzamiento en el 2017, al tiempo que la NASA redujo sus contribuciones al proyecto a casi la mitad de lo acordado inicialmente. Aún así, la misión fue aprobada en octubre del 2011.

La misión Solar Orbiter es única en su tipo. Aunque algunos la ven como una sustituta de la veteranísima misión SOHO, tiene sus propias tareas. No solo debe aproximarse a nuestra estrella más allá de la órbita de Mercurio, sino que también debe situarse fuera de la eclíptica para así poder ver, por primera vez, los polos solares. Solo una misión ha abandonado el plano de la eclíptica, la magnífica Ulysses, que nos enseño cómo se propaga el viento solar en esas altas latitudes. Lamentablemente, esa misión no portaba ninguna cámara, por lo que las imágenes que consiga Solar Orbiter serán toda una primicia. Básicamente, se busca saber cómo funciona el motor que genera y expande el viento solar y provoca todos los fenómenos de meteorología espacial que golpean nuestro planeta. Por ello, encaja a la perfección como "acompañamiento" de Parker Solar Probe porque, mientras la segunda obtiene la imagen in situ, la primera consigue la imagen global (prácticamente de forma literal) sobre lo que ocurre allí. De ese modo, la contribución de la NASA a Solar Orbiter se encuadra en el programa Living With a Star, el cual, junto a Parker Solar Probe, también tiene en el espacio al ya veterano SDO.

Solar Orbiter, o SolO, para abreviar, es una sonda de tamaño medio. Ha recurrido para su construcción a la plataforma Eurostar 3000, generalmente usada para satélites de telecomunicaciones, y a partir del diseño básico, han llegado sus numerosas modificaciones. El bus es una caja de unas dimensiones de 2.5 x 3.1 x 2.7 metros, con un par de paneles solares que le otorgan una envergadura, una vez en su sitio, de 18 metros, sin olvidar otros tres apéndices que se prolongan desde la propia plataforma. Por lo general, su construcción ha seguido los parámetros habituales, empleando en su mayor parte aluminio, pero lo importante es, por supuesto, su protección termal. Puesto que siempre ofrecerá una misma cara al Sol, ésta ha recibido toda la atención de los ingenieros. El elemento principal es su escudo solar. La parte primaria es una estructura aproximadamente rectangular formada por 20 delgadísimas capas de titanio, material capaz de soportar

grandes temperaturas, y que está recubierta de un material desarrollado especificamente para esta misión. Se denomina SolarBlack, un preparado de fosfato de calcio (basado en los pigmentos de las pinturas rupestres) adherido al titanio de forma electrostática. Resulta formidable atrapando el calor solar, y se ha escogido porque no se desintegra, por mucha radiación infrarroja o ultravioleta que reciba, y gracias a su método de aplicación sobre el titanio, prácticamente forma parte del propio metal. Esta combinación llega a soportar hasta 500ºC de temperatura. Tras este escudo de titanio hay un hueco vacío, cuyo objetivo es transferir el calor atrapado por el escudo hacia los laterales, y hacia fuera, para evitar su transferencia a la sonda. Solo 10 soportes en forma de estrella conectan el elemento principal a la base de la plataforma. Una segunda capa, esta de aluminio, de 5 cm. de espesor, y recubierta por 30 capas de manta multicapa, sirve como segunda protección, aguantando hasta 300ºC de temperatura, y se conecta a la propia plataforma a través de 10 soportes de milímetro y medio. Todo el conjunto del escudo solar forma una barrera formidable para así mantener la sonda en buen estado, si bien es cierto que también este escudo forma parte de las superficies de montaje de casi todos los instrumentos de escaneo remoto, que tendrán que ver nuestra estrella a través de ventanas practicadas en él. Además, el SolarBlack también se ha aplicado a otras superficies que estarán expuestas a la radiación solar de forma continua. El resto de la sonda está protegida a la forma usual, con mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. El resto

es, en esencia, ya conocido. El ordenador, por ejemplo, emplea como núcleo el ya conocido procesador ERC-32, que gestionará todas las operaciones de la misión de forma autónoma, y almacenará toda la información generada en grabadores de datos de estado sólido con capacidad de 549 gbits. Para comunicar, se emplea un transmisor de banda-X, conectado a una antena de alta ganancia, una de media ganancia, y dos de baja ganancia. La principal, la de alta, es un plato parabólico casi idéntico al de BepiColombo, y su parte trasera está recubierta de SolarBlack, al igual que el mástil direccionable al que está conectada. También es direccionable, aunque en menor medida, la de media ganancia, situada en la parte alta de la plataforma. Las de baja solo se usarán en emergencias o en los días posteriores al lanzamiento, la de media durante el crucero, y la de alta para transmisión de datos de alta velocidad. Dada la necesidad de apuntar sus cámaras al Sol, necesita estar estabilizada en sus tres ejes con precisión. Para ello cuenta con lo habitual en estos casos: unidad de medición inercial, sensores solares, dos escáneres estelares, 4 ruedas de reacción, así como un sencillo sistema de propulsión, totalizando 18 propulsores, que se usarán para correcciones de rumbo y desaturaciones de las ruedas de reacción. En el tema de generación de energía, básicamente se copia el sistema desarrollado para BepiColombo. SolO cuenta con dos paneles solares, con tres secciones de 2.1 x 1.2 metros, cargando células solares de triple

enlace, y reflectores solares ópticos para protegerlas de la excesiva luz y calor solar. Esto se conseguirá rotando los paneles solares cuando más cerca esté del Sol, para evitar ofrecer plenamente su superficie activa a nuestra estrella y con ello dañe las sensibles células. De este modo, generarán energía suficiente para operar los sistemas de a bordo, además de cargar baterías de ión litio. Se ha intentado minimizar al máximo el número de partes móviles, pero algunas han sido inevitables, como las juntas rotatorias para los paneles solares y mástiles de las antenas, así como los mecanismos de despliegue del mástil de instrumentos de 4.4 metros de largo y las tres antenas que dan forma a uno de los instrumentos. No nos podemos olvidar, además, de las pequeñas puertas de titanio que cierran los huecos en el escudo solar para proteger los instrumentos visuales mientras estos no operan. La ciencia la obtendrán 11 investigaciones, cuatro in situ, y seis de escaneo remoto. De la primera categoría, empezamos con SWA, el Analizador del

Plasma del Viento Solar. Su cometido es medir las propiedades del viento solar, tales como densidad, velocidad y temperatura, además de registrar su composición. Para ello cuenta con tres herramientas: PAS (Sensor de Protones y partículas Alfa) se dedicará a estudiar la distribución de velocidad de los principales partículas ionizadas fluyendo desde el Sol. Emplea un analizador electrostático capaz de medir la distribución tridimensional en su rango de medición; EAS (Sistema Analizador de Electrones) tendrá la tarea de estudiar la distribución de velocidad de los electrones en el viento solar con una alta resolución temporal; e HIS (Sensor de Iones Pesados, una de las contribuciones de la NASA) se encargará de ver los cambios en el estado de los átomos de hierro y oxígeno del viento solar, al tiempo que detectará iones recientemente cargados, para medir su distribución de velocidad. Para obtener sus mediciones, tanto PAS como HIS deben apuntar al Sol, por lo que dos de las esquinas del escudo solar (delante de donde están los instrumentos) han sido recortadas para permitirles observar, y como resulta obvio, también han recibido protección contra el calor solar, mientras que EAS se encuentra en el extremo del mástil de instrumentos. EPD, Detector de Partículas Energéticas, se centrará en estudiar la composición y la variación temporal de las partículas que registre, con el objetivo de buscar sus fuentes, mecanismos de aceleración y procesos de transporte. Necesita cuatro sensores para conseguirlo: STEP (Electrones

Supratermales y Protones) está formado por dos sensores de estado sólido de silicio, refrigerados pasivamente, contando uno de ellos con un sistema de desvío magnético para suprimir la entrada de electrones, mientras que el que carece de él permite el paso de todas las partículas que es capaz de detectar. Esta configuración permitirá diferenciar entre el flujo neto y el de los  electrones; SIS

(Espectrógrafo de Iones Supratermales) se basa en el sistema ULEIS de la misión ACE, y se trata de dos espectrómetros de masa de tiempo de vuelo o TOF para medir partículas entre el helio y el hierro, observando direcciones aproximadamente opuestas; EPT (Telescopio de Electrones y Protones) es una adaptación del sistema SEPT de las sondas STEREO, dedicado a registrar y medir electrones (rango energético 20-400 keV) y protones (60-7000 keV) por separado, y para hacerlo sobre una gran porción del cielo, cuenta con dos, permitiendo estudiar la aceleración y la propagación de las partículas que detectan; y HET (Telescopio de Alta Energía) se encargará de medir electrones, protones e iones pesados, usando dos

instrumentos idénticos, uno apuntando en dirección solar y antisolar, y el segundo hacia los polos de la eclíptica, y para ello cuentan con detectores de estado sólido y calorímetros. Estos cuatro sensores están controlados por una unidad de control centralizada, gestionada usando un procesador LEON2 y contando con memoria de 1 Gbit, bastante para cuatro días de operación. MAG, el magnetómetro, se encargará de estudiar los campos magnéticos alrededor de SolO, y con ello, a determinar como se vinculan al resto del sistema solar y cambian con el tiempo, y así, para comprender el proceso del calentamiento de la corona solar y al transporte de energía dentro del viento solar. Para conseguirlo, usa la estrategia habitual,

con dos magnetómetros de núcleo saturado triaxial, herencia de Ulysses, Cassini o Cluster-II, entre otros. Uno está cerca del extremo del mástil, que detectará el campo magnético ambienta, mientras que el segundo, más cerca del cuerpo de la sonda, registrará los que emite el propio vehículo. Casi cómicamente, en vez de haber sido preparados para altas temperaturas, lo han sido para bajas, al encontrarse siempre en la zona de sombra creada por la propia sonda. El último es RPW, Ondas de Radio y Plasma. Este aparato se encargará de hacer mediciones de las

ondas y los campos electrostáticos y electromagnéticos emitidos por el Sol, y hacerlo tanto in situ como remotamente. Está dedicado a ver cómo varían y así ayudar a caracterizar estos campos y ondas en el viento solar. Para hacerlo, cuenta con tres antenas monopolo (que, desplegadas desde la plataforma, forman una Y inversa) y un magnetómetro de bobina de búsqueda (situado en el mástil, casi en su centro), conectados a un sistema receptor. Ahora tocan los de escaneo remoto propiamente dichos. El principal es METIS, el Telescopio Multielementos para Imágenes y Espectroscopia. Se trata del coronógrafo de la misión, un aparato que bloquea la luz solar para permitir ver la casi siempre invisible corona. A diferencia de célebres sistemas como los LASCO de SOHO, METIS combina dos longitudes de onda: visible y ultravioleta en un único paquete. Se trata de un

coronógrafo de ocultación externa, con una arquitectura de telescopio gregoriano en ejes con espejos primario y secundario asféricos. En realidad se trata de una ocultación invertida: la apertura de entrada de 40 mm. de diámetro, acoplada en el escudo solar (protegida por una tapa), actuando como ocultador externo invertido, y cerrando un cono truncado. Esta estructura cónica, también denominado el Mástil, está acoplada frente al propio telescopio, y es el elemento principal de rechazo de calor, contando con una longitud de 800 mm., y dispone de un espejo de rechazo de calor de 71 mm. de diámetro. Este espejo deja el espacio necesario para que la luz procedente de la corona entre en el telescopio propiamente dicho, rebotando en un espejo primario de 160 mm. y uno secundario de 216 mm. En el espacio entre estos dos espejos hay tres elementos, y el principal es, curiosamente, la placa de ocultación, de 5 mm. de diámetro, que ayuda a una mayor ocultación del disco solar, y se encuentra motorizado, para poder mantener el disco centrado perfectamente. Tras el espejo primario está el ensamblaje del filtro de interferencia de 70 mm de diámetro, fabricado en fluoruro de magnesio y aluminio, cuya labor es la de transmitir la luz ultravioleta y reflejar la luz visible, para entregar cada una a su plano focal respectivo. Para facilitar las cosas, esta estructura está inclinada 12º. De esta forma, METIS observa dos longitudes de onda al mismo tiempo. La luz visible reflejada (580-640 nm) va a una lente de retransmisión, de ahí a un polarímetro a base de retardadores variables de cristal líquido, otra lentre de retransmisión, hasta llegar al fin al plano focal, un sensor CMOS de 2048 x 2048 pixels. En cuanto al canal ultravioleta, desde el filtro es transmitido directamente a su detector, compuesto por una placa microcanal como intensificador, con un fotocátodo de bromuro de potasio y una ventana de fluoruro de magnesio, conectada por un cable de fibra óptica a un sensor de pixels activo APS de 1024 x 1024 pixels. Solo registra la luz ultravioleta en la banda Lyman-Alfa (121-6 nm). El resultado de tan complicado paquete es un sistema con dos longitudes de onda: 200 mm. para el canal visible, y 300 para el canal ultravioleta. El control de METIS está bajo un procesador LEON2, y cuenta con un buffer de memoria de 320 MB para almacenamiento y procesado de la información. La tarea de METIS será observar con una calidad sin precedentes la estructura y actividad dinámica de la atmósfera solar desde los 1.7 hasta los 4.1 radios solares, casi más cerca que cualquier otro coronógrafo, para enlazar la corona solar y el viento solar, así como su impacto en la meteorología espacial del sistema solar interior. El segundo en importancia es SPICE, Imágenes Espectrales del Entorno Coronal. Mucho más

convencional que METIS, es un relativamente sencillo espectrómetro de rejilla de difracción. Una abertura en el escudo solar (con una tapa para cerrarla cuando no está en uso) permite la entrada de la luz y el calor solar, hasta alcanzar el espejo primario (y único) del espectrómetro. De allí, la luz va a una rejilla de difracción cóncava y toroidal, pero antes pasa por una abertura normal de 2 mm. La luz, al llegar a la rejilla, se dispersa y magnifica (lo que le da al sistema una longitud focal efectiva de 3.3 metros), yendo a dos planos focales distintos, uno de longitud de onda corta (70.4-79 nm) y otro de longitud de onda larga (97.3-104.9

nm), ambos en la gama ultravioleta. Interesantemente, la abertura de luz entre el espejo primario y la rejilla de difracción es intercambiable, ya que dispone de cuatro tipos distintos, cada una de unas dimensiones concretas, permitiendo el paso de más o menos luz según los deseos del equipo del instrumento. Los sensores son casi idénticos al detector ultravioleta de METIS, con una placa microcanal como intensificador, y de ahí la luz va a a un sensor digital del tipo CMOS, de 1024 x 1024 pixels. La operación de SPICE la controla un fiable microprocesador 8051, como el espectrógrafo Alice de New Horizons. En cuanto a su sistema de control de temperatura, no solo SPICE está termalmente desacoplado del resto de SolO al usar soportes de titanio, sino que, internamente, está diseñado para expulsar toda la irradiación solar que entre en el sistema. De hecho, el espejo primario cuenta con un recubrimiento capaz de reflejar la luz de interés al espectrómetro, al tiempo que transmite la radiación solar infrarroja y visible a un espejo de rechazo de calor especialmente diseñado para esta misión, y de allí de vuelta al espacio. Por si acaso, también cuenta con otros pequeños espejos situados estratégicamente antes de la abertura, y conectados a radiadores. Además, cuenta con potentes bafles internos para culminar la tarea. La tarea de SPICE, una vez en operación, será revelar las propiedades del plasma en la corona y en la región de transición solar, datos que se se añadirán a los que se obtengan acerca de las propiedades del viento solar, conseguidas por los otros aparatos de a bordo. Podemos considerar el siguiente en importancia al PHI, la Cámara Polarimétrica y Heliosísimica. Su

función es seguir la tarea iniciada por el sistema MDI/SOI de SOHO, y seguida por la HMI de SDO. No es tan complicado como estos dos anteriores, pero tampoco es sencillo. De hecho, es un sistema doble, con un Telescopio de Alta Resolución (HRT), y un Telescopio de Todo el Disco (FDT), compartiendo una misma carcasa y un único sensor. El HRT es un telescopio refractor tipo Ritchey-Chrétien descentrado, con un espejo primario de 140 mm de diámetro, espejos fabricados en cristal de Zerodur y recubiertos con una capa de plata mejorada, y un sistema de magnificación motorizado de lentes tipo Barlow, situado no solo para dotar al sistema de una longitud focal efectiva de 7.9 metros, sino también para corregir errores de alineación y enfoque. Situado entre el espejo secundario y el sistema de magnificación se sitúa el ensamblaje del polarizador, que cuenta con dos retardadores variables de cristal líquido. De las lentes de magnificación va al mecanismo de selección basado en un espejo motorizado. El FDT, por su parte, es un sistema refractivo con una apertura de 17.5 mm., tres lentes principales previas a su propio paquete de polarización, y de ahí a otro conjunto de tres lentes, antes de llegar a un espejo que lleva la luz al espejo del mecanismo de selección, otorgándole así al sistema una longitud focal efectiva de 579 mm. Sin importar de donde proceda la luz, el espejo de selección introduce la luz en la unidad óptica, donde se sitúa el corazón del sistema, formado por el filtrógrafo y, finalmente, el sensor. El filtrógrafo está formado por una lente de campo, un pre filtro, el etalón electro-óptico de niobato de litio (sus propiedades cambian al aplicarle voltaje eléctrico, variando su índice refractivo y deformando su estructura cristalina de forma mecánica) para los análisis de las distintas propiedades magnéticas y de propagación del Sol, un segundo prefiltro y una segunda lente de campo, todo encerrado en una carcasa de titanio. En cuanto al detector, se trata, aquí también, de un tipo CMOS de 2048 x 2048 pixels, estando todo el sistema diseñado para estudiar una única longitud de onda en luz visible, en los 617.3 nm, con un margen de 0.1 nm tanto superior como inferior. Además, el sistema cuenta con un sistema de estabilización de imagen conectado al HRT. Tras salir del ensamblaje de polarización, hay un divisor de haz, y parte de la luz va al sistema de estabilización que, en esencia, es una cámara que toma imágenes del Sol para comprobar que el sistema está centrado y estable. Cada apertura en el sistema cuenta con su propia puerta móvil. Todo el sistema lo gestiona un procesador LEON-3FT, y cuenta con dos almacenamientos: uno para imágenes rápidas, de 1 GB, y otro para almacenamiento general, con 512 GB. Para resistir las altas temperaturas del perihelio, se han tomado diversas medidas. Cada apertura de entrada cuenta con una ventana especial de rechazo de calor, formado por dos elementos de cristal y cuatro filtros, al tiempo que permite pasar la longitud de onda de interés. El primero filtra la luz ultravioleta, los dos siguientes son de alto y bajo paso en longitudes de banda, y el último es el que bloquea el infrarrojo, al tiempo que sirve como recubrimiento antireflejo para la longitud de onda de interés. Las placass de montaje frontal y traseras han sido fabricadas a partir de aluminio y berilio, y se conectan entre sí por barras de plástico reforzado con fibra de carbono, e instalado en la estructura de la sonda usando pies de titanio. Todo el montaje está luego conectado a varios radiadores para expulsar el calor entrante por las aperturas y el calor interno generado cuando el instrumento opera. Además, el instrumento está enrollado por 12 capas de manta multicapa, usando principalmente kaptón negro y otros materiales. La misión de este sistema es la medición en alta resolución del campo magnético solar por la fotosfera, la realización de mapas de brillo así como también de la velocidad de movimientos de la fotosfera que permitan estudios heliosísmicos para ver cómo es el Sol por dentro, en especial de la zona convectiva, probable zona en la que se genera el campo magnético solar. EUI, la Cámara de Ultravioleta Extremo, sigue la tendencia de usar este tipo de

sistemas iniciado por la EIT de SOHO y que, prácticamente todos los observatorios espaciales posteriores han montado. El caso de EUI es que cuenta con tres en un único paquete, una cámara de todo el Sol (FSI) y dos cámaras de alta resolución (HRI). FSI es un sistema descentrado basado en un telescopio Herscheliano, con una pupila de entrada de 5 mm, de diámetro, un solo espejo de 66 x 66 mm con un recubrimiento multicapa de aluminio, molibdeno y carburo de silicio para reflejar las longitudes de onda de interés, y un sistema detector con cuatro filtros (dos redundantes) y un sensor CMOS de 3072 x 3072 pixels, registrando la luz solar de ultravioleta extremo en dos longitudes de onda: 30.4 (filtro de Aluminio/Magnesio/Aluminio) y 17.4 nm (Aluminio/Circonio/Aluminio), con cadencias de entre 10 segundos, 1 minuto y 15 minutos, observando todo el disco solar sin importar la distancia a nuestra estrella. Además, cuenta con un disco ocultador de casi 9 mm de diámetro, situado antes del filtro de entrada, para hacer investigaciones de coronografía hasta una distancia de 10 radios solares en la longitud de onda de los 30.4 nm.  Las dos HRI tienen un diseño casi común, la primera con una arquitectura Cassegrain fuera de ejes, con un espejo primario de 66 mm. de diámetro y uno secundario de 25 mm, otorgando a cada sistema una longitud focal de 4,2 metros, y la segunda con una configuración gregoriana también fuera de ejes y dos espejos recubiertos con capas de aluminio y fluoruro de magnesio, con la luz pasando por un sistema de filtros espectrales para llegar al detector, un conjunto de intensificador basado en una placa microcanal conectada mediante fibra óptica al sensor digital, que, para las dos cámaras, emplean modelos idénticos de sensores CMOS de 2048 x 2048, estando diseñadas para funcionar con cadencias de entre menos de 1 segundo hasta los 30 segundos. La cámara Cassegrain es para observar el ultravioleta extremo en la banda de los 17.4 nm (coincidiendo con una de las bandas de la FSI), mientras que la gregoriana estudiará la longitud de onda del hidrógeno Lyman-Alfa, en los 121.6 nm. Para proteger cada sistema de la irradiación solar en el perihelio cada cámara cuenta con sus propios filtros, con la FSI contando con un único filtro de aluminio situado 14 cm. dentro de la apertura para bloquear las longitudes de onda ultravioleta, visible e infrarrojas no deseadas, y cada una de alta resolución dos: uno en la apertura y un segundo después del espejo secundario, empleando la de ultravioleta extremo aluminio principalmente, y la Lyman-alfa, fluoruro de magnesio. Además, cada apertura cuenta con sus puertas, tanto externas (una para la FSI y una compartida para las dos HRI) como internas, siendo necesaria la apertura de ambas para que EUI trabaje. La operación de todo el instrumento depende de un procesador LEON3, contando con gigabytes de almacenamiento, además de potentes capacidades de compresión de datos. Este instrumento apunta a la cromosfera, la región de transición y la corona solar con la intención de indagar en el curioso proceso del calentamiento de la corona que, como se sabe, está más caliente que la superficie solar, es decir, la fotosfera, además de tratar de observar el viento solar para vincularlo a sus fuentes en nuestra estrella.

STIX, el Telescopio/Espectrómetro de rayos X, apunta a eventos energéticos en el Sol. Quizás es el sistema más complicado de SolO, y se basa en el espectrómetro de alta energía de la finalizada misión RHESSI, con modificaciones. Mientras que en el satélite terrestre el sistema se diseñó para un vehículo rotatorio, STIX se ha instalado en una plataforma de estabilización fija. Esta cámara de alta energía posee de tres sistemas principales. El primero, y básico, es la ventana de entrada. En realidad son dos, la frontal, que es el elemento principal de rechazo de irradiación solar, y la trasera. Fabricadas en berilio, permiten la absorción de los rayos X para su entrada en el instrumento. La frontal, de 2 mm. de grosor y con una apertura abierta de 5 mm. (y su parte frontal está recubierta de SolarBlack, el material de rechazo de calor del escudo solar) y la trasera, de 1 mm. de grosor y 25 mm. de apertura abierta, se encuentran instaladas en el propio escudo solar, y de todos los instrumentos de escaneo remoto que atraviesan el escudo, es el único que carece de puerta. Esta ventana guía los fotones de rayos X al siguiente sistema, la cámara. Este elemento está compuesto por dos rejillas (grosor, 400 micrones) opacas a los rayos X y separadas por un espacio de 55 cm. cada rejilla está dividida en 32 áreas y, por lo tanto, 32 detectores aproximadamente pixelizados situados tras la rejilla trasera, formando un subcolimador. Las 32 áreas en cada rejilla contienen cada una abertura, variando entre sí en posición y orientación, de modo que este elemento funciona como una cámara con máscara codificada para formar la imagen. El tercer sistema es el módulo de electrónicas de los detectores que, además de los 32 sensores pixelizados de cadmio y telurio tras una ventana de kaptón aluminizado, cuenta con las electrónicas de funcionamiento, fuentes de calibración (128 piezas de bario-133 radiactivo).y un atenuador de aluminio de 0.6 mm. de grosor, para situarlo frente a los detectores cuando hay altos flujos de rayos X de baja energía. Todo STIX está controlado por un procesador LEON3, y procesará los datos recogidos para realizar espectrometría de imágenes de los eventos energéticos solares. El sistema registrará todo el disco solar sin importar la distancia a Helios, detectando los rayos X entre los 4 y los 150 keV, es decir, entre los rayos X blandos y muy dentro de los duros. De este modo, con STIX la misión observará emisiones muy calientes procedentes del plasma caliente y de fenómenos explosivos emitidos desde el Sol, dando información de tiempo, localización, intensidad y energía, y poder entender sus efectos en el viento solar. Y finalmente, SoloHI, la Cámara Heliosférica de Solar Orbiter. Este es el único de escaneo remoto que no

observa el Sol, sino que se centrará en las emisiones del viento solar y su propagación por la heliosfera. Se basa en el concepto de las cámaras heliosféricas de STEREO, aunque más ligera y más capaz, y su diseño también se basó en el sistema WISPR de Parker Solar Probe. Solo hay una diferencia: únicamente porta una cámara, por las dos de los sistemas antes mencionados. Fijada en el lateral izquierdo de la plataforma, se encuentra relativamente elevada con respecto al bus de la sonda. Está formado por una carcasa de 66 x 41 x 29 cm., y durante el lanzamiento y primeros días en órbita estará cerrado por una puerta de protección. Un elemento muy importante es su sistema de bafles, con uno delantero, en el borde superior del instrumento, y uno interno, proporcionando una fuerte protección contra la luz no deseada, algo a lo que el propio escudo solar también contribuye. Justo tras los bafles está el ensamblaje del plano focal, que conjuga el telescopio y el sensor. El tren óptico es un simple sistema refractor de 5 elementos encerrado en un cilindro de titanio con un diámetro de 19 mm. y una longitud focal de 55.9 mm. En cuanto al sensor, su configuración es muy interesante. No usa un único detector, sino una agrupación de cuatro, más propia de instrumentación de gran formato. Cada matriz CMOS dispone de un áera activa de 2048 x 1920 pixels, y al agruparse en un mosaico cuadrado, la superficie total es de 3968 x 3968 pixels. La cámara la controla un procesador LEON3FT, capaz incluso de cierto procesado de las imágenes y almacenarlas en una memoria interna de 256 MB. Al observar el flujo del viento solar, SoloHI apunta a observar perturbaciones transitorias provocadas por eventos como eyecciones de masa coronales y similares, y cómo se propagan al pasar cerca de la cámara. Con Solar Orbiter lista para el lanzamiento, el peso en báscula del conjunto será de 1800 kg.

Otra de las colaboraciones de la NASA para Solar Orbiter es, como con SOHO, proporcionar los servicios de lanzamiento. El cohete seleccionado es el Atlas V, en configuración 411, lo que supone una cofia de cuatro metros de diámetro, etapa superior Centaur con un solo motor, y un acelerador de combustible sólido. En resumen, la misma configuración que elevó a OSIRIS-REx en el 2016. El lanzamiento está fijado para el 9 de febrero. Cuando termine el proceso, SolO estará en órbita solar, iniciando su periplo.

La misión de Solar Orbiter no se iniciará inmediatamente, sino que le esperan casi dos años de tiempo de crucero antes de quedar situado en su trayectoria definitiva. Para instalarse en su órbita de trabajo, serán necesarias tres asistencias gravitatorias (a Venus el 26 de diciembre y 8 de agosto del 2021 y a la Tierra el 26 de noviembre del 2021), y tras la última maniobra, la sonda se encontrará ya en su órbita definitiva, con un perihelio de 0.28 unidades astronómicas (unos 42 millones de km. de nuestra estrella) y un afelio de 1.2 unidades astronómicas (unos 180 millones de km.), con un periodo orbital aproximado de 180 días. Como hemos indicado anteriormente, el propósito de la misión es abandonar la eclíptica, pero durante ese tiempo de crucero, SolO se mantendrá en el plano orbital de los planetas. Actualmente no hay cohete que pueda poner una misión en órbita solar fuera de la eclíptica, por lo que es necesario recurrir a más asistencias

gravitatorias. De este modo, la órbita escogida se encontrará en resonancia con Venus, y así, ir variando la inclinación orbital con cada sobrevuelo. Al final de la misión primaria, siete años después del lanzamiento, la trayectoria habrá alcanzado una inclinación de 24º tras 5 pasos próximos a Venus, y que llegará a 33º tras una primera fase de tarea ampliada, permitiendo al observatorio ver por primera vez los polos solares. En cuanto a las operaciones de misión, hasta cierto punto recuerdan a las de Parker Solar Probe. Sus datos no se transmitirán en tiempo real, sino en ventanas de entre 4 y 8 horas a la antena terrestre principal asignada a la misión, la de Malargüe, en Argentina, aunque el resto siempre están disponibles en caso necesario. Por ello, SolO funcionará básicamente de manera autónoma, con los requisitos de operación de los instrumentos fijados por los distintos equipos científicos. Al igual que con la misión de la NASA, con la que cooperará, los programas científicos a realizar se construyen para ocupar una órbita, generalmente basándose en los datos recibidos. Además, mientras que la instrumentación in situ funcionará todo el tiempo (variando solo su cadencia de obtención de datos según el plan programado), los de escaneo remoto solo funcionarán 30 de los 180 días que dura cada órbita, lo que supone elegir los mejores momentos para que obtengan información, especialmente durante los perihelios. Esto es consecuencia del limitado ancho de banda del sistema de comunicaciones.

Cuando comience su misión, apuntará a responder cuatro preguntas fundamentales sobre el funcionamiento de Helios, a saber: ¿Qué conduce el viento solar y desde dónde se origina el campo magnético de la corona?, ¿Como los eventos transitorios solares gobiernan la variabilidad de la heliosfera? ¿Cómo producen las erupciones solares la radiación de partículas energéticas que llena la heliosfera? y ¿Cómo funciona la dinamo solar y gobierna las conexiones entre el Sol y la heliosfera? Objetivos que, hasta cierto punto, son los mismos que llevaron al lanzamiento de SOHO. Estos objetivos con complementarios a los esbozados para Parker Solar Probe, y con las dos en el espacio, ambas colaborarán estrechamente. La misión de la NASA prácticamente se mete, como suele decirse, hasta la "cocina" (nunca mejor dicho), para conseguir información de primera mano acerca de la corona, el viento solar, y los eventos solares transitorios, por lo que se necesita información general de contexto, que la proporcionará Solar Orbiter, tanto con sus instrumentos de partículas como, especialmente, por los visuales. De este modo, las conclusiones formuladas gracias a Parker solar Probe tendrán una buena base gracias a la información recogida por Solar Orbiter. Trabajo en equipo, vaya.

Sin duda, la ciencia solar se calienta, y cuando se lance Solar Orbiter, entrará en ebullición, gracias a lo que será capaz de hacer. Llevamos tiempo esperando que vuele, y aunque tarde en darnos ciencia, ¿qué más da?. Mucha suerte. 

Ventana al Espacio (CXXIX)

El campo magnético de la Vía Láctea, desde Planck

Resumen del año 2019

Nos toca finiquitar este año con el ya tradicional resumen. Ya anunciábamos que este 2019 no iba a ser un año especialmente movido, pero ha tenido sus cosas. Y eso que arrancó tremendo, con el sobrevuelo de New Horizons del objeto del cinturón de Kuiper 2014 MU69, ya conocido oficialmente como Arrokoth. Un lugar fascinante, parecido al cometa 67P, pero sin gases, con una superficie relativamente suave con algunos agujeros parecidos a cráteres y, ah, casi tan plano como una galleta. Puesto que la mayoría de los datos siguen a bordo de la sonda (hasta el 2021 no tendremos en casa todo) no hemos sabido demasiado más. Año de estudios asteroidales, con Hayabusa2 indagando en Ryugu y OSIRIS-REx haciendo lo propio en Bennu. La misión japonesa está ya de retorno, habiendo cumplido con gran éxito sus tareas, lo que se incluye la obtención de dos muestras, así de un experimento explosivo con su superficie. El año que viene recibiremos su recompensa. Para la

Fuente. 

JAXA, Universidad de Tokyo y colaboradores

misión de la NASA, por su parte, ha sido época de estudios. Con los mismos problemas que su homóloga japonesa, el proceso de seleccionar su zona de recogida de muestras se ha retrasado, y hasta hace nada no hemos sabido el lugar definitivo, denominado Nightingale. A falta de más observaciones, las muestras serán recogidas el próximo verano. Por supuesto, Marte es siempre lugar de interés. Tal vez el mayor rompecabezas con el planeta rojo es el asunto del metano. Detectado principalmente por Curiosity, registrarlo desde la órbita es complicado, solo visto una vez 

por Mars Express coincidiendo con una medición del rover de la NASA, pero el resto, agua, ni siquiera el especializado ExoMars TGO ha sido capaz de detectarlo. Y por la superficie, Curiosity sigue progresando, ascendiendo cada vez más el Aeolis Mons dentro del cráter Gale. Se acerca a una zona de montículos estratificados y, de camino, cuatro nuevos taladrados. Por si fuera poco, además de indagar en el metano ambiental, ha generado otro misterio al registrar picos de oxígeno. Cuanto más sabemos, menos sabemos. Mientras, InSight no lo ha pasado bien: el sensor de medición de temperatura, el célebre Mole, llega meses intentando descender a su profundidad designada, pero entre un suelo que apenas ofrece fricción, y la aproximación cuidadosa, ha llevado a dar más pasos 

hacia atrás que hacia delante. De hecho, en un momento del proceso, el Mole rebotó, saliéndose casi la mitad de su longitud. Ahora está de vuelta casi hasta el nivel previo al rebote, y se estudian medios para que siga descendiendo. El otro aparato situado en el suelo, el sismómetro, ya está registrando temblores, lo que nos permitirá entender cómo es Marte por dentro. Otra zona del sistema solar muy activa ha sido nuestro satélite. Tres intentos de alunizaje, y solo un éxito. Únicamente la misión china Chang’e 4 consiguió llegar con éxito a su destino, además haciendo historia, al hacerlo en la cara oculta lunar. A estas alturas, la misión sigue, y su rover, Yutu-2, sigue recorriendo la superficie, a diferencia de su hermano. Las otras dos, problemas. Primero en marzo, el lander privado israelí Beresheet falló en la maniobra cuando, en pleno descenso, su unida de medición inercial se apagó, apagando su motor de descenso y estrellándose. Y para octubre, la misión triple de ISRO, Chandrayaan-2, con orbitador, lander (Vikran) y rover (Pragyan) llegó a Selene y, tras la separación, Vikram, con el rover en su interior, trató de hollar en la superficie pero, por causas desconocidas, se la pegó. Al menos el orbitador sigue ahí, y funcionando. No nos podemos olvidar de la misión más arriesgada y valiente, es decir, Parker Solar Probe. Con ya tres perihelios concluidos, y de camino a un cuarto aún 

más abrasador, la misión ya ha entregado su primera ciencia, dándonos retazos misteriosos y fascinantes de lo que ocurre muy, pero que muy, cerca del Sol. Aún le quedan 21 perihelios para acercarse todavía más a Helios, para así decirnos cómo se genera todo ese viento solar, entre otras cosas. Este año también se ha destacado por recibir, por segunda vez, que sepamos, un visitante interestelar. Conocido como 2I/Borisov, se trata de un cometa propiamente dicho, a diferencia del anterior, ‘Oumuamua, y ya en proceso de salida. Por lo visto, es muy similar en composición a los que habitan nuestro sistema solar y, de acuerdo con los últimos cálculos, muy pequeño. TESS, tras cumplir su primer año escaneando los cielos, ya ha dado con exoplanetas interesantes, además de asistir al estudio de cómo un agujero negro destrozaba y devoraba una estrella, y observar un estallido de materia procedente de un cometa. Sin embargo, la noticia científica de 

año es, no podía ser otra, la imagen del horizonte de eventos de un agujero negro supermasivo, el situado en la galaxia M87, con cooperación de observatorios terrestres y telescopios espaciales, e instituciones de todo tipo. Un hito, en mayúsculas. Ah, sí, este año debería haber arrancado el programa de naves tripuladas comerciales a la ISS, para el que viene iniciar los recambios de tripulación. Y lo ha hecho, a trompicones. Primero en marzo, con la nave Dragon de SpaceX, una misión redonda de principio a fin, con el vehículo siendo el primer americano en acoplarse 

automáticamente a la ISS, regresando después. El problema vino después, mientras se preparaba para una prueba de abortamiento en vuelo, la nave explotó, retrasándolo todo. El problema se ha localizado y subsanado, y cuando se haga la prueba mencionada (en pocos días) será el turno de la misión de prueba ya tripulada. En el caso de la nave Starliner de Boeing, la misión despegó hace unos días, pero un problema en el reloj de misión impidió completar la tarea más importante: el acoplamiento a la ISS, lo que supuso acortar el vuelo a dos días, realizando diversas pruebas, antes de regresar sin problemas. A trompicones, está dicho. Y en el complejo, hitos. En plural, porque, primero, se produjo (y ya era hora) el primer paseo espacial completamente femenino de la historia, a cargo de las astronautas de la NASA 

Christina Koch y Jessica Meir; y el segundo, es el récord de permanencia en una sola misión para una mujer, y de nuevo con Christina Koch como protagonista, al superar los 288 días fijados por Peggy Whitson en su última misión. Puesto que no regresará a casa hasta febrero, tiene tiempo para ampliarlo. Este año, la lista de altas es escasa. A las ya mencionadas Beresheet y Chandrayaan-2 a la Luna, tenemos el instrumento OCO-3 a la ISS (estudios del dióxido de carbono atmosférico), el largamente esperado satélite ICON (AL FIN), y los telescopios espaciales Spektr-RG ruso-germano (exploración de universo X) y CHEOPS (caracterización de exoplanetas conocidos). En cuanto a la de bajas, corta pero dolorosa: el satélite oceanográfico OSTM/Jason-2 (deterioro del sistema energético), los dos satélites de la misión Van Allen Probes (sin combustible) y el que más duele, el Mariscal de Marte, Opportunity, como consecuencia de la tormenta de polvo del año pasado. Y mucho nos espera el 2020: misiones a Marte a cubos (cuatro como máximo), Solar Orbiter a nuestra estrella, la primera misión robótica de recogida de muestras lunar, por parte de China, los primeros vuelos tripulados desde suelo americano desde el 2011, y el fin de misión del observatorio de infrarrojos Spitzer. Será excitante, y estaremos aquí para relatarlo. 

Misiones exoplanetarias: CHEOPS

El año pasado hablamos de TESS, la nueva misión exoplanetaria de la NASA. En aquella entrada, hablamos de por dónde va la ciencia de los planetas extrasolares. Con esta misión, empezamos hablando sobre qué camino seguir, y la NASA decidió continuar la búsqueda. La ESA, por otra parte, ha escogido la segunda: empezar a caracterizarlos. Su próxima misión astronómica se dedicará a esta tarea de manera exclusiva.

En la década de 1980, la ESA formuló su programa científico Horizon, que en la década siguiente amplió denominándolo Horizon 2000. Son muchas las misiones lanzadas amparadas por este programa, como SOHO, Rosetta, ISO, Herschel y Planck, Cluster, entre otras, y más recientemente, Gaia y la última de todas, BepiColombo. Coincidiendo con la brillante misión Huygens y su glorioso descenso a Titán, la ESA se vio en la necesidad de abrir un nuevo programa de misiones que continuara la cuerda de éxitos propiciado por los anteriores. Este nuevo programa científico a largo plazo se llamó Cosmic Vision, y en lo esencial pretende continuar con los éxitos cosechados, con una diferencia: mejor organización. En cierta manera, se basa en la forma en que la NASA tiene para seleccionar misiones en programas tan exitosos como el Discovery, el New Frontiers o el mejor de todos, el Explorer. Adaptando todo esto a sus necesidades, la ESA ha creado su Cosmic Vision sin restricciones sobre qué investigar, ya sea física de la magnetosfera terrestre, ciencia planetaria, astronomía, astrofísica e incluso cosmología. Solo hay una limitación: el presupuesto. De hecho, para tener mejor organizadas las ideas sobre qué, cómo y cuánto investigar, se ha optado por tener tres clases de misiones. El formato más pequeño es la denominada clase S, o pequeñas. En terminología de la NASA, sería como las misiones Small Explorer, o las primeras misiones Discovery: proyectos con un objetivo muy concreto, con un calendario de desarrollo corto y con un presupuesto ajustado. El segundo formato es la clase M, o de tamaño medio. Hasta la fecha, es el que más misiones ha escogido, con cuatro, estando en proceso de escoger una quinta. Estos proyectos ya son más completos, con los recursos suficientes como para superar obstáculos de desarrollo, y con la complejidad necesaria para cumplir su programa científico. Estas serían el equivalente a una misión Medium Explorer. Y para terminar, la clase L, o las de gran formato, con grandes ciclos de desarrollo, gran presupuesto y objetivos ambiciosos, y de hecho, hay tres en proceso. En jerga de la NASA, esta sería una misión Flagship, como Curiosity o la futura Europa Clipper. Como veis, este programa a largo plazo va a buen ritmo, y finalmente está listo para enviar al espacio su primera misión.

Nuestra protagonista es la primera misión de pequeño formato o, como se la conoce, S1. Responde al acrónimo de CHEOPS, Satélite Caracterizador de Exoplanetas. Propuesta por la Universidad de Berna en Suiza, su tarea es la de estudiar, empleando el método del tránsito, planetas extrasolares situados alrededor de estrellas cercanas y brillantes, para obtener información que permita conocer mejor su tamaño. Para conseguirlo, se ha desarrollado un satélite que se desprende de lo superfluo para dedicarse en exclusiva al estudio de planetas más allá de nuestro sistema solar.

Para acelerar las cosas al máximo, se ha optado por la ejecución del proyecto construyendo directamente el hardware de vuelo, configurándolo antes como “proto vuelo”, de modo que, en vez de tener modelos de ingeniería en el que probar las cosas, todo se hará en el vehículo que será colocado en el espacio, que después de las pruebas será configurado para subir allí arriba. También para acelerar las cosas se ha optado por una plataforma común, en este caso la AstroBus 250 de Airbus Defence & Space, y todos los 

elementos de la plataforma han sido desarrollados o integrados en la planta de la compañía en Barajas. De forma hexagonal y elaborada en aluminio, se parece a las LEOStar-2 usadas en diversas misiones de la NASA, y alberga todo lo esencial para funcionar. Sobre la plataforma, el único instrumento de a bordo. Completamente ensamblado, CHEOPS es un satélite compacto de 1.6 x 1.5 x 1.5 metros, y en lo esencial, carece casi por completo de partes móviles. En general, se ha buscado la sencillez, pero no por ello carece de redundancia en lo funcional. Todo el control se gestionará en el ordenador de a bordo, cuyo núcleo, probablemente, sea un procesador ERC-32, el habitual de la ESA en los últimos tiempos, acompañado por un grabador de datos con capacidad de hasta 3.8 gigabits de información, y para la transmisión de los datos, y recibir comandos, usará un sencillo transpondedor de banda-S, con dos antenas omnidireccionales, situados en las parte superior e inferior del satélite, permitiendo, cada día, descargar hasta 1.2 gigabits de datos a su estación de tierra primaria. Su orientación será triaxial, y tendrá que ser extraordinariamente precisa para conseguir una máxima precisión en sus mediciones. Para ello 

cuenta con unidades de referencia inercial, dos escáneres estelares (en la parte superior), cuatro ruedas de reacción y un magnetómetro conectado a sistemas de descompensación magnética, mientras que carece de sensor solar ordinario y de receptores de GPS. El control de actitud controlará hacia dónde apunta, manteniendo la parte inferior de la plataforma apuntada hacia la Tierra, la parte superior hacia el espacio, y la parte trasera hacia el Sol, pero también tiene ciertos límites a la hora de apuntar para evitar la entrada de luz no deseada procedente de nuestra estrella en el instrumento. A pesar de su pequeñez, dispone de un sistema de propulsión, con cuatro pequeños propulsores (en la plataforma inferior del satélite) alimentados por un tanque de combustible con capacidad de entre 20 y 30 kg. de hidracina. La razón de ser es la de, primero, alcanzar su órbita definitiva, y después, controlar que se queda en ella. La generación de energía es mediante paneles solares, fijos sobre la estructura, tan altos como el conjunto de la plataforma y el instrumento, sirviendo además como escudo solar. En total, los tres poseen una superficie activa de 2.5 metros cuadrados y, con respecto al central, los dos laterales están desviados 67º, de modo que CHEOPS puede rotar sobre su eje vertical, hasta cierto punto, y seguir produciendo energía. De ese modo, los sistemas de a bordo siguen recibiendo energía, y a su vez carga la batería de a bordo, del tipo ión-litio. En cuanto al sistema termal, el típico: mantas multicapa, radiadores, y calentadores eléctricos. Como hemos dicho, solo dispone de un instrumento, y es un fotómetro de extrema precisión. El núcleo del sistema es un telescopio 

reflector tipo Ritchey-Chretien con una apertura de 30 centímetros y una longitud focal de 1.6 metros (f/5) pero, juntando el bafle frontal y el codo a 45º justo detrás de la salida de la luz del telescopio, la longitud focal total de todo el sistema es de 2.7 metros (f/8.38). El bafle, como es obvio, se ha diseñado para minimizar la entrada de luz no deseada en el tren óptico, y en su abertura dispone de una tapa para protegerlo durante el lanzamiento y los primeros días en órbita, cuando será abierta. La luz recogida por el telescopio es recibida en un sensor CCD de 1024 x 1024 pixels, sensible a un amplio rango de longitudes de onda entre la luz visible y el infrarrojo cercano, es decir, entre los 330 y los 1100 nm. El telescopio permitirá observar zonas del cielo del tamaño aproximado a los dos tercios de la luna llena, es decir, relativamente pequeño. El sensor tendrá que estar refrigerado para funcionar correctamente (a -40ºC, y manteniéndola en 1/100 de grado). El control de todo el instrumento lo realizará su propio juego de electrónicas, basado en un procesador LEON3, y contando con su propia memoria interna de hasta 128 gigabits, lo suficiente como para seguir funcionando durante tres días sin contacto con Tierra. Gracias a un muy preciso control de actitud, CHEOPS será una plataforma sumamente estable para realizar exquisitas mediciones de fotometría de una extremada precisión, consiguiendo aproximadamente una exactitud de 20 partes por millón de luz observada en un periodo de seis horas de observación de un tránsito, muy similar a lo que se consiguió con Kepler. Un fotómetro es muy distinto de una cámara: este tipo de instrumentación se hace para hacer estudios de luminosidad de cualquier astro, y además de en astronomía, se ha usado en diversas sondas espaciales. Una vez a carga completa, su peso en báscula será de 280 kg.

Gracias a su tamaño y su masa, es la carga útil idónea para ser el satélite secundario de un lanzamiento doble. El satélite primario del vuelo será el primero de la segunda generación de satélites italianos de SAR COSMO-Skymed, y dados los requisitos de órbita de CHEOPS, el compañero ideal. El lanzador para estos dos (así como un montón de Cubesats) será el Soyuz ST-B con etapa superior Fregat. El lanzamiento se producirá desde Kourou, el 17 de diciembre. Con el despegue realizado, y con la separación del satélite italiano, la Fregat entregará a CHEOPS en su órbita de trabajo: polar, sincrónica solar, sobre el terminador, a 700 km. de altitud. En esa trayectoria está garantizada la luz solar (salvo por ocasionales eclipses solares por la Luna) y le garantiza todo un cielo lleno de objetivos que observar.

Una vez en órbita y en contacto con los centros de control (el del satélite en Torrejón de Ardoz, junto con su antena terrestre principal, el científico en la Universidad de Berna) le esperan tres meses de verificación de que todo está bien. Con todo certificado, la misión comenzará oficialmente. La tarea primaria durará tres años y medio, y durante ese tiempo, el 80% del tiempo de observación se dedicará a objetivos ya fijados por el equipo científico, mientras que el tiempo restante estará disponible para gente fuera del proyecto que entregue una propuesta de observación. Los objetivos de CHEOPS son planetas extrasolares del rango que va de las Supertierras a los que tienen tamaños similares a Neptuno, tipos que la mayoría no existen en nuestro sistema solar, y que orbiten en un tiempo máximo a sus estrellas de 50 días. El objetivo es estar atento a los tránsitos provocados por estos planetas, observando la estrella durante horas, puede que incluso días, obteniendo, al menos, una medición por minuto. Tal será su sensibilidad que no solo se fijará cuando el 

planeta pase frente su estrella, también cuando pase DETRÁS de su estrella. Cuanto más tiempo permanezca mirando tránsitos y los eclipses, más precisa será la información, pudiendo conseguir información que nos permita conocer el radio del planeta, su inclinación orbital, y la duración exacta de su órbita. Esta información, en especial la del radio, al combinarse con los datos existentes, en particular la masa del planeta, permitirá conocer con exactitud si es rocoso, gaseoso, oceánico, o cualquier otra cosa que pueda haber ahí fuera. Además, estas observaciones pueden ayudar a descubrir si tienen atmósfera (en caso de tenerlas, incluso cómo el calor viaja del lado diurno al nocturno), y quién sabe, lunas. No solo eso: ante la continuada observación de cada estrella, y con cada vez más tránsitos, podría ser posible encontrar nuevos exoplanetas que acompañen a estos planetas. El resultado será un mejor conocimiento sobre cómo se forman los sistemas solares por toda la galaxia, y para el futuro, proporcionará objetivos para telescopios futuros, tanto terrestres  como espaciales, como el prometedor James Webb.

Puede que CHEOPS sea pequeño, pero nos dará una ciencia gigantesca, y grandes conocimientos sobre cómo son los mundos más allá de nuestra parcela cósmica. Y esto solo es el principio: dos de las próximas misiones del Cosmic Vision también estarán dedicadas a estudios exoplanetarios. Atentos.

Ventana al Espacio (CXXVIII)

El cúmulo globular NGC 7078, desde Akari

Anatomía de la ISS (y II)

Durante dos años, los socios de la ISS meditaron sobre cómo terminar el complejo. Tras lo sucedido al Columbia, se decidió abandonar el agresivo calendario de lanzamientos, y algunos de los elementos considerados esenciales fueron cancelados. La seguridad de los astronautas se puso en primer plano, y se decidió alargar el periodo de construcción, permitiendo que la principal fuerza de trabajo, los transbordadores supervivientes, pudieran ser apropiadamente mantenidos. 

La catástrofe del transbordador Columbia dejó en tierra la flota superviviente de transbordadores, y hasta el verano del 2005 no regresaron al vuelo, con la misión STS-114 Discovery. No solo fue una misión para comprobar todos los cambios de seguridad efectuados al sistema de vuelo, también entregó tanto suministros como un nuevo elemento al complejo, la segunda Plataforma de Almacenamiento Externo, ESP-2, de diseño similar pero más grande 2.6 x 4.3 metros, acoplada al Quest, y con capacidad de albergar hasta ocho ORU, con soportes mecánicos y eléctricos. Más de un año después, la construcción se reanudó, y como en los vuelos previos al 2003, centradas en la viga. Así, los vuelos STS-115 Atlantis, STS-116 Discovery, STS-117 Atlamtis y STS-118 Endeavour pusieron en órbita nuevos segmentos, incluyendo nuevos paneles solares. La primera 

misión instaló los segmentos P3/P4, integrados antes de volar, y con medidas y masa similares a las S1/P1. En la P3 hay elementos como el sistema de unión entre segmentos, la Junta Rotatoria Solar Alfa (SARJ) para dotar de otro eje de rotación a los paneles solares y un sistema de unión de cargas no presurizadas, y una ampliación para el Transportador Móvil. Mientras, la P4 resulta básicamente idéntica a la P6 instalada anteriormente. La P3 es a la vez interfaz de energía entre los paneles de la P4 a la estación a través de la SARJ y, por ello, a la estación, pero cuando se instaló, la energía no fluía. Además, este segmento proporciona interfaces mecánicos, eléctricos y de datos al sistema de cargas no presurizadas. La siguiente misión instaló la estructura P5, en esencia

el soporte de unión físico y eléctrico entre las estructuras P4 y P6, necesaria porque no era posible encajar las P3/P4 y el soporte en la bodega del transbordador, además de arreglar el problema de flujo de energía antes mencionado. Las misiones tercera y cuarta aquí mencionadas elevaron los elementos de estribor idénticas a las mencionadas, y con sus instalaciones completas, los paneles de la P6 fueron replegados para permitir la rotación de los paneles de las P4 y S4. En la última, además de la estructura S5, voló el tercer ESP, de medidas idénticas al segundo, pero son siete puntos de anclaje, siendo instalado en la estructura P3, y permaneciendo allí hasta el 2010, que fue cambiado a la estructura S3. Tras estos añadidos, el complejo estaba listo para recibir un nuevo módulo

Desde la instalación del Pirs en septiembre del 2001, la ISS no había recibido nuevo volumen habitable. Para resolverlo, y permitir el acoplamiento de los siguientes módulos científicos, se hacía necesario el envío del segundo nodo. Curiosamente, su fabricación no se completó en Estados Unidos, sino en Italia, gracias a un acuerdo entre la ESA y la NASA. El NODO-2, también conocido como Harmony, es, como su nomenclatura indica, el segundo nodo de interconexión, un poco más grande que el Unity (7.1 metros de largo, 4.5 metros de diámetro, 14.500 kg. de masa al despegue, volumen habitable 70 metros cúbicos), aunque ha acabado siendo mucho más. En su interior hay espacio para ocho armarios estándar, y cuatro poseen distintos sistemas críticos de la estación, como los de distribución y control

de la energía eléctrica, control termal para expulsar el exceso de calor generado por los elementos interiores, control medioambiental, regulación de presión y señalización de despresurización, detección y apagado de incendios, control atmosférico (para evitar la detección de gases nocivos), tratamiento del agua condensada y reciclada, manejo de datos y distribución de audio y vídeo. Al despegue, los otro cuatro armarios servían para transporte (dos) y para almacenamiento en gravedad cero, que posteriormente fueron retirados. Su exterior será la plataforma de trabajo básica del Canadarm2, y cuenta con seis puertos de anclaje (cinco CBM activos, uno pasivo), uno estaría ocupado por el PMA-2, el CBM pasivo se usa para su conexión con el Destiny, y dos de los laterales para la instalación de los dos siguientes módulos científicos. Lanzado en la misión STS-120 Discovery en octubre del 2007, este módulo fue provisionalmente acoplado al muelle de babor del Unity. No fue hasta la partida del transbordador que se pudo hacer la instalación definitiva, realizada usando el Canadarm2, primero recolocando el PMA-2 del Destiny al Harmony, y luego trasladando el paquete a su posición final, necesitando tres paseos espaciales para finalizar las conexiones entre los dos módulos. Esta misión del transbordador también

supuso la recolocación de la estructura P6 en su posición, y el redespliegue de sus paneles solares, de nuevo problemática. Posteriormente, las misiones STS-126 Endeavour y STS-128 Discovery (noviembre del 2008 y agosto del 2009) transportaron los cuatro armarios definitivos diseñados como camarotes para la tripulación, conteniendo cada uno con su sistema de iluminación, conectividad para portátiles, energía, ventiladores y circulación de aire, y sistemas de advertencia propios, permitiendo así aumentar el tamaño de la dotación a seis astronautas. Con el tiempo, se ha convertido en el lugar de recepción de naves visitantes, desde los transbordadores (hasta el 2011) y las naves de carga Kounotori, Dragon y Cygnus. Recientemente, ha recibido nuevo hardware, en forma del PMA-3, colocado en el muelle superior, y cada PMA ha recibido un IDA, Adaptador de Acoplamiento Universal, para convertir ambos muelles de acoplamiento al nuevo estándar internacional formulado en el año 2010, y no es solo una interfaz mecánica, también transferirá energía, datos, aire, comunicaciones y otros entre la ISS los vehículos equipados con un puerto compatible que, en principio, serán las nuevas naves tanto americanas como rusas, japonesas, y puede que europeas.  

Con la llegada del Harmony, al fin se podía instalar el resto de instalaciones científicas del complejo, y la siguiente no tardó en llegar. Columbus, es la segunda área científica de la estación, y aunque es el más pequeño de los científicos, es el que más ciencia soportará. Tiene un peso en báscula de 19 toneladas y mide 6,9 metros de largo por 4,5 de diámetro, cuenta con un volumen habitable de 75 metros cúbicos, y dentro incorpora 10 armarios estándar para tareas científicas, tres para sistemas de soporte vital y refrigeración, y otros tres para almacenamiento. Además, cuenta con cuatro puntos de anclaje externo para cargas útiles de todo tipo, desde experimentales hasta intrumental científico. Para su instalación, en el puerto de estribor del Harmony, se instaló un CBM pasivo, siendo el otro extremo el que posee los lugares de instalación de cargas externas. Este módulo tiene una larga historia, siendo el elemento presurizado de la que se esperaba que fuera la primera estación espacial europea, que,

naturalmente no vio la luz, pero que con la idea de una estación internacional, lo único que sobrevivió, un módulo presurizado, acabó siendo un segmento más de ella, por lo que tiene más de 20 años desde que salió de las cabezas pensantes de la ESA. Además, es el primero que no es ni americano ni ruso (el Harmony fue finalizado por Alenia Spazio). Y también tenemos que decir que su diseño es muy parecido a los MPLM. La misión STS-122 Atlantis fue la encargada de elevar este componente al complejo, siendo acoplado en su lugar el 11 de febrero del 2008. No voló de vacío, ya incorporaba parte de los armarios dedicados a la ciencia, como Biolab (estudios biológicos en vida vegetal, invertebrada, pequeños mamíferos, además de células), Laboratorio de Ciencia de Fluidos (para estudios de la física de los fluidos en microgravedad), de fisiología (todo lo relacionado con el comportamiento del cuerpo humano en

condiciones de microgravedad), además del módulo Cajonera, capaz de soportar siete experimentos científicos a la vez, funcionando cada uno de manera independiente. También volaron cargas para su instalación en el exterior, como EuTEF un compendio de nueve instrumentos científicos y tecnológicos, y el instrumento SOLAR, para estudios de la irradiación solar. Todo el montaje fue sin problemas, y el transbordador se fue con el trabajo completado. Extremadamente usado, se han realidazo allí cientos de experimentos, mientras que en el exterior la instrumentación colocada es distinta. EuTEF solo aguantó hasta agosto del 2008, mientras que SOLAR siguió entregando datos hasta septiembre del 2017. En ese tiempo, se colocó en septiembre del 2014 en instrumento de la NASA ISS-RapidScat, aparato para estudiar los vientos desde el espacio, que una avería lo incapacitó dos años después, para después recibir ASIM, para el estudio de los rayos, su propagación por la atmósfera, y los fenómenos denominados flashes de rayos gamma terrestres. Para el futuro, llegarán más. 

El siguiente componente científico de la estación es el Módulo Experimental Japonés o JEM. Lo interesante acerca de esta instalación de JAXA es que no es uno solo componente, sino cuatro, que volaron en tres misiones distintas, en marzo y mayo del 2008 y julio del 2009. El primer segmento en volar fue el Módulo Logístico de Experimentos. De pequeñas dimensiones (4.4 metros de diámetro, 3.9 de largo, masa, 4.200 kg), sirve para lo que indica su nombre: almacenamiento, capaz de albergar hasta ocho armarios estándar y, cuando voló (misión STS-123 Endeavour) voló con cinco de subsistemas para el módulo principal, dos de experimentos y uno de almacenamiento. Se instaló, provisionalmente, en el muelle superior del Harmony, contando con un CBM pasivo. En la siguiente,

STS-124 Discovery, voló el segmento principal de la instalación japonesa. Sobre el Kibo, destacar que es el módulo más grande de la estación, dedicado a la ciencia y mide 11,2 metros de largo y 4,4 de diámetro, y desplaza una masa de unas 16 toneladas. Cuenta con espacio para 23 armarios estándar, pero solo 10 están dedicados a la ciencia, el resto lo ocupan las distintas funcionalidades típicas. Equipa una escotilla para el Módulo Logístico, basado en un CBM activo y una exclusa desde la cual se extraen los experimentos a instalar en el exterior. Y en cuanto al nuevo brazo, denominado JEMRMS, Sistema de Manipulación Remoto del JEM, tiene dos partes, una principal de 9,9 metros de largo con un codo en el centro, y una segunda de 1,9 metros con una agarradera para coger los experimentos a colocar en el exterior, siendo compatible de las agarraderas usadas por el Canadarm2. Su instalación fue realizada por el Canadarm2, quedando situado en el muelle de babor del Harmony, para después recolocar el Módulo Logístico. La

tercera misión, STS-127 Endeavour, elevó la denominada Instalación Expuesta, una sección no presurizada con forma de bandeja de 5 metros de ancho, 5.2 de largo y 3.8 de altura, contando a su alrededor con hasta 12 puntos de anclaje para distintas cargas útiles, siendo dos para más subsistemas del Kibo, uno para almacenamiento temporal y el resto, para experimentos. Esta zona es ideal para situar instrumentación, tanto para la observación terrestre como para misiones astronómicas y astrofísicas, y se basan en un ORU que proporciona recursos de energía, datos y control termal a cada instrumento situado allí. Junto con esto, también voló la Sección Expuesta, cuyo propósito es el almacenamiento de hasta tres cargas útiles externas, y posee unas medidas de 4.9 metros de ancho, 2.2 de alto, con cargas instaladas, y 4.1 de largo, desplazando 1.2 toneladas. La Instalación Expuesta se ha convertido en el lugar favorito en el que instalar instrumentos científicos. Al basarse en módulos rectangulares alrededor de un ORU, se puede instalar allí cualquier cosa. Esto ofrece oportunidades no solo de nueva ciencia, también de prueba de nuevas ideas. De hecho, la tercera cámara hiperespectral en volar a la órbita terrestre para observación de nuestro planeta fue instalada allí, así como el primer láser ultravioleta. Actualmente hay tres instrumentos de observación terrestre, todos de la NASA (ECOSTRESS, GEDI y OCO-3) y tres dedicados a estudios astrofísicos (CREAM, MAXI y CALET). Huelga decir que Kibo también está siendo muy usado en tareas científicas actualmente.

Entre las misiones para instalar totalmente el Kibo, también llegaron otros dos elementos muy importantes al complejo. Al mismo tiempo que el Módulo Logístico de Experimentos, llegó a la ISS el Manipulador Diestro de Propósito Especial, o Dextre. También diseñado y construido en Canadá, como el brazo robótico principal, la misión de Dextre, inicialmente, es el de intercambiar ORU, liberando así a los astronautas de realizar paseos espaciales. Mide 3.7 metros de alto, una anchura de 2.37 metros, y cuenta con dos brazos de 3.51 metros de largo, y el paquete completo pesa unos 1710 kg. La estructura cuenta con dos agarraderas idénticas a las del Canadarm2, de hecho, puede ser instalado en su extremo, o acoplarse a cualquiera de las agarraderas que hay por toda la estructura externa. El sistema rota con una suerte de junta de

"cintura", y cada brazo, con una libertad de movimientos casi idéntica a la del gran brazo robot de la estación, cuenta con una herramienta en su extremo para intercambiar las ORU cuando llega el momento. Cada herramienta cuenta con agarradera, sistema de enchufe retractable, cámara de televisión en blanco y negro, sistema de iluminación y una conexión umbilical para transferir energía, datos y vídeo a cada ORU, moviendo un brazo cada vez. En su estructura, además, hay cámaras a color con luces propias, plataforma de almacenaje de ORU, y una funda de herramientas, para adaptarse al tipo de ORU a instalar y desinstalar. En el 2011 recibió más herramientas para su uso en futuras misiones de repostaje robótico en órbita. Muy útil. El otro elemento vital colocado en el complejo fue la última estructura de la viga principal, la S6 (Estribor 6), con el último juego de paneles solares, durante la misión STS-119 Discovery, en marzo del 2009.

Ningún componente ruso había alcanzado la ISS desde el 2001, y ya iba siendo hora. Antes del fin de la instalación del Kibo, se realizaron dos paseos espaciales para preparar el punto de acoplamiento superior del Zvezda para el nuevo módulo ruso, incorporando antenas de acoplamiento Kurs, conectores eléctricos, un objetivo de acoplamiento y una cubierta del cono cónico de acoplamiento. Con el emplazamiento listo, solo quedaba esperar que el nuevo añadido estuviera listo. El llamado Mini Módulo de Investigación 2 (MRM2) o Poisk (Búsqueda) fue lanzado el día 10 de noviembre del 2009 desde Baikonur a bordo de un Soyuz-U y a través de la Progress M-MIM2, cargado con nuevos víveres

para la dotación de la estación, llegó dos días después, acoplándose en su posición, el inverso al del Pirs. Es en esencia una casi copia del propio Pirs, con unas medidas de 4 metros de largo, 2.55 de diámetro máximo, un peso en báscula de más de 3.600 kg, y un volumen interno habitable de 14.8 metros cúbicos. Cuenta con dos puertos de atraque (uno ya usado para su instalación, el otro para el atraque de naves Soyuz y Progress) y proporciona dos escotillas para paseos espaciales, siendo el tercer módulo para estas tareas tras el susodicho Pirs y el estadounidense Quest. Junto con esto, también tiene mínimas capacidades científicas, tanto dentro, como fuera, incorporando puntos de anclaje para hasta dos experimentos y sus interfaces energéticos y de datos. Se hizo necesario un paseo espacial para finalizar la instalación y dejar listo el módulo para recibir naves visitantes, con la primera acoplándose a los pocos días. La razón de Poisk es, como ya indicamos, reemplazar al Pirs, porque será liberado para dejar espacio a un nuevo módulo, más grande. 

Antes de añadir nuevo espacio habitable, llegaron dos elementos cuya tarea es la de almacenar distintos tipos de cargas útiles, desde ORU hasta instrumentación científica. Denominados ELC, o Soportes Logísticos ExPRESS, son estructuras no presurizadas que incluyen no solo interfaces mecánicos, también energía eléctrica y servicios de manejo de comandos y datos para lo que se instale en ellos. La misión STS-129 Atlantis subió, también en noviembre del 2009, los dos primeros. Con unas medidas de 4.9 x 4.3 metros, el ELC-1 desplaza una masa de 6282 kg., y el ELC-2 6078 kg. ELC-1 quedó instalado en la estructura P3, en su parte inferior mirando a la Tierra, y cuenta con nueve posiciones distintas para albergar hardware. La ELC-2 se encuentra montada en el segmento S3, posición superior, y también dispone de nueve zonas de instalación, siendo la número siete de esta estructura la que alberga el instrumento astrofísico NICER. Con posterioridad, otros dos ELC fueron instalados en el complejo.

El último nodo fue el siguiente componente en alcanzar el complejo. Previsto inicialmente para soportar otros módulos, posteriormente cancelados, el NODO-3 se convirtió en la ubicación de sistemas cruciales de la ISS, además de añadir puntos de anclaje para algún que otro elemento temporal o definitivo. Bautizado como Tranquility, este es el tercer nodo de interconexión, más grande que el Unity, con casi 7 metros de largo, 4.5 de diámetro y desplaza una masa de casi 13 toneladas. Como el resto de nodos posee cuatro puertos en todo el diámetro de su estructura, y dos en sus extremos, además de el puesto de fijación principal del Dextre. El interior, muy similar al del Harmony, con ocho armarios estándar. Cuando se lanzó, solo había cinco, dos de aviónicas, y tres para carga, el resto de posiciones

vacía. Junto con este módulo, viajó otro elemento de la estación, muy importante y especial: la Cupola, el primer módulo de sus características que es elevado al espacio. Con 1.5 metros de alto y 2 de diámetro, pesa 1.880 kilos, y posee 7 ventanas realmente complejas (una circular de 80 cm de diámetro, y el resto trapezoidal), con cuatro capas diseñadas para resistir los impactos de micrometeoritos y basura espacial, y que tiene cada una tapa de protección que estarán colocadas cuando no se use. Además,  un segundo juego de los sistemas de control del Canadarm2 quedaron instalados en este módulo. Los dos módulos volaron acoplados, con la Cupola situada temporalmente al CMB activo en el extremo del Tranquility, y protegido dentro de una manta termal. La misión STS-130 Endeavour, de febrero del 2010, se encargó de la entrega e instalación, transfiriendo la combinación Tranquility/Cupola al muelle de babor del Unity. Allí, el muelle superior del Tranquility queda cancelado, al estar demasiado cerca de la viga de la estación. Posteriormente la Cupola fue recolocada para quedar situada en el puerto inferior del propio Tranquility, así dándole una vista extraordinaria de la Tierra. Con la instalación externa completa, se equipó el interior con seis armarios ya existentes en el complejo: el segundo juego del sistema de revitalización de aire (con

estudios de composición de la atmósfera y eliminación de dióxido de carbono), el sistema de generación de oxígeno, armarios 1 y 2 del sistema de recuperación de agua para procesado de orina y agua, el compartimento de desperdicios e higiene, véase el lavabo, además de instalar una segunda cinta de correr y un equipo avanzado de ejercicios para que los astronautas combatan los efectos de la microgravedad. Gran parte de los sistemas instalados en Tranquility están allí para posibilitar la habitación de una dotación de hasta seis miembros. En cuanto a la Cupola, no solo es uno de los lugares recreativos favoritos para los astronautas, lo que les permite poner en práctica sus habilidades fotográficas, también es el puesto primario desde el que manipular el Canadarm2, principalmente cada vez que se emplea para capturar, y después liberar, naves de carga visitantes, como las Dragon, Cygnus y Kounotori, además de permitir cierto control de los paseos espaciales. 

Tras una misión logística en marzo, llegó el momento de un nuevo módulo ruso. Interesantemente, este es lo bastante pequeño y ligero como para haber sido elevado en una misión del transbordador. Este módulo llegó como medida casi de emergencia para el segmento ruso. Tras la cancelación de los dos módulos de investigación rusos, este lado del complejo se quedó con solo tres puertos, porque se planteó instalar un añadido de última hora al segmento americano, que casi anularía el puerto inferior del Zarya. Por otro lado, la agencia rusa Roscosmos había empezado las reformas de un nuevo módulo laboratorio, pero

encargó a la NASA la tarea de alistarlo una vez quedara instalado en el complejo. Para resolver ambas situaciones, se construyó este pequeño añadido. Llamado Rassvet, el también conocido como  Mini-Módulo de Investigación 1, es una estructura de 6 metros de largo y 2.35 de diámetro máximo, y una masa de 5.075 kg. Su volumen interno presurizado es de 17.4 metros cúbicos, aunque el realmente habitable es de 5.85, y servirá más que nada como almacén de experimentos, aunque también tiene espacio para que en él se realicen algunos. Rassvet añade un cuarto puerto de acoplamiento estándar ruso, con todo el aparataje necesario para el acoplamiento automático de las naves rusas. Elevado como parte de la misión STS-132 Atlantis, esta nueva pieza del mecano voló con hasta 2900 kg. de carga, tanto interna como externa, lo que incluyen algunos elementos que deben instalarse en el próximo módulo laboratorio, como una exclusa para extracción de experimentos, un radiador, una junta de repuesto y puesto de trabajo portátil para el futuro Brazo Robótico Europeo. El papel actual de Rassvet es primordialmente secundario, y su principal uso es el del acoplamiento de las naves rusas, tanto tripuladas como de carga.

En doce misiones del transbordador, las lanzaderas volaron con un módulo cilíndrico repleto de componentes y elementos que, una vez acoplado a la estación, sería trasladado e instalado temporalmente a uno de los muelles CBM del complejo. Denominados MPLM, o Módulos Logísticos Multi-Propósito, se construyeron tres: Leonardo y Raffaello para transferencia de carga, y Donatello, con la función añadida de transportar experimentos. Los tres, con un diseño similar al módulo Columbus, y unas medidas de 6.4 metros de largo y 4.6 de diámetro, y un desplazamiento de 4.400 kg., eran capaces de elevar hasta 9 toneladas de carga dispuestas en 16 armarios estándar.. En el 2009, se tomó la decisión de dejar uno de los MPLM instalado permanentemente en la ISS, como lugar de almacenaje de provisiones, repuestos, y otros elementos. De los dos que volaron (Donatello nunca lo hizo) se escogió al Leonardo y, tras retornar de la misión STS-131 Discovery de abril del 2010, empezaron las modificaciones, entre ellas el añadir mantas multicapa reforzadas (sacadas del Donatello), montaje de

nuevos escudos de micrometeoritos en los dos conos, modificaciones del sello del CBM pasivo, eliminación de elementos innecesarios, colocación de retroreflectores para vehículos visitantes, entre otros cambios. Renombrado PMM (Módulo Logístico Permanente) Leonardo, ahora declaraba una masa de 9896 kg., sin tener en cuenta la carga interna. La misión STS-133 Discovery (la última de este transbordador) de febrero del 2011 fue la encargada de su entrega, y voló con 14 armarios, uno de experimentos, y el resto con carga diversa, incluyendo repuestos. Tras llegar el transbordador, el Leonardo quedó situado en el puerto inferior de Unity, en sustitución del PMA-3 (situado entonces en el

extremo opuesto del Tranquility), aunque su estancia allí no ha durado, ya que en mayo del 2015 fue recolocado a uno de los puertos laterales del NODO-3, mirando hacia el Kibo, donde continua actualmente. La razón del cambio fue liberar el puerto del Unity para permitir acoplar más naves de carga equipadas con el CBM. Además, esta misión del transbordador elevó también el Soportes Logísticos ExPRESS número cuatro, situado en la estructura S3 mirando hacia la Tierra. A diferencia de los dos anteriores, solo cuenta con cinco puntos de acoplamiento, además de un radiador. La carga más importante que alberga la ELC-4 es el instrumento de ciencia terrestre SAGE-III on ISS, para estudios atmosféricos,  que lleva en la estación desde el 2017.

La última misión de montaje realizada por un transbordador fue la STS-134 Endeavour de mayo del 2011, la penúltima de las lanzaderas. En ella se instalaron tres componentes. El principal fue el Espectrómetro Magnético Alfa, AMS-02, cuyo propósito es el de buscar antimateria y materia oscura, entre otros objetivos. La decisión de colocar este aparato allí arriba fue por sus requisitos energéticos y sus dimensiones. Con una masa de 7500 kg. y un consumo energético de 2.500 vatios, no hay plataforma de satélite que pueda acomodar algo así. Con energía de sobra y abundantes puntos de anclaje, su situación en la viga de la estación, adyacente a la plataforma ELC-2 de la estructura S3, es la localización ideal. Lleva trabajando desde entonces, proporcionando algún descubrimiento notable. Un segundo componente necesario que se colocó en esta misión fue la estructura

ELC-3. Con una masa de más de 6 toneladas, quedó situado en la estructura P3, posición superior, y cuenta con ocho puntos de anclaje. El elemento más importante albergado allí es el sistema de medición de irradiación solar TSIS-1, un paquete que combina un instrumento de monitorización de la irradiación solar total y uno que sigue la irradiación espectral solar, dos instrumentos cuya herencia data de la misión SORCE, aún activa. Situados en una plataforma móvil para seguir el Sol, lleva en el complejo desde diciembre del 2017. Para terminar, el último elemento dejado por el transbordador es el denominado OBSS, el mástil de sensores del transbordador, elemento construido para que los transbordadores pudieran revisar el escudo de reentrada tras el lanzamiento y

previo al aterrizaje, tras la tragedia del Columbia. La realidad es que este elemento, de algo más de 15 metros de largo, y equipado con cámaras y sistemas de medición láser, tiene la ventaja de poder ampliar el alcance del Canadarm2 para llegar a zonas lejanas. Para ello fue modificado, siendo la principal una fijación de agarre compatible con el brazo robótico de la estación, quedando situado en la estructura S1. Si esta misión es famosa es por las espectaculares fotos tomadas del complejo desde la Soyuz TMA-20, por el astronauta italiano Paolo Nespoli, siendo las únicas que hay de la ISS tomadas desde la distancia con un transbordador acoplado a la estación. Finalmente, la misión STS-135 Atlantis, en julio del 2011, realizó su última misión, logística, dando por finalizadas las obras.

Desde ese momento, nada nuevo se añadió a la infraestructura de la estación, más allá de instrumentos científicos o unidades de repuesto, pero todavía quedaban algunos puertos de anclaje sin usar. No fue hasta el 2016 que la ISS recibió más espacio habitable, en la forma de un módulo único: BEAM, Módulo de Actividad Ampliable de Bigelow, diseñado y construido, en su mayoría, por la firma Bigelow Aerospace. Se trata de un módulo construido a partir de materiales flexibles que, una vez en el espacio, se les inyecta aire y se inflan como un globo. Esta tecnología fue ideada por la NASA como módulos TransHab, y en un momento, se pensó en un módulo específico para albergar zonas dormitorio para la estación, hasta que se prohibió por ley, en el año 2000, que la NASA desarrollara esa tecnología. La patente y los derechos de TransHab fueron comprados por Bigelow Aerospace, y en los años 2006 y 2007 se lanzaron dos módulos inflables para demostrar su viabilidad. No fue hasta el 2010 que la NASA volvió a interesarse en los módulos inflables y, a finales del 2012, firmó un contrato con Bigelow

Aerospace para fabricar BEAM como prueba tecnológica de dos años. El resultado es un módulo pequeño, de 4 metros de largo y 3.23 de diámetro. Se ha construido a partir de dos mamparos metálicos (uno, con un CBM pasivo), una estructura de aluminio y múltiples capas de tejido flexible (es secreto de qué está fabricado) con espacio entre capas, y teóricamente, es capaz de soportar impactos de micrometeoritos y de proporcionar una adecuada protección a la radiación. Sin ventanas y sin energía interna, su volumen habitable, plenamente inflado, es de 16 metros cúbicos. Dada su naturaleza, podía ser plegado para ser albergado en una cofia de cohete convencional o, como fue el caso, en el tronco no presurizado de la nave de carga Dragon que lo envió al complejo, con unas medidas de 2.16 de largo y 2.36 de diámetro. El lanzamiento se produjo el 8 de abril del 2016, y la nave Dragon alcanzó el complejo dos días después, y hasta el 16 no fue sacado de la nave de carga y situado en su lugar, el muelle del Tranquility opuesto a donde se instaló después el PMM Leonardo. Pasó un mes así hasta que finalmente fue inflado, tras un intento fallido como consecuencia de haber estado en Tierra demasiado tiempo esperando su billete. Entrando en BEAM pocos días después,

los astronautas instalaron dentro equipo de monitorización, desde medidores de radiación hasta detectores de impactos de micrometeoritos. En un principio, la misión de prueba debería haber durado dos años, pero allí sigue, y los datos recogidos hasta la fecha revelan que no tiene nada que envidiar a los módulos rígidos, en cuanto a resistencia y a los niveles de radiación. Ahora se usa para almacenamiento, ya que hay pocos lugares en los que poder guardar cosas. Los astronautas no pasan allí mucho tiempo: permanece cerrado casi siempre, y la dotación solo entra para tomar mediciones y acceder a la carga allí guardada.

Es el momento de hablar del futuro. Existen planes de añadir más componentes, más pronto que tarde. No antes de agosto del 2020, una nueva exclusa llegará. Exclusa por llamarla de alguna forma. La empresa Nanoracks lleva desde el 2010, al menos, operando en el entorno de la ISS en ámbitos como lanzar satélites diminutos (los célebres Cubesats) además de ofrecer oportunidades científicas que situar en microgravedad, tanto dentro como fuera del complejo. Yendo más allá, esta firma, de acuerdo con la NASA y demás socios, ha desarrollado un nuevo módulo para su instalación en la ISS: el Módulo Exclusa Bishop. Construido entre la propia Nanoracks, Thales Alenia Space y Boeing, no se trata en realidad de un módulo con compuerta al exterior, sino algo muy distinto. Es una estructura en forma de domo, terminada en un CBM pasivo. Tiene un diámetro 2.11 metros, una longitud de 1.78 metros y un volumen interno de casi cuatro metros cúbicos. Su tarea es la de servir de plataforma tanto para experimentos, tanto en su interior como en su exterior (acepta hasta seis cargas externas) y para el lanzamiento de satélites, no solo Cubesats, sino también minisatélites de mayores dimensiones. Con su

acoplamiento previsto en el extremo del Tranquility, anteriormente ocupado por el PMA-3, será un módulo inicialmente no presurizado, pero que podrá recibir atmósfera para que la dotación introduzca en el distintas cargas que situar en el exterior, además de los minisatélites previstos a lanzar. Cuando todo esté preparado, se despresurizará, y será agarrado por el Canadarm2 (cuenta con dos agarraderas para él), desacoplado, y en el caso de lanzamiento de satélites, situado en la posición óptima. Si tiene que aceptar cargas externas, puede ser llevado hacia alguna de las secciones de la viga de la estación, sujetado allí, y con ayuda de Dextre, colocarle los distintos experimentos. Tanto en el exterior como en el interior hay soportes mecánicos, de energía y datos para mantener activas las distintas cargas situadas en Bishop. Viajará al complejo dentro del tronco no presurizado de una nave Dragon de SpaceX, en la misión de abastecimiento número 21 de esta compañía al complejo. El siguiente, se espera, debe ser el componente ruso más esperado.

Como hemos mencionado el FGB Zarya fue financiado por la NASA. En caso de que el lanzamiento hubiera fracasado, la agencia americana proporcionó fondos para un reemplazo virtualmente idéntico. Este módulo, referido generalmente como FGB-2, terminado al 70%, permaneció almacenado en un entorno controlado por si alguien quería hacer algo con él, y aunque hubo ideas, no fructificaron. Con la cancelación de parte de la infraestructura rusa para el complejo, en el 2004 se decidió transformar el FGB-2 en otra cosa completamente distinta: el Módulo Laboratorio Multipropósito. El contrato definitivo se firmó entre la

Fuente: http://www.russianspaceweb.com

agencia espacial rusa y la constructora del módulo en el 2006, y las reformas en el nuevo MLM se iniciaron en el 2007, con una fecha de lanzamiento prevista para el 2009. ¿Qué ha pasado hasta ahora? Problemas múltiples. Para transformar el FGB-2 (esencialmente, un módulo de almacenaje y de paso, con tanques de combustible y propulsores) en una instalación científica ha habido que retirar mucho aparataje. El interior es totalmente distinto, más espacioso (hasta 70 metros cúbico de volumen presurizado), formando un habitáculo capaz de albergar hasta 12 estaciones de trabajo para instrumentación y experimentos, además de contar con sistemas de servicio para el segmento ruso (soporte vital, control de actitud y propulsores), además de un nuevo ordenador multifunción, más avanzado que el del Zvezda. Entre otros elementos con los que contará será un área de descanso, con dormitorio para astronautas, así como cocina y lavabo. Otras modificaciones están en el exterior, con posiciones para situar experimentos, soporte para el Brazo Robot Europeo ERA y una exclusa para sacar experimentos al exterior. Para ello, el compartimento de acoplamiento de forma esférica ha sido modificado y el segundo puerto de atraque (que en el Zarya ahora ocupa el Rassvet) ha sido sustituido por la antecámara de la exclusa, ya que este compartimento en sí ya está en la estación: voló con el Rassvet. Con una masa de algo más de 20 toneladas, y unas medidas de 13.1 metros de largo y 23.9 de envergadura con sus paneles solares desplegados (otra característica que conserva) deberá ser lanzado por la última versión del más potente cohete ruso, el Proton-M. En cuanto a los problemas, muchos. la fecha original del 2009 no se cumplió. Sin motivos aparentes, el lanzamiento del módulo, que ha sido bautizado como Nauka (Ciencia en ruso), pasó a diciembre del 2011, luego a la primera parte del 2012, para después en el 2012 pasarlo al 2014. Si bien parte de estos aplazamientos fue por las enormes modificaciones practicadas al módulo, el primer problema serio fue el descubrimiento de una válvula del sistema de propulsión con fugas, por lo que hubo que desmontar medio módulo para llegar a ella y cambiarla. Total, nueve meses más, y el lanzamiento más allá del 2015. Nuevo problema: las líneas de combustible estaban contaminadas con virutas de metal. Resultado: cambio total, incluyendo los propios propulsores, que habían superado su periodo de garantía. Solo la fabricación de los propulsores nuevos llevaría ocho meses. Aprovechando todo esto, se han hecho otras modificaciones, no reveladas al módulo, tal vez con la intención de que sirva para el plan ruso de una nueva estación espacial propia, separando su segmento de la ISS para funcionar con independencia. Una nueva inspección reveló un nuevo problema: los tanques de combustible están contaminados por polvo metálico. Más retrasos todavía. Y por si no faltara más, en intento de limpieza no tuvo éxito, por lo que se necesitan nuevos tanques de combustible. El resultado final: el lanzamiento, fijado provisionalmente en noviembre del 2020, se aplazado tres meses más, como consecuencia de la garantía de algunos de los sistemas de a bordo. Con Nauka debe volar al mismo tiempo el ERA ya mencionado. El

tercer brazo robótico de la estación, éste de fabricación europea, mide un total de 11 metros y pesa unos 630 kg. Cuenta con dos miembros, de unos 5 metros de largo, dos mecanismos de agarraderas idénticos, dos muñecas con tres juntas cada una, una junta de codo (cuyo repuesto voló con Rassvet), un ordenador de control central dentro de uno de los brazos, y varios juegos de cámaras y luces. Ha sido fabricado principalmente a base de fibra de carbono e interfaces de aluminio, y se podrá controlar tanto desde el interior de la estación (bastará un portátil) y desde el exterior (el interfaz está ya en la estación, en el Rassvet). Casi como el Canadarm2, podrá moverse entre los diversos interfaces situados en el exterior del segmento ruso, y entre sus tareas están las de ayudar a sacar experimentos de la exclusa del Nauka, ayudar en los paseos espaciales llevando a los astronautas a las zonas de interés (la misma labor que hacen las dos pértigas Strela situadas en los módulos Poisk y Zvezda) e incluso ayudar a instalar, soltar o desplegar paneles solares, además de revisar el exterior de la estación con cámaras infrarrojas. Contará con una libertad de movimientos idéntica a la del Canadarm2, es decir 7 grados, y será capaz de mover cargas de hasta 8000 kg.

Fuente: http://www.russianspaceweb.com / RKK Energia

Cuando se instale Nauka, aproximadamente un año después le tocará a un elemento mucho más pequeño, pero que será de mucha utilidad. El nodo Prichal, también conocido como módulo Ulzovoy, o UM, debe servir al segmento ruso como la sección esférica del módulo núcleo de la Mir: aceptar de todo, desde naves tripuladas y no tripuladas a módulos nuevos. También esférico y con una masa de unos 4000 kg., cuenta con seis puertos, con uno siendo el que se situará en el extremo del Nauka, quedando los otros cinco liberados. Volará en el extremo de una nave de carga Progress modificada a propósito, que será liberada cuando termine su tarea. Este nodo pretende ser, además uno de los primeros elementos de la futura estación rusa OPSEK, como lugar de unión para la nueva infraestrctura, y tal vez, mientras esté situado en la ISS, recibirá un nuevo módulo de ciencia y energía, o NEM, que combina una sección habitable para ciencia y habitación y una sección no presurizada con sistemas de control y generación de energía, con paneles solares de 155 metros cuadrados de superficie activa total. De diseño enteramente nuevo, en el interior usarán los armarios estándar para dar forma a las distintas utilidades internas, desde dormitorios, soportes para experimentos, sistemas de control y soporte vital. Con el primero de estos módulos en fabricación (parece que se han previsto dos), la financiación está retrasando su finalización.

Por el camino, y por distintas razones, diversos elementos se han quedado por el camino. Entre los de la NASA, junto con el módulo centrifugador y el Vehículo de Retorno de la Tripulación (que hubiera servido para la dotación entera del complejo, con capacidad para siete astronautas), el más importante fue el

Módulo Habitación. De medidas idénticas al Destiny, como su denominación indicaba, hubiera albergado todas las instalaciones vitales para los astronautas de la NASA, con dormitorios, cocina, lavabo, ducha e instalaciones médicas, y hubiera contado con dos ventanas y un único CBM pasivo. Los retrasos en su financiación retrasaron su construcción, y el desastre del Columbia provocó su cancelación, cuando ya estaba terminado su casco de presión. Se pensó sustituirlo por uno basado en la tecnología TransHab, pero la idea tampoco cuajó. En fin, ahora las funciones de este módulo se reparten entre los distintos elementos del segmento de la NASA. Y en el lado ruso, también mucho perdido. El más importante de los componentes rusos que se quedaron en tierra fue la Plataforma de Energía y Científica. Formado por una

sección presurizada y una torre sin presurizar, ésta debía entregar gran parte de la energía que el segmento ruso hubiera necesitado. Con ocho paneles solares, y capaz de controlar uno de los tres ejes de la orientación de la estación (contaba hasta con propulsores), su lugar hubiera sido en el muelle superior del Zvezda, el ocupado actualmente por el Poisk. La sección presurizada, de pequeñas dimensiones, apenas hubiera servido para almacenaje e instalación de hardware, tanto interno como externo, incluyendo el brazo robotico europeo. De hecho, parte del diseño de esta plataforma sí se encuentra en la ISS: el módulo Rassvet es en realidad el prototipo construido para la sección presurizada de la plataforma, reformado para su nuevo papel. En fin, tras la pérdida de esta estructura de paneles solares, esto llevó a la cancelación de otros tres: el módulo de acoplamiento universal (que se hubiera acoplado ahí donde está ahora el Pirs, y que hubiera servido para posteriores añadidos al segmento ruso) y dos módulos científicos, obligando además a acordar con la NASA recibir energía de los enormes paneles solares que son su seña de identidad.

En resumen, la ISS no difiere demasiado de la que planeó en la década de 1990, pero algunas capacidades se han perdido, otras se han redistribuido, y otras están tal y como deberían. Como la mayor estructura construida en órbita, es también visible a simple vista desde la Tierra. Primordialmente es un laboratorio científico y un banco de pruebas tanto tecnológicas como de operaciones. Los estudios científicos abarcan biología (especialmente salud humana), medicina espacial, ciencias de la vida, ciencias físicas, de materiales, astronomía y meteorología. Además, está sirviendo para experimentación simulando misiones de larga duración en el espacio, para estar preparados para enviar seres humanos más allá del sistema Tierra-Luna. En total, la ISS ha sido visitada por 238 personas (150 estadounidenses, 47 rusos, nueve japoneses, ocho canadienses, cinco italianos, cuatro franceses, tres alemanes, y uno procedentes de Bélgica, Brasil, Dinamarca, Gran Bretaña, España, Kazajstán, Malasia, Holanda, Suráfrica, Corea del Sur, Suecia y Emiratos Árabes Unidos), y además de los transbordadores de la NASA y las naves Soyuz, otros vehículos visitantes han sido: naves de carga Progress (rusa), ATV (ESA), Kounotori (JAXA) y las privadas Dragon de SpaceX (tanto de carga como para tripulación) y Cygnus de Northrop Grumman, mientras que para el futuro, la nave CST-100 Starliner de Boeing, para transporte de astronautas, la futura nave tripulada rusa, y la variante de carga del minitransbordador Dream Chaser de Sierra Nevada Corp. Su periodo de explotación ha sido prolongada ya dos veces, primero al 2024, y actualmente hasta el 2030