Miedo... y Terror

No es necesario hablar de cómo Asaph Hall descubrió los satélites marcianos, de cómo Angelina Stickney, su esposa, le dio el empujón para evitar que se rindiese, de cómo intentaron robarle el descubrimiento. También, hemos hablado, poco, sobre cómo son, y algo sobre su exploración. Pues bien, puesto que tenemos misión que en el futuro irá para allá con el fin de estudiarlos, y quién sabe si algo más, toca contar en profundidad lo que sabemos hasta ahora de estos dos cuerpos celestes.

Sí, como ya contamos, si se asumió que Marte poseía dos satélites fue por “cálculos matemáticos” antiguos. Y de chiripa, acertaron, la verdad. Pero más allá de ser dos puntos de luz muy débiles que orbitaban el planeta, poco más se sabía de ellos. Y durante los años previos al lanzamiento de las sondas espaciales, sus órbitas fueron muy estudiadas, especialmente la del más interno de los dos, Fobos.

Es apropiado nombrar los satélites del planeta con el nombre del dios romano de la guerra como las personificaciones del miedo y el terror, pero en su nomenclatura griega, curiosamente. Pero, ¿debemos sentir pánico? No, en realidad. Lo que dan, sin embargo, son algunos dolores de cabeza. Veamos por qué.

Es cierto que Mariner 4 fue la primera en pasar cerca de Marte en 1965, pero hubo que esperar a 1969 para tener el primer vistazo, indirecto, de uno de los satélites marcianos. Así fue porque, en una de las imágenes de Mariner 7 vimos una sombra en la superficie marciana. Pertenecía a Fobos, que eclipsaba al Sol y, por lo que se pudo averiguar sobre esa sombra, el satélite resultó ser mayor a lo que se anticipaba. Dos años después, fue el turno de verlos, al fin. Fueron las cámaras de Mariner 9 las que nos mostraron tanto a Fobos como a Deimos, confirmando las sospechas sobre los tamaños de ambos. Y desde 1976, pudimos obtener, gracias a los orbitadores Viking, imágenes más cercanas que nos permitieron cartografiar sus superficies.

Una década después, la última misión de espacio profundo de la Unión Soviética apuntó a investigarlos en profundidad. Pero, como no podía ser de otro modo, fallaron. Ya lo contamos: la primera se perdió por un fallo en la programación, y la segunda… Bueno, sigue sin saberse a ciencia cierta. Antes de desaparecer, eso sí, obtuvo buenas imágenes de Fobos.

Y desde 1997, no hemos parado de explorar Marte, con toda una retahíla de misiones tanto en órbita como en superficie. Así, orbitadores como Mars Global Surveyor, Mars Reconnaissance Orbiter, y vehículos de superficie, como Spirit y Opportunity, y los más recientes Curiosity y Perseverance, los han estudiado. Más recientemente, nuevas misiones han aportado su granito de arena, como MAVEN y su visión ultravioleta y, más recientemente, la misión Al-Amal consiguió buenas imágenes de Deimos desde su alta percha sobre Marte. Pero la que más nos ha aportado ha sido Mars Express, y sus decenas de sobrevuelos a Fobos desde que llegó, en diciembre del 2003.

De los dos, Fobos es el más próximo a Marte. Orbita a una distancia media de 5989 km., apenas inclinada sobre el ecuador marciano, y tarda siete horas y treinta y nueve minutos en rodear el planeta. Eso es, aproximadamente un tercio del tiempo que tarda Marte en girar sobre sí mismo. Visto desde cerca, Fobos parece una patata angulosa, con unas medidas de 27 x 22 x 18 km. Su superficie está plagada de cráteres, siendo el mayor Stickney, de nueve km. de diámetro. Sólo diecisiete de los muchos cráteres poseen nombres, como Hall, Gulliver, Roche o D’Arrest. También hay una zona que es una Regio, bajo el nombre de Laputa, y otra que ha sido marcada como una Planitia, nombrada Lagado, ambas sacadas de Los Viajes de Gulliver. Lo más interesante de Fobos son sus surcos radiales, que parecen tener su punto de origen en el cráter Stickney. Por las mediciones, parece ser una pila de rocas, con mucho espacio vacío en su interior. Esto se sabe gracias a su densidad, de 1.88 gramos por centímetro cúbico, con una porosidad aproximada del 30%. Como es norma, su gravedad es extremadamente baja: un ser humano, en su superficie, apenas pesaría unos gramos.

Luego tenemos a Deimos. Más pequeño (15 x 12.2 x 11 km) más parece una lisa haba. A diferencia de Fobos, su superficie está apenas craterizada. Orbita Marte desde una percha más racional, a una distancia media de 23.460 km., tardando 30.4 horas en completar un círculo a su alrededor. Como su hermano mayor, es poco denso (1.47 gramos por centímetro cúbico), por lo que también será una pila de rocas más bien porosa. Si en Fobos pesarías poco, en Deimos aún menos. Sólo necesitarías dar un salto para abandonar su entorno. Así de fácil. En cuanto a su geografía, puesto que está tan lejos de Marte, es menos visitado, por eso sólo dos cráteres tienen nombres (Swift y Voltaire).

Y ahora, las preguntas peliagudas: ¿Qué son? ¿De dónde vienen? ¿Cómo se formaron? y ¿Cuál es su futuro? Vayamos al grano.

Al contemplar su aspecto, nos vienen a la cabeza los asteroides; de hecho, el racional tras la misión Fobos fue el de estudiar análogos de asteroides. Aún más, los estudios espectrales muestran que ambos son asteroides carbonáceos, concretamente del tipo D.

Pero esto choca con la realidad, en principio, por sus órbitas. Son prácticamente circulares, ubicadas básicamente en el ecuador marciano. Para conseguirlo, el planeta debe tener una atmósfera considerable. La actual es muy poca cosa, la verdad, si bien en el pasado sí fue lo bastante densa como para ello. ¿Duró lo suficiente como para ello? Todo parece indicar que no. ¿Entonces?

Hay científicos que son partidarios de la teoría del "parto con dolor" (una analogía más bien poco afortunada, a nuestro entender), es decir: el planeta sufrió un impacto que lanzó escombros para formarlos. Es la misma aplicada a nuestra Luna (teoría errónea, a nuestro juicio); para

ello, se basa en el hecho de que la región norte de Marte es una zona más baja que el resto, basándose en datos de gravedad. No tienen en cuenta dos cosas: primero, el borde de esa zona de impacto, súper cuenca la llaman, no es perfectamente circular, sino muy irregular; segunda, usando datos de topografía por láser se ha demostrado que la región norte de Marte es la más plana del planeta, incluso del sistema solar la conclusión es sencilla: esa zona fue un océano pretérito. 

Si basan este argumento del supuesto origen marciano de las lunas, es por datos tomados por sondas recientes, en los que hallaron filosilicatos, abundantes en Marte. Pero lo que estudiaron fue el REGOLITO en Fobos. A ver: si Fobos y Deimos fueran restos del planeta, deberían ser más grandes de lo que son, puesto que ahora son restos agrupados por gravedad y con grandes huecos internos. He ahí el problema: si Marte sufrió un impacto tan gigantesco, ¿y el resto del material? Hay otra razón que podría explicar los filosilicatos en Fobos. No hay más que ver Marte, y todo el sistema solar, para ver que el planeta fue todo un campo de tiro asteroidal, con cráteres de dimensiones importantes como el Sciaparelli o el Herschel, ambos superando los cuatrocientos kilómetros de diámetro. ¿No sería posible, bajo nuestra inexperta opinión, que parte del material excavado llegara hasta los satélites?

Vale, ¿y entonces? Hay otra teoría, muy interesante, que explica la presencia de las lunas en sus órbitas actuales. Sospechan que Marte sí capturó un asteroide, pero éste fue el que sufrió el impacto y, los restos, entonces, formaron discos de restos que crearon Fobos y Deimos. Eso explicaría sus órbitas.

Hay un aspecto de la órbita de Fobos que merece una explicación. Como hemos dicho, órbita en muy poco tiempo el planeta. Cualquiera que lo vea desde la superficie (fácil gracias a los actuales rovers) descubre que el satélite emerge por el oeste, corre por el firmamento celeste marciano en unas tres horas, y desaparece por el este, repitiendo función horas después. Sí, da la sensación de que es un satélite retrógrado. Pero no, la realidad es bien sencilla: va más rápido que la rotación marciana. Y eso le provocará, a la larga, un problema. 

Si os decimos que en el futuro Marte tendrá un anillo, ¿cómo os quedáis? Pues si, porque Fobos está acelerando, lenta pero seguramente. Eso significará que, según el llamado Límite de Roche, la gravedad marciana será tan fuerte que superará la de la propia de Fobos, a su energía orbital. Resultado el satélite se desgajará, adornando el planeta. Como prueba, están los acercamientos de Mars Express, en los cuales Fobos siempre está levemente más adelantado de donde se calcula que debía estar. Triste fin le espera.

¿Y Deimos? Su futuro es opuesto. A diferencia de su hermano mayor, orbita más lento que la rotación marciana, y cada vez más. Eso significa que, con el tiempo, romperá el agarre gravitatorio con el planeta, para así vagar por el sistema solar.

Si alguna vez pisáis Marte, no lo hagáis en las zonas de altas latitudes, ni en los polos. Jamás les veréis. Para aquellos que escojáis el ecuador o regiones cercanas, apenas aparecerán más brillantes que estrellas, necesitando telescopios para verlos bien. Si no me creéis, mirad las imágenes de nuestros recursos en superficie, pasados y actuales. Ah, y si bien los eclipses de Fobos al Sol son frecuentes, nunca serán totales. Y de Deimos, más serán tránsitos que propios eclipses.

Ah, y en una nota, digamos, pintoresca, en los años 1960, un científico soviético afirmó que Fobos estaba hueco porque es un objeto artificial, una suerte de base, de estación espacial. Datos posteriores demostraron que no era así. Curioso, ¿no?

Y este rollo, ¿a cuento de qué?

Si todo va bien, la siguiente ventana de lanzamiento se abre el año que viene, y JAXA la va a aprovechar para enviar su misión MMX, el Explorador de las Lunas Marcianas. Es una misión ambiciosa cuyo objetivo es obtener muestras del regolito del satélite. Con cooperación de la agencia francesa CNES, el centro aeroespacial alemán DLR y la NASA, investigará el satélite, se posará, soltará un rover, y tomará muestras usando dos sistemas diferentes. Y si hay tiempo podría estudiar Deimos también, antes de retornar a la Tierra con su restos valiosa carga. Un objetivo ambicioso para la segunda misión japonesa a Marte.

Pues aquí les tenemos: sus certezas, sus incógnitas, sus futuros. Fobos se ha mostrado hostil a cualquier desembarco. ¿Se dejará esta vez?

Ventana al espacio (CLXXIII)

 El Cúmulo Virgo con la galaxia M87 en su centro (XMM-Newton)

Los rayos incógnita: XRISM

Todos estaban muy contentos con el lanzamiento de Hitomi, y más con sus primeros resultados preliminares. Pero de la gloria a la tragedia sólo había un paso. Y le pasó cuando desplegó uno de sus elementos principales. Este despliegue causó algo que no tuvieron en cuenta: un cambio de masa. Y esto generó un problema a la hora de maniobrar, causando una rotación incontrolable, llevando a su disgregación. La decepción fue mayúscula.

Inasequibles al desaliento, el personal del proyecto tomó la decisión de volver a construirlo. Contactaron con los gestores de JAXA, con sus homólogos de la NASA, con otros en la ESA... Y hubo suerte: acabó por autorizarse en el verano del 2017.

Bajo el acrónimo inicial de XARM, Misión de Recuperación de Astronomía en Rayos X, el trabajo se inició, decidiendo descartar aquello que causó el problema. Otra decisión fue la de enfocarse exclusivamente en los rayos X, y aún más, en la espectroscopia en esta longitud de onda, en alta resolución. En resumen, una misión más sencilla, pero de una importancia crucial.

¿Exageramos? Para nada. Si echamos un vistazo a las actuales en rayos X, la más moderna tiene más de una década. Los más importantes ya superaron la segunda década de vida hace rato. Sí, funcionan bien, pero, ¿hasta cuando? Teniendo en cuenta que los observatorios de nueva generación no los esperamos hasta la década siguiente, necesitamos un puente.

XRISM es este puente. Y la misión apunta a observar algunos de los lugares más calientes y energéticos del cosmos.

La Misión de Imágenes y Espectroscopia en Rayos X se ha desarrollado partiendo de las misiones anteriores, como ASCA, ASTRO-E, Suzaku y Hitomi. Su bus es

otra repetición, con una forma alargada generada a partir de una placa base y ocho paneles laterales que cierran la estructura, y la sección de los telescopios en el extremo delantero. Mide ocho metros de alto, tres de diámetro y nueve de ancho con los paneles solares desplegados. La única sección desplegable son sus paneles solares. En el interior, está casi todo lo necesario para que funcione, con computación y almacenamiento, comunicaciones (Bandas-S y -X), control de actitud triaxial y propulsión, generación y gestión de la energía (contando con un par de baterías de ion-litio), y control termal. Con respecto a su antecesor, sólo cuenta con dos instrumentos. El principal es el espectrómetro de rayos X, aquí llamado Resolve. Es, en esencia, una reconstrucción del de Hitomi, con algunos elementos nuevos. La base es un conjunto de microcalorímetros como detectores, los cuales necesitan estar a temperaturas criogénicas (-273.1 ºC) para funcionar y entregar la ciencia prometida. A un criostato con helio líquido súper fluido, se añade una óptica de rayos X tipo Wolter 1, y una rueda de filtros de seis

posiciones: uno con una pieza de molibdeno gris para reducir el brillo de las fuentes; de berilio para filtrar la energía no deseada; de polo ido y aluminio para evitar contaminación ambiente; de calibración con una fuente radioactiva de hierro-55; y dos posiciones abiertas. Resolve observará el universo X entre los 0.3-12 keV, y una resolución energética de 5-7 eV. El segundo instrumento es la cámara de rayos X, denominada Xtend. Una óptica de rayos X sirve a una cámara equipada con una serie de sensores CCD. Con respecto a Hitomi, es un nuevo desarrollo a partir del de Hitomi, con mejores características y resolución, contando con un campo de visión muy grande, superior a tamaño al de la Luna llena. Observará el cosmos entre los 0.4-13 keV. Servirá para dar contexto a Resolve. No hay telescopio de rayos X duros, ni detector de rayos gamma. Sobre las ópticas, son idénticas para ambos instrumentos. Son sistemas de incidencia

oblicua, formados por cuatro cuadrantes formados por 203 elementos. Todo unido crea los cilindros concéntricos. La longitud focal de ambos sistemas es idéntica, de 5.8 metros. Volviendo a Resolve, será el cuarto intento de situar este tipo de sistema en el espacio, tras los fiascos anteriores. Su masa de lanzamiento será de 2.3 toneladas.

Se lanzará desde Tanegashima, empleando un cohete H-IIA. La fecha es la del día 26 de agosto, y apunta a una órbita de 550 km., inclinada 31° con respecto al ecuador terrestre. Y además, con él va un demostrador tecnológico con destino a la Luna llamado SLIM. 

Apunta a ser un observatorio de todo uso, si bien apunta a resolver enigmas en tres temas: la estructura y la evolución del universo; la creación y distribución de elementos pesados; y cómo circula y se transporta la materia y la energía en entornos de potentes gravedad, campos electromagnéticos y ondas de choque. Las zonas de estudio son, por ejemplo, los cúmulos galácticos, estrellas masivas y calientes, remanentes de supernovas, agujeros negros o binarias de rayos X de alta masa. Su misión primaria durará tres años, y más si promete.

Creo que sólo nos queda cruzar los dedos, deseando una misión sin problemas. Suerte.

El susto

 Ya lo habréis escuchado en las noticias. Si no, lo recordamos: se perdió el contacto con Voyager 2. A ver, cuando se trata de una sonda tan vieja, la que más que funciona actualmente, cualquier estornudo, por así decirlo, provoca titulares internacionales. Sin embargo, no ha sido tan grave como los medios de comunicación nos hicieron creer. Aún más, siempre llegaron tarde a la hora de informar. En fin...

Es obvio: las sondas Voyager están en la auténtica porra de nosotros, más allá de la heliosfera. Son obras maestras de la tecnología... de la década de 1970. Trabajar actualmente con ellas es casi una pesadilla, con códigos obsoletos hace décadas, e instrumentos que, reconozcámoslo, carecen de la resolución de los sistemas actuales. Eso no impide que nos entreguen resultados únicos desde el lugar en el que están. Por eso son tan valiosas.

Una parte integral de un vehículo espacial es su sistema de comunicaciones. Y en el caso de Voyager 2, es casi parte integral de su sistema de orientación. Nos explicamos. Es cierto que la sonda puede estar orientada hacia cualquier sentido pero, si queremos recibir su flujo incesante de datos, mejor que esté apuntando hacia nosotros, y cuánto más lejos, mejor. Es una sonda estabilizada en sus tres ejes, pero que también puede rotar sobre sí misma. Al contar con una antena fija, la sonda rota alrededor del eje de la antena, lo que significa que siempre apunta hacia el interior del sistema solar. En el caso de esta misión, cuenta con dos tipos de antenas: baja ganancia y alta ganancia. La de baja, como habremos explicado alguna vez por aquí, usa toda la potencia de su transmisor para crear un patrón de forma de semiesfera. Lo que significa que irradia toda la información que genera en todas esas direcciones. Si una antena terrestre recoge esta señal, sólo obtendrá una pequeñísima fracción de esa energía, con muy poca cadencia de datos. Esa fue la maldición de Galileo. La de alta, como la parabólica de Voyager 2, usa toda la potencia de su transmisor para generar un haz de comunicaciones muy estrecho y enfocado. Por supuesto, al ser cogido por una antena terrestre, detectará casi toda la señal desde la sonda, incrementando así la cadencia de transmisión y, por ello, de los datos entregados. Pero si resulta que la sonda está a semejante distancia de nosotros, cualquier desvío mínimo supone perder la señal.

Ahora mismo, Voyager 2 esta a casi veinte billones de km. de casa. En términos más sencillos, a 133.4 unidades astronómicas de nosotros. Siguiendo el límite universal de la velocidad de la luz, una señal que nosotros le enviemos tarda 18 horas y 29 minutos. Eso significa que, para recibir respuesta, se tarda prácticamente lo mismo. Pues bien, por si no lo explicaron los medios de comunicación, lo haremos nosotros: el pasado día 21 de julio, como suele ser habitual, se envió un paquete de comandos hacia ella. No sabemos si por error, o por qué, pero entre los comandos había uno que provocó un pequeño cambio de orientación, con la antena apuntando dos grados lejos de la Tierra. Resultado: no podíamos recibir su señal, ni enviar comandos. Se hizo el silencio. Hay que explicar una cosa: cada poco tiempo, la sonda está programada para reorientarse siguiendo la posición de la Tierra con respecto a ella. Ese comando provocó una reorientación prematura, de ahí el problema. La sonda estaba bien, sin embargo.

¿Qué hacer?, se preguntaban en la misión. Podían esperar, sí, a que la sonda se reorientase sola. La siguiente maniobra, eso sí, no ocurriría hasta el 15 de octubre. Mucho tiempo sin datos, la verdad, puesto que no los almacena a bordo como consecuencia de su régimen de energía. Puesto que, dada su posición, sólo el complejo DSN de Canberra es el único que puede contactar con ella, se pusieron a trabajar para intentar dar con la señal desviada de la sonda. Como los otros dos complejos, de California y Madrid, el de Canberra cuenta con varias antenas, siendo el enorme plato de 70 metros de diámetro su oído más sensible, a los que hay que añadir otras de 34 metros. Hace tiempo se ideó una estrategia de conjuntar antenas, por lo que se hacía al complejo mucho más sensible. Y con mejoras recientes, las antenas de 34 metros se acercan en sensibilidad a la más grande. Así, conjuntando antenas, y dirigiéndolas a la posible localización de la señal de la sonda, se inició la búsqueda. Y allí estaba.

Resulta curioso que la prensa anunciara que se había perdido el contacto justo cuando la NASA lo recuperó. A ver, no era la señal total, sino una señal portadora, muy débil, que lo único que nos decía era que seguía funcionando, y seguía en trayectoria. Entonces, ¿la dejamos como está? Decidieron probar una cosa: si conjuntando antenas pudimos recibir la señal,  ¿no sería posible enviar un comando para que se reorientase tal y como estaba el 21 de julio, antes del envío? Eso se decidió y, usando la potencia de las antenas conjuntadas, se "gritó" el comando a Voyager 2. ¿Funcionó?

La exploración espacial ha enseñado paciencia a todos los involucrados. Para recibir respuesta, tuvieron que esperar unas larguísimas 37 horas para recibir, o esperar recibir, la respuesta de que la sonda había recibido el comando, y se había reorientado. Pues bien, el 4 de este mes, las antenas comenzaron a recibir datos científicos y de telemetría de Voyager 2. Todo acabó en un susto.

No debemos despistarnos, sin embargo. ¿Cuánta vida le queda? Como a su gemela, muy poca. Los RTG están casi en las últimas, y eso que se han inventado ideas creativas para maximizar el tiempo que permanecen en funcionamiento. Pero esta década será su canto de cisne, quedándonos con su legado. Mientras sigan allí, pues todo lo que consigan, pues bienvenido será. Sus datos, actualmente, son únicos, y si pensamos en enviar otra sonda hasta allí, donde están, tardaría mucho tiempo en alcanzarlo. 

Lo dicho: susto.

Ventana al espacio (CLXXII)

 

La Tierra desde la Luna, desde Danuri, 28 de diciembre del 2022.

Ventana al espacio (CLXXI)

 La nebulosa NGC 2174, desde WISE. (Fuente: NASA/JPL-Caltech/WISE Team)

Bajo el rojo: Euclid

Os puede parecer extraño, pero lo que podemos ver, percibir, oler, hasta saborear, supone un pequeño porcentaje de lo que da forma al universo. Aún más, al ver las imágenes de galaxias, cúmulos de galaxias, y más, resulta que todo eso, no es más que el 5% de todo lo que da forma al mismo universo. ¿Qué es el resto?

Los cosmólogos han dado con dos términos para describir aquello que falta, pero que no tienen ni remota idea de qué puede ser. 

A lo que vemos lo llamamos materia normal. Los átomos la forman, al final, para dar forma a, al final, en galaxias. El problema aparece cuando, al calcular la masa total de una galaxia mediante el conteo de estrellas, el resultado no cuadra. Resulta que las estrellas se mueven más deprisa de lo que deberían. ¿Por qué? Porque hay más masa en las galaxias de la que se puede suponer sólo teniendo en cuenta las estrellas que posee. De hecho, a partir de las mediciones de gravedad hechas, hay DIEZ veces más masa de la que debería. Es más, teniendo en cuenta únicamente la masa de las estrellas de las galaxias, éstas nunca hubieran existido como las

conocemos. ¿Qué es esta masa? Aún más, existe una gran cantidad de masa ubicada entre galaxias, que podemos percibir por su efecto en la gravedad y en la luz emitida por las galaxias, creando efectos como las lentes gravitacionales, tan útiles para el estudio del cosmos lejano. Puesto que no sabemos qué es, ni cómo detectarlo salvo por sus efectos sobre la gravedad, los cosmólogos lo han denominado Materia Oscura, y supone el veinticinco por ciento del contenido del universo.

Otro problema que los cosmólogos no han entendido, y siguen, es lo que ocurre con la expansión del propio universo. El telescopio Hubble nos dio uno de sus resultados clave a comienzos de la década de 1990 cuando descubrió que el universo no sólo seguía expandiéndose, sino que lo hacía a un ritmo cada vez más acelerado. Los resultados más recientes de otras misiones lo confirman, porque va a más. Lo que se suponía, antes de estos resultados, era que la gravedad actuaría de freno en la expansión. ¿Qué existe que provoca está aceleración inesperada? El término es Energía Oscura. Los cosmólogos dieron forma, hace un tiempo, al llamado "modelo de concordancia", en el que introdujeron múltiples valores hasta que todo, valga la redundancia, concordaba, y en ese modelo, la energía oscura era un sesenta y ocho por ciento del total. Es más, se ha fijado la energía oscura como una constante cosmológica, pero, ¿lo es? Eso está por ver. Se asume esa constante porque se cree que es el valor de esta energía en el extenso vacío del espacio. Nada, sin embargo, nos dice si este valor es, de hecho, constante. Claro que, para algunos, el problema es distinto: ¿Entendemos, en realidad, el funcionamiento de la gravedad? Menudo problema.

Después de este ladrillo, viene lo que interesa: hablar de la misión del día, la cual ha sido diseñada para resolver estás cuestiones o, al menos, darles algo de luz.

El germen de nuestra protagonista de hoy procede de dos propuestas lanzadas a finales de la década del 2000: DUNE y SPACE, que proponían formas complementarias para un mismo objetivo, sondear la energía oscura. Entonces, se decidió que lo mejor era fusionarlas, dando como resultado Euclid, adoptada formalmente en junio del 2012 por la Agencia Europea del Espacio.

El nombre deriva del matemático griego Euclides de Alejandría, considerado el creador del concepto de la geometría, un concepto vinculado a la densidad de la materia y la energía. La misión ha sido preparada para observar grandes franjas del cosmos de una vez con instrumentos de alta calidad y ópticas de alta precisión para cumplir sus objetivos. Sin más dilación, veamos cómo es.

Euclid ha sido desarrollado gracias a la colaboración de múltiples instituciones y firmas industriales, con Thales Alenia Space cómo contratista principal y responsable del módulo de servicio, así como de la integración y pruebas, mientras que el módulo de carga útil fue encargado a Airbus Defense and Space. Plenamente integrado, ofrece unas dimensiones de 4.7 metros de altura y 3.7 de diámetro. El módulo de servicio lo conforma la plataforma inferior, con seis paneles laterales y el escudo solar que actúa también como panel solar. Una estructura cónica central, con un diámetro en su extremo superior de 2.25 metros de diámetro

sirve como unión, por debajo, a la etapa superior del lanzador, y en el superior, para la unión del módulo de carga útil. Dentro de los seis paneles se sitúa todo lo básico para funcionar: computación, empleando un ordenador con un procesador LEON-FT como núcleo, realizará todas las funciones de a bordo, y cuenta con una memoria masiva de de 4 Tb de capacidad de datos. Comunicaciones, con un sistema dual de banda-X y banda-Ka, contando con una antena de alta ganancia parabólica y direccional, de setenta centímetros de diámetro, y tres antenas de baja ganancia, dos situadas en la estructura y una tercera en el montaje de la antena principal, y usando únicamente banda-X. Control de actitud, triaxial, a base de unidades de medición inercial, un Sensor de Guiado Preciso con cuatro detectores CCD, tres escáneres estelares, sensores solares, ruedas de reacción y su propulsión. Un aspecto interesante es la desconexión voluntaria de las ruedas de reacción para crear un entorno lo más quieto y silencioso posible para la operación de los instrumentos. Propulsión, formado por un sistema principal que usa hidracina como combustible, para sus maniobras de corrección, y uno de gas frío con nitrógeno como combustible, para los movimientos del observatorio, como si usara las ruedas de reacción, giros, traslaciones... esas cosas. Un tanque principal almacena la hidracina, con una capacidad de hasta 137 kg, mientras que cuatro más pequeños almacenan hasta setenta de nitrógeno a alta presión. Generación de energía, mediante su panel solar situado en el escudo solar, generando más que suficiente corriente para operar los sistemas de a bordo, y alimentar su batería, si bien ésta sólo se usará en la fase de lanzamiento. Control termal, con los elementos de costumbre, es decir, mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. En cuanto al módulo de carga útil, encierra el corazón científico de Euclid, en dos partes: la cavidad frontal y la de instrumentos, separados por una placa base. En la cavidad frontal

se sitúa su telescopio, una unidad reflectora tipo Korsch con un espejo primario de 1.2 metros de diámetro, un espejo secundario en un mecanismo móvil para ajustes precisos, y más allá del telescopio, un espejo terciario. En total, la longitud focal del sistema es de 24 metros (f/20.42), e incluye tres espejos de doblado del camino de la luz, dos inmediatamente detrás de la salida del espejo primario y un tercero sirviendo a uno de los instrumentos, y un filtro dicrótico. Todos los espejos están fabricados en Carburo de Silicio, material muy ligero e insensible a los cambios de temperatura que se dan en el espacio, ideal para misiones como esta. En cuanto al filtro dicrótico, está elaborado a partir de sílice fundido de alta calidad, es redondo con un diámetro de 117 milímetros además de estar recubierto de 180 capas ultrafinas de materiales dieléctricos. Este filtro dividirá la luz que recibe, siendo transparente en las longitudes de ondas infrarrojas y opaco y reflector de la luz visible. Para cumplir su programa

científico, cuenta con dos instrumentos. VIS es la cámara Visible. Se trata, en realidad, de una gran agrupación de sensores CCD de gran formato (4096 x 4132 pixels) producidos especialmente para Euclid. Están dispuestos en una rejilla 6 x 6, lo que crea un enorme campo de visión que es, visto desde la Tierra, el equivalente a dos veces y media el tamaño de la Luna llena. Un único filtro de banda ancha permitirá obtener imágenes, de alta calidad, por supuesto, en un rango de longitudes de onda que va desde los 550 nm en el visible (longitud de onda verde) hasta los 900 en el infrarrojo. Esta cámara, en total, entregará imágenes de seiscientos megapixels, ahí es nada. Por su parte, NISP (Espectrómetro y Fotómetro Infrarrojo) obtendrá mediciones de la luz galáctica en el rango que va desde los 0.9 micrones hasta los 2 micrones. Para ello, cuenta con dos ruedas, una de ellas para

espectrometría incorporando cuatro grismas (prismas y rejillas de difracción) para hacer espectroscopia de baja resolución sin aberturas estrechas, y una rueda de fotometría con tres filtros: Y (0.9-1.19 micrones), J (1.19-1.54 micrones) y H (1.54-2 micrones), entregando ambas ruedas la luz a un conjunto de sensores infrarrojos de mercurio-cadmio-telurio de gran formato (2040 x 2040 pixels) en una rejilla 4 x 4, en una acumulación nunca antes vista. Estos sensores fueron suministrados gracias a la NASA. Concretando sobre las dos ruedas, la de filtros fotométricos y la de los grismas de espectrometría, en realidad son unidades idénticas de cinco posiciones, pero no todas ocupadas. En la fotométrica, una de las posiciones vacías es una abertura cerrada, y la segunda se encuentra abierta, mientras que la posición vacante en la de grismas está abierta, mientras que los grismas tienen cada uno una orientación propia: dos de ellos están orientados a cero grados, mientras que el tercero lo está a noventa grados, y el último, a ciento ochenta grados. En la cavidad de instrumentos, de los dos el primero situado es NISP, con el filtro dicrótico justo frente a él, mientras que VIS, acompañado por el Sensor de Guiado preciso, ocupan la otra posición en su interior, suponiendo el final del camino de la luz recogida por el telescopio. Con el observatorio listo para el lanzamiento, Euclid declarará una masa de unas dos toneladas.

Según el plan original, el lanzamiento debía ocurrir usando un lanzador Soyuz-ST ruso, pero la guerra de Ucrania lo cambió todo. Con ella, la ESA cerró su colaboración con Rusia, y ellos cerraron su complejo de Kourou. Esto obligó a buscar un nuevo lanzador, y el escogido ha sido uno de manufactura estadounidense. ¿Por qué no uno europeo? Bueno, el Vega o el Vega-C, más moderno, carece de potencia, o espacio en la cofia, para albergarlo, y en cuanto al futuro Ariane 6, tras la retirada de su antecesor, es todavía una promesa que una realidad. Por ello, Euclid será la segunda misión de la ESA en usar el Falcon 9 de SpaceX, que despegará desde Cabo Cañaveral el 1 de julio.

Su destino en el espacio es el punto de Lagrange L2, por lo que compartirá espacio con otras misiones, como Gaia o el telescopio James Webb. Una vez en su sitio, y tras las comprobaciones de rutina, la misión comenzará, durando seis años, con posibilidades para su extensión. Desde allí, Euclid cubrirá, al menos, un tercio de la bóveda celeste, adentrándose en el cosmos hasta, por lo menos, diez billones de años luz, con la intención de observar miles y miles de galaxias para dar forma a un mapa tridimensional de ellas, y mientras VIS captura imágenes de una calidad excepcional, cuatro veces mejor que las que pueden conseguir los telescopios de rastreo basados en Tierra, NISP medirá el desplazamiento al rojo de estas galaxias, así como su composición elemental. Con este mapa tridimensional se verá la distribución de las galaxias en el universo, y cómo cambia con el tiempo. Todo, para estudiar, de forma indirecta, tanto la materia como la energía oscura. Son cinco temas los que la misión apunta a desentrañar: ¿Cuál es la estructura y la historia de la Red Cósmica, formada, muy posiblemente, por la materia oscura? ¿Cuál es la naturaleza de la materia oscura? ¿Cómo ha cambiado la expansión del universo a lo largo del tiempo? ¿Cuál es la naturaleza de la energía oscura? ¿Nuestra comprensión de la gravedad es completo?

Pues ya lo veis, una misión de alta precisión y compleja de desarrollar, apuntando a uno de los misterios más oscuros, valga la redundancia, del cosmos. Y no será la única, porque en un futuro cercano llegará otra que le acompañe en esta tarea. Pues eso, suerte.