Ventana al Espacio (XLVI)

Eyección de masa coronal (CME) del Sol, 31 de agosto, desde SDO

Gigantes de la exploración espacial: Stardust

La premisa del programa Mariner Mark II era la de investigar, a un relativo bajo costo, objetos no investigados o poco conocidos del sistema solar. De los tres proyectos adscritos, dos de ellos eran relativos a cometas: uno de ellos (CRAF) sería un orbitador para estudiar sistemáticamente el objeto, mientras que el segundo (CNSR) contemplaba la recolección de muestras cometarias. Recortes presupuestarios cancelaron el programa, salvando, eso sí, la tercera propuesta, una sonda para la investigación en profundidad del sistema de Saturno. Sin embargo, las propuestas cometarias siguieron en las mentes de los científicos, y mientras la ESA se quedó con la propuesta orbital, la idea de la recogida de muestras cometarias estuvo circulando por los despachos de la NASA hasta la aparición del programa Discovery.

Seleccionada en 1995 tras una dura competición con otras propuestas, Stardust tenía como principal objetivo la recolección de muestras de un cometa de manera pasiva. Otros objetivos eran la toma de imágenes de alta resolución del núcleo del cometa, así como la recogida de muestras de polvo interestelar (de un flujo de partículas galácticas que cruza el sistema solar, descubierto por las sondas Ulysses y Galileo) de la misma manera que serían recogidas las del cometa. Para su desarrollo se utilizaron partes de otras sondas, debidamente actualizadas, y también nuevos materiales.

Echando mano de diseños modulares usados para sondas de espacio profundo creados por la empresa Lockheed Martin, la estructura de esta sonda era rectangular, con unas medidas de 1’7 metros de alto, 0’66 metros de ancho y 0.66 de fondo. El bus de Stardust estaba fabricado a base de placas de fibra de grafito, acopladas a una estructura interna construida en aluminio, a base de celdas en forma de panal de abeja para

aligerar la masa máxima del vehículo. Para la estructura exterior fueron colocadas láminas de Kapton y policianato para protección contra las partículas del cometa. Dos paneles solares de tres secciones, colocados a los lados del bus proporcionaban la energía necesaria a una batería de níquel hidrógeno. En la parte delantera de los paneles solares se colocaron dos escudos Whipple como el instalado en Giotto para protección (capaces de proteger la sonda de partículas de hasta un centímetro de diámetro), y un tercero en la sección frontal de la estructura de la sonda, elaborados mediante placas de material compuesto, recubiertas de un material cerámico llamado Nextel (más resistente que el acero y muchísimo más ligero). Estaba estabilizada en sus tres ejes para orientación, complementada con dos sensores solares y dos escáneres estelares, acompañados por dos unidades de medición inercial. Para su propulsión incorporaba 16 propulsores, en dos juegos de 8 para maniobras durante el trayecto. Una antena parabólica de 0.6 metros de diámetro, fija en la parte superior, proporcionaba las comunicaciones durante los eventos principales, unida a un transmisor-receptor de banda-X, idéntico al usado en la sonda Cassini. Tres pequeñas antenas de baja ganancia garantizaban el contacto en las primeras fases de misión tras el lanzamiento o si existían problemas, junto con una antena de media ganancia, para su uso durante el resto del periodo de misión. El ordenador estaba controlado por un procesador RAD6000 (también usado en las sondas marcianas desde 1996 hasta el 2008), derivado de los usados para los ordenadores personales Macintosh, con una memoria RAM de 128 MB, que proporcionaba el control (un 20% utilizado por el software de control de vuelo) y a la vez el almacenamiento de los datos de los experimentos, junto con una pequeña memoria programable de 3 MB para almacenamiento de datos o software para ejecutar operaciones.

Su instrumental estaba formado por cuatro experimentos. El principal era la NC, o Cámara de Navegación. Utilizando el ensamblaje óptico de la cámara de campo ancho de las Voyager, prescindía del tubo Vidicon para así acoplarle una matriz CCD, proveniente de un repuesto de la misión Galileo, mejorada con el detector CCD de repuesto de 1024 x 1024 pixels para las cámaras de la sonda Cassini. Esta cámara realizaba imágenes en blanco y negro (resolución aproximada, 6 metros a 100 km. de distancia) del núcleo del cometa para su estudio. Un filtro de varias posiciones permitía el estudio en falso color y color casi real del núcleo para examinarlo geológicamente, así como para estudiar la cantidad de polvo y gases que emitiría. Su capacidad de tomar imágenes a distintos ángulos (proporcionada por un espejo en una pequeña plataforma móvil) permitía la obtención de instantáneas estereoscópicas. Delante de la abertura de la cámara estaba colocado un periscopio con la tarea de proteger la óptica de la cámara cuando entrara en la coma del cometa, y estaba formado por una serie de espejos fabricados a base de metales altamente pulimentados diseñados para resistir los impactos de los fragmentos de polvo emitidos sin que con ello se resintiera la capacidad de obtener imágenes claras. Este periscopio además proporcionaba una capacidad de aumento para que la cámara adquiriera imágenes de largo alcance para propósitos de navegación hacia su objetivo. En la fase de mínima altitud durante el encuentro cometario el periscopio no resultaba necesario. También disponía del CIDA (Analizador de Polvo

Cometario e Interestelar), instrumento diseñado para detectar y analizar las partículas y sus componentes. Estaba compuesto por un espectrómetro de masa unido a un tubo finalizado en un disco de plata diseñado para recibir los impactos de las moléculas para dirigirlas por ese tubo hacia el espectrómetro. Una vez las partículas llegaban al espectrómetro era capaz de medir la masa de los distintos iones (separadas de las partículas mediante una rejilla electrostática) a base de calcular el tiempo que tardaban en viajar dentro del tubo. Instrumentos similares viajaron a bordo de las sondas Vega soviéticas y de la Giotto europea para sus misiones hacia el cometa Halley. Otro instrumento era el DFMI, también llamado Instrumento de Monitorización del Flujo de Polvo. Montado en los escudos Whipple, eran una serie de sensores acoplados a un plástico polarizado especial que generaban pulsos eléctricos, para así medir el flujo, tamaño y distribución de tamaño de las partículas cometarias que impactaban en el escudo. Por último, el sistema de radio ciencia, aquí llamado Experimento de Ciencia Dinámica (DSE), para realizar mediciones utilizando el sistema de telecomunicaciones para calcular la masa del cometa. Además, utilizando la unidad de medición inercial registraba el impacto de las moléculas mayores contra la estructura de Stardust. Para la recolección de las muestras, echaron mano de nuevas tecnologías. Una cápsula de retorno de muestras (medidas: 81 cm. de diámetro, 50 cm. de alto), montada en la parte trasera de la sonda, equipaba en su interior una raqueta (denominada SSC o Recolector de Muestras de Stardust)

fabricada en aluminio, y con una serie de celdas rellenadas de un material a base de silicio, ultraligero, de ultra baja densidad, microporoso y tremendamente resistente llamado aerogel, capacitado para atrapar las partículas que expulsara el cometa. La raqueta poseía dos caras con una superficie captadora de 1000 centímetros cuadrados por las dos caras, siendo la cara “A” la encargada para obtener las muestras del cometa (grosor del aerogel, 3 cm.), mientras que la cara “B” recibiría las partículas de polvo interestelar (grosor del aerogel, 1 cm.). Una vez la raqueta estaba llena tras el sobrevuelo del cometa, un mecanismo, utilizado para abrir la aerovaina y sacar la raqueta, la volvía a introducir, cerrando herméticamente la cápsula de retorno de muestras, para su posterior retorno a la Tierra, usando una aerovaina, un escudo de reentrada (con un sistema de protección termal a base de un material ablativo especial apropiado para reentradas a alta velocidad), un par de paracaídas y una baliza UHF para su posterior localización una vez tocaba tierra. La inmensa mayoría de componentes de Stardust eran redundantes, por si fallaba el principal, el de reserva se activaba para cumplir su función. El peso en báscula de Stardust antes del lanzamiento era de 385 kg.

Colocada en la punta de un Delta 2-7426, su despegue estaba fijado para el 6 de febrero de 1999. Se produjo un día después a causa de pequeñas dificultades técnicas, colocándole en el espacio. El cometa de destino se llama 81P/Wild 2, un cometa de período orbital largo que, a causa de un paso muy cercano a Júpiter, alteró su órbita lo suficiente como para llevar a este cometa a las cercanías del Sol, por lo que se aprovechó esta rara oportunidad. El objetivo era acercarse al cometa a una velocidad relativamente baja para que el material emitido por la coma del Wild 2 no fuera letal para Stardust.

Durante su largo camino hacia Wild 2 (la recolección de muestras estaba prevista para el 2 de enero del 2004) tenía prevista una pasada cerca de la Tierra, prevista para el 15 de enero del 2001. Para ello tendría que hacer una órbita elíptica alrededor del Sol para regresar y así modificar su órbita

para hacerla coincidir con la del cometa. Eso sí, el 9 de noviembre de 1999, una de las mayores tormentas solares de toda la historia (100.000 veces más intensa que las habituales) afectó de lleno a Stardust. La NC y los escáneres estelares se saturaron de miles de puntos que el ordenador registraba como estrellas, y al perder la orientación correcta, entró en modo seguro para proteger los sistemas. La anomalía fue grave, aunque por suerte a los pocos días la sonda estaba de nuevo en un estado correcto y continuó con su trayecto. El 22 de febrero del 2000, Stardust expuso al ambiente espacial la raqueta del aerogel, para recolectar partículas del ámbito interestelar, y así estuvo hasta el 1 de mayo. Otro problema surgió en la NC, cuando, siendo usada para propósitos de navegación, se encontró que la lente estaba como empañada. Antes del sobrevuelo a la Tierra se decidió empezar a calentar el objetivo por si lo que se había acumulado era algo así como condensación. El sobrevuelo a la Tierra, realizado con éxito (pasó a 6.008 km. de nosotros, y luego a 98.000 km. de la Luna), confirmó que se había obrado bien, y las imágenes mejoraron. Si bien no lo suficiente como para maravillar, eran ya lo suficiente claras para operar con normalidad. Además de comprobar la mejora en la cámara, modificó la trayectoria para acercarla al Wild 2.

El año 2002 fue importante para Stardust. Fue el segundo período en el cual la raqueta estuvo expuesta a las partículas de polvo interestelar, esta vez desde el 5 de agosto al 9 de diciembre de ese año. Antes, obtuvo el record de ser la sonda alimentada por energía solar que había funcionado a mayor distancia de nuestra estrella (ahora lo posee Rosetta, y próximamente Juno). Además, aprovechó la coyuntura para acercarse a un

asteroide. Se trataba del 5535 Annefrank, una pequeña china a la que se acercó a  3.079 km. el 2 de noviembre. Este sobrevuelo fue usado como ensayo general de las operaciones que se realizarían con los sistemas de a bordo (entre ellos el nuevo software para seguimiento autónomo del núcleo, derivado del usado en Deep Space 1), y más importante aún, la cámara. Obtuvo varias imágenes que nos mostraron la forma irregular del objeto, pero poco más.

El momento crucial de la misión llegó el 2 de enero del 2004, cuando Stardust se aproximó a 237 km. de la superficie del Wild 2. La idea original era de haberlo realizado a 150 km, pero una revisión de los protocolos

de seguridad obligó a aumentar la distancia mínima para garantizar la supervivencia de la sonda. Aún así, extrajo la raqueta de la cápsula, y comenzó la recolección de muestras. A la vez, los instrumentos y la cámara empezaron a operar para tomar todos los datos posibles para estudiar al cometa. Las imágenes que tomó la NC evidenciaban un cometa con una superficie llena de agujeros (algunos muy profundos), cráteres, y sobre todo los chorros de material. Una vez todo acabó, la raqueta se guardó dentro de la cápsula de retorno, que se cerró herméticamente, y puso rumbo hacia la Tierra. Entre todos los impactos recibidos por la sonda, al menos 10 de ellos atravesaron la primera capa de protección de los escudos Whipple.

La fecha clave era la vuelta a casa con las muestras, programada para el 16 de enero del 2006. Sin embargo, en el mes de septiembre del 2004, cuando la sonda Genesis, que recolectó partículas que emitió el Sol, nos devolvió su cápsula de retorno, ésta se estrelló contra el suelo, a causa del fallo de los disparadores pirotécnicos del paracaídas, un fallo similar al de la sonda suicida de Galileo. La gente del proyecto Stardust revisó la manera en que fueron instalados los mismos sistemas en la cápsula de su sonda, alarmados por si les sucedería a ellos lo mismo. Con los dedos cruzados, ese mes de enero, Stardust alcanzó la Tierra, y soltó la cápsula a 110.728 km. de distancia, modificando después la trayectoria para evitar la colisión con la atmósfera

terrestre. En cuanto a la maniobra de la cápsula, fue tal y como se proyectó, reentró a la mayor velocidad de reentrada de un objeto fabricado por el hombre, y se posó suavemente en el suelo de las instalaciones del Utah Test and Training Range. Una vez la cápsula tocó tierra, fue trasladada a una base aérea cercana, metida en un avión rumbo a Houston para su transporte a las instalaciones de curación de materiales planetarios del Centro Espacial Johnson para su análisis. Mientras, Stardust fue colocada en órbita solar y fue puesta en hibernación, a la espera de que la encargaran nuevos cometidos. De los 85 kg. de combustible con los que fue cargada antes del lanzamiento, le quedaban en ese momento unos 30.

Una vez abierta la cápsula, en la raqueta se contabilizaban miles de impactos en el aerogel. Varios de los fragmentos eran de unas proporciones decentes, el mayor era de unos 1.000 micrómetros. En uno de los agujeros, se podría hasta meter un dedo meñique. El análisis de las partículas mostró una serie de elementos muy curiosos: se encontraron elementos orgánicos (principalmente glicina), dos de ellos con nitrógeno biológicamente utilizable, muchos tipos de hidrocarburos, silicatos deformados en conjunción con silicatos cristalinos (olivina y piroxeno) como prueba de la mezcla de partículas planetarias e interestelares. Silicatos hidratados y minerales de carbonato no fueron hallados entre las muestras. Entre las muestras del cometa, se detectaron 45 impactos de polvo interestelar. Más recientemente, un estudio en profundidad proporcionó pruebas de que en el cometa había agua, encontrando minerales que se forman en contacto con el agua, aunque en medios ambientes muy cálidos. Entre los minerales hallados, estaba el titanio y el vanadio. Fue una sorpresa gigantesca.

El 4 de julio del año 2005 la sonda Deep Impact se aproximó al cometa 9P/Tempel 1, y lanzó al Impactor para que se estrellara contra él, para crear un cráter que originó una nube de material en el momento de la colisión, que fue estudiado por observatorios orbitales (XMM-Newton, Hubble…) así como por telescopios basados en Tierra (los Keck de Hawaii…). Debido a la nube de material emitida y al destello provocado, Deep Impact fue incapaz de contemplar el cráter originado por el impacto, y la sonda se alejó del cometa, iniciando un nuevo programa de observación. Varios científicos se quedaron con las ganas, y la gente del proyecto Stardust dejó caer la idea de que su sonda podría ser llevada a observar el Tempel 1 para contemplar, en unos años, eso sí, el resultado de tan traumático evento. La propuesta oficial fue presentada a la NASA en marzo del 2006. También existía la posibilidad de construir una sonda específica para ello. Esta segunda opción era más cara, y además, Stardust estaba en un estado fabuloso. Así, el 3 de julio del 2007, la misión Stardust-NExT (Nueva Exploración del Tempel 1) quedó aprobada.

Esta nueva misión estaba diseñada para observar los cambios producidos en el cometa Tempel 1, así como realizar imágenes para cartografiar zonas de la superficie del cometa que no habían sido vistas por Deep Impact. Los objetivos eran en esencia seis: mejorar nuestra comprensión de los procesos que suceden en las superficies cometarias a base de fotografiar el Tempel 1, incrementar la geografía fotografiada de la superficie del cometa, así como los de los flujos planos de material, las zonas activas y las regiones que se sabe que poseen agua helada, caracterizar el cráter provocado por el Impactor de Deep Impact, medir la densidad y distribución de masas de las partículas del Tempel 1, y analizar la composición de las partículas de la coma del cometa, igual que hizo en Wild 2. Eso sí, para llegar al Tempel 1 sería necesario consumir el combustible restante, por lo que tras el sobrevuelo al cometa, inevitablemente llegaría el final de la misión.

Tras varios años de maniobras en el espacio (incluyendo un último sobrevuelo a la Tierra, el 14 de enero del 2009, a 9.100 km. de altitud), Stardust se colocó en la trayectoria para visitar el Tempel 1. Proyectada para el 14 de febrero del 2011, se acercaría a unos 200 km. del cometa, para poder ver

zonas no vistas previamente de la superficie su superficie, y posteriormente, ver la zona modificada por el Impactor. La fecha se cumplió, y pasando a 181 km. de altitud sobre el Tempel 1, tomó 72 imágenes del núcleo, dejando claro que el cráter provocado en el 2005 apenas se distinguía, ya que una franja de material oscuro era lo único que le delataba. Gracias a estas imágenes, se aumentó la cartografía a un 70% de la superficie del Tempel 1. Así, Stardust se alejó, con apenas unas gotas de combustible en su tanque.

Su siguiente actividad fue la última. El 24 de marzo del 2011, el centro de control transmitió la orden: encender los motores para consumir el combustible restante. Esto tenía un doble propósito: finalizar la misión de Stardust, y comprobar la tasa de consumo, asegurando así que la cantidad de combustible cargada en la sonda se había consumido en su totalidad, para, de esta forma, poder diseñar métodos de control de combustible más precisos para un mejor manejo de las naves espaciales. Una vez acabada la tarea, la última orden fue enviada. Era la que apagaba el transmisor. Era el fin de uno de los proyectos más longevos y exitosos de la historia de la NASA.

En total, fueron 12 años, un mes y 18 días de viaje por el sistema solar interior, sobrevolando la Tierra, el asteroide Annefrank, y los cometas Wild 2 y Tempel 1. Nos devolvió muestras del Wild 2, que nos han mostrado que los cometas son aún más complejos que lo supuesto anteriormente. Y desde luego, enseñó a la NASA nuevos métodos de control y navegación para futuras sondas espaciales. Sin duda, una labor ejemplar.

Por cierto, en el futuro tendrá una “heredera”, ya que en el 2016 la sonda OSIRIS-REx, viajará a un asteroide, recogerá muestras y las traerá a casa. Esperemos que su labor sea tan exitosa como la de esta extraordinaria sonda sobre la que hemos hablado.

A por los cinturones de radiación terrestres

Puede que no sea la más llamativa, ni la más espectacular, ni siquiera la más apasionante. Sin embargo, bajo nuestro punto de vista, su misión tiene una importancia capital para comprender la relación entre la Tierra y el Sol, y sus efectos con nuestras actividades. Pero antes, un inciso, relacionado con la misión.

Es posible que si os preguntáramos qué es la meteorología, respondierais: por supuesto, cómo no lo vamos a saber. Todos la sufrimos: Calor abrasador, tormentas, rayos, granizadas, etc., tienen un gran efecto sobre la sociedad. Pero, ¿y si preguntamos por la meteorología espacial? Seguramente recibiríamos alguna respuesta del tipo: ¿es que acaso llueve en el espacio? La verdad es que la respuesta es un poco más compleja, y aquí estamos nosotros para intentar responder dudas. Desde el descubrimiento del viento solar, y el estudio de su variabilidad, hemos comprobado que tiene un gran efecto sobre la magnetosfera terrestre, que posteriormente se puede trasladar a la misma Tierra. Al igual que el clima terrestre, en la meteorología espacial existen momentos de calma y épocas muy turbulentas.

La meteorología espacial depende exclusivamente de la actividad solar, que se rige por sus ciclos de 11 años. Sus efectos se sienten principalmente en la magnetosfera, la ionosfera, y en la alta atmósfera, y pueden poner en peligro los vehículos espaciales o buena parte de la infraestructura en la superficie. En los momentos de mínima actividad solar, se dice que hay calma en la meteorología espacial. En el máximo solar, muchos eventos solares provocan cambios bruscos en la magnetosfera terrestre que provocan a su vez cambios en la atmósfera. Las fuentes de meteorología espacial son varias: eyecciones de masa coronal (CME), sucesos muy energéticos generados en el campo magnético solar que provocan la expulsión de enormes nubes de material y partículas energéticas altamente cargadas que alcanzan la Tierra en dos días. Suelen generar las maravillosas auroras, pero son tremendamente peligrosas para los satélites orbitales (y no digamos astronautas) y pueden afectar grandemente a las redes de energía terrestres; llamaradas solares, que son sucesos que liberan grandes cantidades de rayos X que expulsan una gigantesca cantidad de energía. Uno de estos eventos puede provocar que la atmósfera se expanda, provocando que los satélites sufran una resistencia “aerodinámica” consistente en una reducción de la altitud deseada; regiones de interacción corrotantes (CIR), que son los conductores del viento solar, que varía de velocidad dependiendo de la actividad de la atmósfera solar y su magnetosfera. Debido a esta variabilidad del viento solar, se pueden provocar perturbaciones geomagnéticas en el entorno terrestre, provocando una acumulación de partículas energéticas; tormentas geomagnéticas, que se producen con el contacto de una CME o con el campo magnético interplanetario. A causa de uno de estos fenómenos, la potencia de la magnetosfera terrestre disminuye, permitiendo que las partículas cargadas procedentes de Helios o del espacio profundo entren en contacto con la atmósfera, provocando igual peligro para todo lo que se encuentre en sus cercanías. Si es importante pronosticar la meteorología aquí abajo, aún más lo es allí arriba. Satélites de la red GPS, de estudios del medio ambiente terrestre, la propia ISS y sus astronautas, así como gobiernos, deben conocer con margen suficiente cuál es la actividad solar para no poner en riesgo la infraestructura tecnológica en la superficie. Una CME que se introduzca en la Tierra puede provocar que las redes de energía de una zona de nuestro planeta se sobrecargue de energía, provocando incrementos peligrosos que pueden destruir por completo transformadores eléctricos, centrales productoras y tendidos, dejando a toda una región (o a varios países enteros) sin suministro eléctrico, y con ello, sin suministro de agua y/o calefacción. Actualmente tenemos varios satélites que estudian al Sol y sus ciclos de actividad. El principal es el veterano SOHO, que desde diciembre de 1995 lleva estudiando a Helios continuamente. Bajo el programa de Sondas Terrestres y Solares, se continúa con esta monitorización, tan vital para todos. El satélite TIMED lleva desde el 2001 examinando la alta atmósfera terrestre (una región muy poco explorada) para ver como evoluciona al contacto con la actividad solar, mientras que el dúo de sondas STEREO ha contribuido grandemente en los pronósticos de la meteorología a base de estudiar las CME’s en tres dimensiones en combinación con SOHO. Otras sondas, como Wind o ACE, también contribuyen con sus mediciones sobre el viento solar y los campos magnéticos interplanetarios a pronosticar los eventos de la meteorología espacial. Ahora, la NASA ha puesto en órbita una misión cuyo objetivo es estudiar la relación de la meteorología espacial en los cinturones de radiación de Van Allen, un aspecto muy poco conocido.

Reciben el nombre de Sondas de Cinturones de Radiación y Tormentas (RBSP), y pertenece al programa Living With a Star, adscrito a la división de Heliofísica de la agencia americana. De reciente creación, ya posee de dos proyectos en el espacio. El primero es el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), y desde febrero del 2010 lleva observando a Helios con una resolución y calidad no vistas, obteniendo imágenes de nuestra estrella en alta definición. El segundo es el ahora lanzado. El objetivo de este programa es obtener la información científica necesaria para poder responder a esos aspectos del Sol y el medio ambiente espacial que afectan directamente a la vida y a la sociedad. La tarea de RBSP es estudiar en profundidad los cinturones de Van Allen y su variabilidad provocada por la meteorología espacial, que es capaz de averiar gran parte de los componentes electrónicos de los satélites, así como afectar gravemente la salud de los astronautas.

El proyecto incluye la construcción de dos satélites gemelos, que cargan el mismo conjunto de instrumentos para estudiar la extensión espacial y temporal de los cinturones de radiación, así como su contenido de partículas energéticas. Cada satélite se estructura de la misma forma. El bus es una caja hexagonal de aluminio con unas medidas de 1.8 metros de largo por 1.3 de alto, a base de un cilindro central y placas homogéneas y en forma de panal de abeja. Carga cuatro paneles solares desplegables, dos mástiles y un rico equipamiento. El ordenador usa como procesador principal el RAD750, usado en misiones de espacio profundo como Deep Impact, Mars Reconnaissance Orbiter, Juno, GRAIL o Curiosity. Posee una memoria RAM de 16 MB, mientras que el almacenamiento corre a cargo de un grabador de datos SD de 16 GB. Además, el sistema informático posee componentes altamente tolerantes a la radiación, para evitar que los sistemas de a bordo dejen de funcionar a causa de una dosis excesiva. Las comunicaciones las gestiona un transmisor de banda-S, unido a dos antenas para transmisión y recepción de datos y telemetría. Estas antenas están situadas de manera que permite un contacto permanente con Tierra, una en la parte superior y otra en la inferior. El sistema es capaz de transmitir 2 Mbps., permitiendo que cada satélite envíe diariamente hasta 6.61 GB de información. Los paneles solares están sujetos a la plataforma superior del bus, dando una forma de cruz a cada satélite, proporcionando una envergadura de 3.2 metros, y generando la suficiente energía para los sistemas de a bordo, almacenándola en sus baterías para funcionar durante los eclipses. Están estabilizadas por giro, a un ratio de 5 rpm., controlado por un grupo de 8 propulsores, que se encargan además de las correcciones de órbita y cambios en la velocidad de cada vehículo. El sistema de control de actitud se complementa con

sensores solares y escáneres estelares. Además, el eje de rotación fluctuará entre los 15º y los 27º para evitar un exceso de insolación. El equipo científico está formado por 5 componentes. El primero recibe el nombre de ECT, o Juego de Partículas Energéticas, Composición y Plasma Termal. Su misión es realizar las mejores mediciones de la magnetosfera interna de la Tierra en la historia a base de medir la velocidad, dirección y composición de las partículas de los cinturones de radiación. Está compuesto por tres instrumentos: MagEIS (Espectrómetro de Iones y Electrones Magnéticos) es un aparato que comprende cuatro sensores, uno de alta energía, dos de media energía, y uno de baja energía. Su labor es realizar las mediciones más claras posibles de los electrones e iones energéticos. HOPE (Espectrómetro de Masa de Helio, Oxígeno, Protones y Electrones) analizará los iones de helio y oxígeno así como los protones y electrones que encuentre en torno a cada satélite. REPT (Telescopio de Protones y Electrones Relativísticos) se encargará de observar y analizar lo que suceda en los eventos de tormentas geomagnéticas. REPT medirá el rango más alto de energía, HOPE el rango medio y MagEIS el rango bajo en los cinturones de radiación. En conjunto, el objetivo de ECT es establecer qué procesos físicos provocan aumentos de energía durante las tormentas geomagnéticas, averiguar los mecanismos dominantes de pérdida de electrones relativísticos en los cinturones, observar cómo trabaja el entorno de plasma de la magnetosfera interna para controlar la aceleración y pérdida de partículas en los cinturones, y desarrollar modelos para mejorar los pronósticos de los efectos de la meteorología espacial en los cinturones. EMFISIS, Juego de Instrumentos y Ciencia Integrada de Campo Eléctrico y Magnético, proporcionará los primeros estudios esenciales de ondas de plasma en los campos magnéticos y eléctricos para desvelar su interacción con los cinturones de radiación que provocan la aceleración, el transporte y la pérdida de partículas. Para ello, dispone de dos tipos de magnetómetros: MAG es un magnetómetro de núcleo saturado triaxial que se encarga de estudiar el campo magnético terrestre en general para ver su variabilidad lenta, mientras que MSC, Magnetómetro de Bobina de Búsqueda Magnética, prestará atención a la rápida variación en la potencia y en las ondas del campo magnético terrestre. Cada magnetómetro se sitúa al final de los dos mástiles, que se prolongan 3 metros más allá de los paneles solares de los que nacen, y proporcionan una envergadura de 8.1 metros una vez en su sitio. Además de estos instrumentos posee una unidad de procesamiento de

datos central con una capacidad de almacenamiento de 500 MB. Usando EMFISIS se espera obtener detalles acerca de la diferenciación entre los procesos que afectan a la aceleración, transporte, precipitación y pérdida de partículas de los cinturones, así como comprender los efectos de un tipo de corriente denominada de “anillo” y otros fenómenos de las tormentas geomagnéticas sobre los iones y electrones de los cinturones, junto con la determinación de cómo y por qué esta corriente de “anillo”, y fenómenos asociados, varían durante las tormentas geomagnéticas. EFW, Juego de Campos Eléctricos y Ondas, se encarga de detectar y seguir cambios en las fuerzas eléctricas a lo largo de la región de los cinturones de radiación. Está compuesto por diversas antenas extensibles: dos de ellas se extienden 50 metros desde lados opuestos del bus de cada satélite, dos de 40 metros nacen también de lados opuestos en el bus, separados 90º de las de 50 metros, observando por todo el plano de rotación. Para evitar variaciones en el ratio de rotación, cada una de estas antenas está enrollada en carretes como los de las cañas de pescar, y se extenderán de forma lenta. Junto con estas antenas, del eje de rotación (del centro de las plataformas superior e inferior) aparecen dos mástiles extensibles de 6 metros cada uno, con sensores ubicados en sus finales. Usando toda esta red de antenas (que le proporcionan a cada satélite una envergadura de 101.7 metros y una altura de aproximadamente 15 metros), que incluyen en su final una esfera del tamaño de una pelota de baseball, los investigadores serán capaces de comprender cómo las partículas altamente cargadas son aceleradas, dispersadas y transportadas por los cinturones de radiación. RBSPICE, Experimento de Composición de Iones de RBSP, es un instrumento con la labor de estudiar cómo se comporta en torno a la Tierra la corriente de “anillo”, una corriente eléctrica de partículas atrapadas por la magnetosfera que rodea por completo nuestro planeta. Este instrumento está especializado en detectar protones de media energía, electrones e iones en función a la energía y al ángulo, siendo capaz de medir el amplio campo de energías esperadas en la corriente de anillo, su intensidad y la composición de los iones tanto en los momentos de calma como en los eventos de tormentas geomagnéticas. Con RBSPICE, se podrán observar los efectos de esta corriente de “anillo” y diversos fenómenos solares sobre los cinturones de Van Allen, a la vez que permitirá detectar fenómenos desconocidos que provocan que esta corriente varíe durante las tormentas geomagnéticas. Gracias a los datos que proporcione, se podrán realizar modelos de predicción del comportamiento de los cinturones de radiación que serán usados para poner a salvo a otros satélites, así como mostrará la contribución de las tormentas geomagnéticas a la alimentación que sostienen a los cinturones de radiación. Y por último RPS, Espectrómetro de Protones Relativísticos. Este instrumento se centra en el estudio del cinturón de Van Allen interior, y a un tipo muy concreto de protones que pueden poner en grave peligro tanto a satélites como a astronautas. Para ello, tratará de resolver la cuestión de cómo los eventos de partículas energéticas solares, grandes tormentas magnéticas y ondas de choque interplanetarias afectan a esta zona. De esta manera, podrá observar cómo la desintegración de neutrones de albedo de los rayos cósmicos provoca el sostenimiento del cinturón de radiación interno a base de alimentarlo con protones, como resultado del choque con la atmósfera terrestre. Usando sus datos los científicos serán capaces de estudiar un ámbito bastante poco conocido, el de los protones de alta energía almacenados allí, que actualmente está sobreestimada. Además de esta tarea científica, RPS proporcionará a los ingenieros la base de un nuevo modelo estándar para el diseño de satélites resistentes a la radiación, básicamente porque lo que se conoce de estos ambientes es poco, y en algunos casos, nulo. En total, cada satélite posee 8 instrumentos que adquirirán datos de estas zonas prácticamente por primera vez. Además, estos instrumentos tienen la enorme ventaja de que funcionan cada uno de manera independiente, de manera que cada grupo científico asignado a cada instrumento puede trabajar con él sin interferir la labor del resto. Una vez los dos satélites fueron terminados y recibieron su carga de combustible, desplazaban una masa de 647.6 kg. para RBSP-A y 666.6 kg. para RBSP-B (a causa de que carga los mecanismos de unión y expulsión entre los dos vehículos), y en el momento del lanzamiento daban un peso en báscula de 1314.2 kg.

Para situarlos en el espacio, se ha recurrido a uno de los más usados de la actualidad: el Atlas V-401, la misma configuración que situó en el espacio a su compañera de programa SDO. Pero la verdad es que el lanzamiento ha sido toda una odisea. Estaba programado para el 24 de agosto, pero la fecha no se cumplió por un problema de comunicación entre el lanzador y el control de tierra. El 25 no se pudo por un empeoramiento del tiempo, mientras que el 26 se tomó la decisión de dejarlo para el 30 ante la proximidad del huracán Isaac. Finalmente se cumplió, y actualmente tenemos a esta pareja rodeándonos, preparándose para ponerse a pleno rendimiento.

¿Por qué dos satélites en vez de uno? Básicamente, para cumplir los requisitos del programa. Un satélite no sería práctico: si la misión solo actuara con un único vehículo, estaríamos muestreando estas zonas, pero seríamos incapaces de observar en tiempo real como varían en contacto con los fenómenos solares. Para ello, los dos satélites serán colocados en órbitas muy parecidas para que la zona del espacio examinada por la primera sea analizada por la segunda poco tiempo después. Si esta región explorada ha cambiado de alguna forma entre el paso de una y otra, se podrán construir los modelos de predicción tan largamente buscados.

Los cinturones de radiación de Van Allen se conocen desde el mismo principio de la era espacial. Los descubrió el Explorer 1, el primer satélite situado en órbita por EE.UU., y reciben el nombre del científico que informó de su detección, el profesor de la Universidad de Iowa James Van Allen. Misiones posteriores extendieron en cierta manera estos hallazgos, mostrando que existen en realidad dos cinturones. El interior se extiende desde la última capa atmosférica hasta los 6.430 km. de altitud, mientras que el segundo se extiende entre los casi 13.000 km. hasta los casi 42.000 km. de altitud. Se sabe que en torno a otros planetas (especialmente en Júpiter) hay estructuras análogas, pero se desconocen los procesos que los generan y mantienen, así como su comportamiento. Este es uno de los objetivos principales de RBSP, comprender por qué varían, como, y la manera en que se mantienen, a la vez que se estudiará su variabilidad como respuesta a la meteorología espacial. Con lo que nos proporcionen, seremos capaces de entender los procesos físicos que los gobiernan, y mientras, podremos pronosticar los eventos de la meteorología espacial para mitigar mejor que nunca sus efectos. No se ha podido elegir mejor época para lanzar este proyecto. Precisamente ahora el Sol está cerca del máximo, de manera que RBSP podrán completar un estudio inmejorable sobre la respuesta y la interacción de los cinturones de radiación con los fenómenos solares.

Para estudiar los cinturones de radiación, se han preparado dos órbitas paralelas, de esta manera, los dos satélites orbitan entre los 500 y los 675 km. en el perigeo, y los 30.050 y los 31.250 km., con una idéntica inclinación sobre el ecuador terrestre de 10º, tardando unas 9 horas en recorrerlas. Los dos satélites podrán intercambiar órbitas, de manera que el que un día es el vehículo líder, al siguiente puede ser el “perseguidor”. Desde estas órbitas, a lo largo de 2 horas y media, transmitirán todos los datos recogidos y almacenados durante buena parte de la órbita, mientras que se espera que durante un 90% de cada día, cada satélite retransmita datos en tiempo real del entorno que le rodea para usarlos como los satélites meteorológicos, es decir, para retransmitir información continua sobre la meteorología espacial y así pronosticar los eventos más peligrosos. De esta manera, RBSP se convierte en uno más de los eslabones de la cadena, uniéndose a ACE, SOHO, Wind, Cluster y los tres satélites restantes de la constelación THEMIS. Con la puesta en marcha de RBSP también se ha abierto un “servicio de meteorología espacial” que todo usuario registrado podrá seguir en tiempo real.

Con un periodo de misión principal de dos años (con capacidad de estar bastantes más) esta pareja podrán proporcionarnos detalles muy importantes. En una sociedad tan tecnológica como la actual, no podemos dejar que los fenómenos solares nos afecten. Son demasiadas las cosas que dependen de la tecnología, y cualquier llamarada solar o evento similar podría destrozar gran parte de nuestra infraestructura. Para los que dicen que invertir en misiones espaciales es tirar el dinero, nosotros les responderemos que si cada vez hay más artefactos espaciales allí arriba es precisamente para que el mundo sea consciente de los peligros que nos acechan de todas partes del universo, y también de lo “burros” que somos al creernos lo más del mundo. Estamos a merced de la naturaleza, y con misiones como esta lo que conseguiremos será paliar sus efectos cada vez mejor, pero habrá que seguir atentos. Un momento de despiste, y toda la civilización se derrumbará como un castillo de naipes ante el violento soplo del Sol. Mucho ojo.

Ventana al Espacio (XLV)

La galaxia de Andrómeda, desde GALEX

Gigantes de la exploración espacial: Lunar Prospector

Desde que el Luna 24 se posara sobre Selene y nos devolviera su preciada carga en 1976, ningún artefacto humano dirigió su vista hacia nuestro satélite en 15 años. Cuando el demostrador tecnológico japonés Hiten la sobrevoló, el interés sobre ella renació. En 1994, la sonda Clementine, del departamento de defensa de EE.UU., fue lanzada por la NASA hacia allí, donde estuvo dos meses, realizando un nuevo mapa. Cuando acabó su labor lunar (y tras el fallo de la sonda antes de cumplir su segundo cometido) surgieron otros datos de interés: había encontrado en el polo norte, dentro del oscuro fondo de algunos cráteres, emisiones de hidrógeno, probable indicador de depósitos de agua helada. Apremiada por la comunidad científica, la NASA aprovechó el programa Discovery para resolver esta, y otras cuestiones también solicitadas.

Si se quiere establecer alguien en la Luna, algo básico es poder aprovechar los recursos que ella puede ofrecer. Por supuesto, el buscar y medir ese teórico depósito de hielo es crucial si alguna vez instalamos una base allí. Y tener un mapa gravitatorio de la Luna ayudará a futuras sondas a trazar órbitas más precisas y con un menor gasto de combustible. Además, y a pesar de todas las misiones que en las décadas de 1960 y 1970 se enviaron, todavía no se sabe cómo exactamente se formó Selene. Ese fue el argumento para construir y operar Lunar Prospector, una sonda de dimensiones modestas pero con objetivos realmente ambiciosos, como todos los del programa Discovery.

Lunar Prospector era una sonda de diseño cilíndrico, con una gran antena en forma de barra en la parte superior, y tres mástiles, que nacían del cuerpo central de la sonda, con los experimentos de a bordo. La estructura era un tambor de grafito-epoxi de 1’36 metros de diámetro y 1’28 metros de alto. Poseía un motor principal para la entrada en órbita lunar y seis propulsores para el control de la sonda. El ordenador derivaba directamente del que equipó el rover Sojourner de Mars Pathfinder, con un microprocesador Harris 80C86, con 64 kilobytes de memoria RAM, y estaba controlado directamente desde el centro de control. Los paneles solares rodeaban al tambor, proporcionando energía en todas las condiciones. Estaba estabilizada por giro a una velocidad de 12 revoluciones por minuto una vez en la órbita de trabajo. La comunicación con Tierra la realizaban dos transpondedores de banda-S, una antena de media ganancia para la descarga de datos, y para comunicaciones en dos direcciones estaba la antena de baja ganancia, omnidireccional. Fue equipada con 5 experimentos, situados en los extremos de 3 mástiles extensibles de 2’5 metros.

El primero de ellos era el GRS, o Espectrómetro de Rayos Gamma. Era un cilindro que tenía en su interior un cristal de bismuto protegido por una carcasa de plástico especial, conectado a unos detectores especiales. Una vez en operación era capaz de distinguir la radiación Gamma emitida por diversos tipos de minerales cuando son golpeados por las partículas del viento solar o de los rayos cósmicos, aunque especializado en la detección de uranio, torio, potasio, hierro, magnesio, silicio, aluminio, titanio, oxígeno y calcio, para así crear el primer mapa global de la composición química de la superficie selenita (resolución de 150 km.), y medir la distribución de los elementos químicos por la superficie. El segundo era el NS, o Espectrómetro de Neutrones. Montado al final de otro de los mástiles, estaba formado por un cilindro horizontal con dos contenedores de helio-3 unidos a un medidor de energía. Estaba diseñado para medir hasta pequeñas cantidades de hielo de agua mediante la emisión de hidrógeno de éstos. Este instrumento era capaz de medir cantidades de hasta 0’01% de hielo de agua en la superficie lunar. Poseía una resolución de 150 km. También equipaba el APS, o Espectrómetro de Partículas Alfa. Situado en el mismo mástil del NS, y situado delante de él, era un cubo de 18 centímetros de lado. En su interior se encontraban diez detectores a base de silicio entre capas discoidales de oro y aluminio. Fue diseñado para detectar los fenómenos de emisión de gas radón por toda la superficie lunar, así como encontrar su producto subyacente, polonio. Se cree que este fenómeno de emisión de gases es el causante de la exosfera lunar, y el APS fue diseñado para probar esta hipótesis. Su resolución era de 150 km. para la emisión de gases y la distribución del polonio. El DGE, o Experimento Doppler de Gravedad, era el primer instrumento diseñado para estudiar la gravedad selenita mediante el desplazamiento Doppler medido gracias a la señal de comunicaciones. Conectado a las estaciones terrestres, era posible medir la variación en la velocidad orbital de la sonda mediante la señal en banda-S que emitía Lunar Prospector para así realizar las primeras mediciones gravitatorias de nuestro satélite, con una resolución de al menos 200 km. Y por último, el MAG/ER, o Magnetómetro y Reflectómetro de Electrones. Idéntico al montado en Mars Global Surveyor, se encontraba situado en el tercer mástil de Lunar Prospector. Diseñado para detectar campos magnéticos en la Luna, el MAG era un magnetómetro de núcleo saturado triaxial que medía la amplitud y dirección del campo magnético que detectara, con una resolución de 100 km., mientras que el ER se encargaba de medir la potencia y localización del campo magnético. El MAG se situaba al final de una prolongación de 0’8 metros por delante del ER, colocado en el extremo del tercer mástil del instrumental. Los datos proporcionados por este experimento permitían estudiar la evolución lunar y averiguar cosas sobre la distribución interna de nuestro satélite. La masa total en el momento del despegue era de 296 kg., y el coste total del proyecto (sobre el tope máximo del programa de 150 millones de dólares) fue de 62’8 millones de dólares.

Para su lanzamiento, fue designado un nuevo cohete, diseñado para lanzamiento de vehículos ligeros. Llamado primeramente LMLV-2, el efímero Athena 2 se estrenaba con esta misión. La primera fecha de lanzamiento se fijó para octubre de 1997, pero se retrasó dos veces hasta el 6 de enero de 1998 para realizar las comprobaciones finales de los experimentos de la sonda y también para la verificación del lanzador. Finalmente el 7 de enero de 1998, con un día de retraso a causa del fallo de un radar de seguimiento en Cabo Cañaveral, Lunar Prospector se puso en camino hacia nuestro satélite, adoptando una alta órbita elíptica tras 105 horas de viaje (el 11 de enero) y dos correcciones por el camino. Una primera órbita de casi 12 horas de duración siguió 24 horas después a una maniobra que redujo su tiempo alrededor de Selene a 3’5 horas. Al día siguiente una nueva corrección la colocó en una órbita preliminar de 95 x 153 km., en la que sus instrumentos se calibrarían para su posterior uso correcto, y finalmente el día 16 consiguió su órbita de trabajo a 100 km. de altitud, en la que estaría durante su misión primaria de un año de duración. Sin embargo, durante las pruebas y calibraciones del instrumental en órbita lunar, vieron que el APS se había dañado durante el despegue, ya que una de las superficies detectoras del cubo que era el instrumento se había destrozado, provocando una pérdida de sensibilidad para sus mediciones. A la semana de haber adoptado su órbita, ésta se había modificado a otra de 80 x 120 km. de altitud a causa de la gravedad selenita, por lo que se requirió una maniobra adicional para colocarla de nuevo en la apropiada. Así, una vez al mes era necesaria una maniobra para recolocarla en la órbita de trabajo.

La noticia llegó el mes de marzo: La Luna tiene millones de toneladas de agua. Según los datos del NS, la cantidad en ambos polos sumaría un total que variaba entre 10 y varios centenares de millones de toneladas. La región más llena era la cuenca Aitken, en el polo sur, con una alta concentración de cráteres cuyo fondo está permanentemente en sombra. Faltaban análisis más precisos, pero esto abría la puerta a misiones de muestreo, y también a futuras misiones tripuladas, para así montar estaciones en las cuales se puedan reabastecer naves en camino del sistema solar. Posteriormente, en septiembre llegaron nuevos datos de que la concentración de hielo de agua calculada era de 3.000 millones de toneladas, aunque eran cautelosos. Naturalmente, el método de detección era indirecto, ya que el NS medía la emisión de hidrógeno, y para confirmarlo era necesario “tocarlo”, pero aún así, este descubrimiento era crucial para el futuro de la exploración tripulada.

Tras su tarea primaria, se decidió extender su tiempo de misión, además de reducir su altura sobre la Luna. Así, el 19 de diciembre de 1998 su órbita fue reducida hasta los 40 km., para así mejorar enormemente la resolución de sus instrumentos. Luego, en enero de 1999 su órbita fue otra vez modificada para dejarla a una de 15 x 45 km. y así mejorar los estudios. Durante todo este tiempo, a causa de la escasa cantidad de combustible, se empezaron a buscar lugares en los que estrellar Lunar Prospector para intentar dejar al descubierto el hielo enterrado en los cráteres. Tras un tiempo de búsqueda, se eligió el cráter Shoemaker, en el polo sur. Para ello la sonda fue preparada, así como medios de observación terrestres dirigieron sus miradas hacia ese lugar. Finalmente, el 31 de julio de 1999 Lunar Prospector fue maniobrada para estrellarse en el fondo de ese cráter. El impacto fue un éxito, la misión acabó rudamente, pero no se pudo detectar ninguna movilización del hielo que teóricamente estaba allí. Así, una labor exitosa acabó en un pequeño chasco.

A pesar de no contactar directamente con el hielo, su misión es considerada un tremendo éxito. Gracias a los datos tomados por sus experimentos la cara de Selene ha cambiado de una forma importante. Por ejemplo, el GRS ha declarado que muchas regiones de la Luna son muy ricas en hierro. El DGE, además de completar un mapa gravitatorio de la cara visible de la Luna, encontró tres nuevos mascones. El MAG/ER detectó una anomalía magnética de unos 100 km. de diámetro (a veces llamado el campo magnético más pequeño del sistema solar), además de varias cuencas de impacto magnetizadas en ambas caras lunares. El APS, dañado durante el despegue, no pudo realizar mediciones decentes, y además, la alta actividad solar en sus manchas oscurecieron los posibles datos que la Luna podría haber devuelto. Según algunos de los científicos adscritos al proyecto, es probable eliminar los efectos del oscurecimiento solar de los datos del instrumento, pero de momento, no hay nada concreto. Y por último, y más importante, la medición de los depósitos de hielo en los polos nos dejó que la Luna podría ser una “gasolinera” para que naves tripuladas puedan llegar allí, abastecerse, y colocarse en camino a otros puntos del sistema solar, así como proporcionar la capacidad de autoabastecer las futuras bases que sean colocadas en el suelo selenita. Una labor ejemplar.

El éxito de esta sonda dio pie a nuevos proyectos, y no solo de la NASA, sino que también de la ESA, la agencia hindú, la japonesa, y la china.

Los nuevos ojos de rayos X

Hoy os vamos a presentar a NuSTAR, el nuevo observatorio de rayos X de la NASA. Es posible que en este punto preguntéis: ¿no tiene la NASA un telescopio de rayos X? La respuesta es sí. Entonces formularíais otra pregunta: ¿acaso éste lo sustituye? La respuesta es no. ¿Y entonces por qué lanzan un segundo? Tranquilos, no desfallezcáis y seguid leyendo.

Antes de empezar a tocar los tornillos a este novedoso vehículo, un pequeño inciso. Si ahora mismo preguntáramos qué es la luz, es probable que recibiera respuestas del tipo: la luz del Sol, lo que vemos nosotros, y cosas por el estilo. Pues sí y no. En realidad, la luz que el ojo humano puede captar no es más que una pequeña franja de radiación que forma parte de algo denominado espectro electromagnético, que no es más que el compendio de todos los tipos de “luces”, o espectros, que existen en el universo. El espectro visible, que es lo que el ser humano es capaz de registrar, es el que está en el medio, y a partir del cual hemos nombrado el resto de espectros. Los otros se encuentran por encima o por debajo del visible. Así, los que se encuentran bajo el visible poseen longitudes de onda más largas. Son tres tipos: el utilísimo infrarrojo, la radiación de microondas, y las ondas de radio (porque sí, muchísimos objetos celestes emiten ondas de radio). Los situados por encima de la luz visible, poseen longitudes de onda más cortas. Son la luz ultravioleta (tan interesante para la astronomía como peligrosa para nosotros), los “medicinales” rayos X y los peligrosísimos rayos Gamma. Para los astrónomos, hasta hace aproximadamente 60 años solo podían observar el espectro visible, algo del infrarrojo, y parte de las ondas de radio. El comienzo de la era espacial abrió las puertas para comenzar a explorar esos universos desconocidos. Actualmente, tenemos la inmensa mayoría de los espectros electromagnéticos observados. Así, el espectro visible es coto privado del famoso Telescopio Espacial Hubble (capaz de detectar también parte del infrarrojo y del ultravioleta), el infrarrojo queda a cargo del veterano observatorio de la NASA Spitzer y del más moderno y potente Herschel de la ESA. De la radiación de microondas se encarga el observatorio europeo Planck, mientras que recientemente hemos comenzado a captar las ondas de radio desde el espacio con el satélite ruso Spektr-R, también conocido como RadioAstron. En el otro lado, la mayoría del ultravioleta queda a cargo de GALEX, los rayos X son para Chandra, XMM-Newton y Suzaku, y los rayos Gamma para INTEGRAL y Fermi, y desde hace poco tiempo existen observatorios multi-longitud de ondas, como Swift, que observa a la vez en visible, ultravioleta y rayos X. Además, estos espectros permiten examinar objetos del sistema solar, usando instrumentos científicos como espectrómetros y radiómetros infrarrojos (como el CRISM de Mars Reconnaissance Orbiter o el CIRS de Cassini), espectrómetros ultravioleta (el Alice de New Horizons), de rayos X (XRS de MESSENGER), de rayos Gamma (GRS de Mars Odyssey), radiómetros de microondas (MWR de Juno) o detectores de ondas de radio (RPWS de Cassini), junto con las cámaras de luz visible como HiRISE de MRO, LORRI de New Horizons o HRSC de Mars Express.

Regresamos al tema. NuSTAR es el nuevo observatorio de rayos X de la NASA, como hemos dicho, y es complementario al telescopio Chandra. ¿Por qué? Bueno, pues porque el veterano satélite de la agencia solo puede observar parte de los rayos X que emiten los objetos celestes. Chandra, al igual que XMM-Newton o Suzaku, y como anteriores vehículos centrados en este espectro (empezando por el satélite “africano” Uhuru, lanzado en diciembre de 1970), solo han podido, debido a las restricciones tecnológicas, estudiar uno de los dos tipos de rayos X que existen, los llamados de baja energía o “blandos”. Los más potentes, lanzados en 1999 y 2005, han mejorado enormemente nuestros conocimientos en esta franja, pero son incapaces de alcanzar el otro tipo. Los primeros vehículos capaces de empezar a registrar en cierta manera el otro tipo, los rayos X de alta energía, o “duros”, se han puesto en órbita en los últimos 10 años. El primero en hacerlo fue el europeo INTEGRAL, uno de los actuales observatorios de rayos Gamma, pero que, debido al enorme parecido entre los rayos Gamma blandos y los rayos X duros, comenzó a hacer escaneos del cielo en estos rangos energéticos. El segundo con posibilidad de hacerlo fue el satélite cazador de estallidos de rayos Gamma (o GRB’s) Swift. Uno de sus tres instrumentos, el BAT, es un telescopio con un gran campo de visión que es capaz de observar de una vez un 25% del cielo, con el que ha hecho un mapa básico de los objetos que emiten en los rayos X duros, mientras no buscaba estos GRB’s. El observatorio japonés Suzaku, primo hermano de Chandra y XMM-Newton, también tiene cierta capacidad de observar los rayos X duros. Todos estos satélites han estado observando esta franja de luz a muy baja resolución, por lo que se hacía necesario un observatorio exclusivo centrado en el estudio en alta resolución de estos desconocidos rayos X. Los recientes avances tecnológicos promovieron la aparición de la misión NuSTAR.

Su nombre completo es Conjunto de Telescopios Espectroscópicos Nucleares, y es un proyecto adscrito a la iniciativa de misiones Small Explorer, una de las partes del más longevo de los programas de la NASA, el Explorer, centrado en la investigación heliofísica y astrofísica, y que cuenta con satélites como RHESSI, AIM o IBEX. Esta iniciativa podría decirse que es otra parte de aquella política del Faster, Better, Cheaper, que motivó la apertura del exitoso programa Discovery. A pesar de que los presupuestos para el Small Explorer son bastante reducidos, los objetivos científicos son tremendamente amplios, generando misiones bastante avanzadas tecnológicamente. NuSTAR no es una excepción.

El satélite posee unas medidas de 1.2 x 2.2 metros, y está construido principalmente en aluminio, mediante una estructura en forma de panal de abeja para aligerar peso. Está dividida en dos secciones: el bus, que almacena los sistemas electrónicos de control, comunicaciones, generación de energía y parte del instrumento científico, y el ensamblaje óptico, que contiene las ópticas del telescopio. El diseño del satélite, construido por la empresa Orbital Sciences Corp. (fabricante de la sonda asteroidal Dawn), se basa en módulo LEOStar-2, desarrollado por la misma compañía. El subsistema de manejo de comandos y datos se estructura alrededor de tres elementos, el ordenador de a bordo, la unidad electrónica central y el microcontrolador de las electrónicas de actitud y energía, y se encarga de las operaciones generales del satélite y de enviar los resultados a casa. Comunica con Tierra a través del subsistema de comunicaciones, formado por el transmisor en banda-S y dos antenas omnidireccionales. Carece de toda propulsión, y se encuentra estabilizada en sus tres ejes, usando para su orientación una unidad de referencia inercial, un magnetómetro, cuatro escáneres estelares (basados en los aparatos ASC de la sonda Juno), varios sensores solares ordinarios y varias ruedas de reacción que manejan los movimientos para apuntar el telescopio. Para controlar la temperatura se recurre a lo habitual: mantas multicapa, placas que actúan como radiadores y calentadores eléctricos. La energía proviene de un único panel solar con cinco secciones, almacenando la energía en dos baterías de ión litio. El telescopio de NuSTAR está formado por tres elementos: el ensamblaje óptico, el plano focal con los detectores, y el mástil. Para que un observatorio de rayos X realice mediciones e imágenes de alta resolución, es necesario cambiar la estrategia. Tal y como conocemos un telescopio, los rayos X no se reflejarían en el espejo primario, sino que serían absorbidos. Así, es imposible que con los elementos tradicionales se puedan estudiar de manera precisa. Para conseguirlo, NuSTAR usa un método distinto. Dispone de espejos, si, pero en vez de tener un espejo a la espera de recibir la luz, utiliza un conjunto de espejos situados de manera paralela a la energía entrante, con el objetivo de intensificarla. Esta técnica (denominada en inglés grazing-incidende X-ray optics) fue desarrollada para Chandra, XMM-Newton y Suzaku. En Chandra, por ejemplo, dispone de dos elementos ópticos formados cada uno por dos vainas, y cada vaina dispone de cuatro espejos concéntricos con un grosor de entre 2 y 3 centímetros, además del recubrimiento reflector. Esta medida es muy efectiva para los rayos X blandos. Para los rayos X duros, se ha usado la misma aproximación, pero con una complejidad muchísimo mayor. Al igual que Chandra, NuSTAR dispone de dos elementos ópticos cilíndricos (también llamados módulos), y en total cuatro vainas, sin embargo, la diferencia es que cada una de las vainas dispone de 133

espejos concéntricos, que disponen cada uno de un grosor de 0.02 centímetros (el grosor aproximado de una uña). Para elaborar cada espejo, se ha tenido que esperar a desarrollar una técnica de fabricación de espejos ultrafinos y curvados. Así, para formar cada uno de los espejos concéntricos se han tenido que elaborar entre 12 y 24 segmentos dependiendo del espejo, cada uno con su propia cobertura reflectora (dos tipos de película reflectora, una de platino y carbono, y otra de tungsteno y silicio). En total, los módulos ópticos están formados por más de 9.000 secciones, diseñadas para enfocar e intensificar los rayos X. La segunda parte que da forma al telescopio se encuentra en el bus, y es el plano focal. Dentro de este elemento han sido colocados un conjunto de detectores sensibles a los rayos X de alta energía conectados a sensores digitales, formando un conjunto dos por dos de 64 x 64 píxeles. Para proteger estos detectores y los sensores digitales de los rayos cósmicos y los rayos X que provienen de la radiación de fondo incorpora materiales que detectan y reflejan toda energía no deseada. Así, los detectores del plano focal son capaces de registrar la energía de los rayos X duros enfocada por los módulos ópticos para transformarlo en una imagen de alta resolución. Y como hemos dicho, dispone de un tercer elemento, un mástil. Para que un observatorio de rayos X alcance la sensibilidad deseada, resulta necesario que los módulos ópticos estén separados de los detectores a una distancia muy específica: diez metros. En Chandra esto resultaba fácil porque el propio diseño del satélite incorporaba un enorme tubo vacío con el cual dirigir esa energía a los instrumentos situados en el plano focal. En una misión como NuSTAR, esto resultaba imposible, principalmente porque tenía que encajar en la punta de uno de los lanzadores más pequeños y económicos del momento. De esta manera, para (una vez en órbita) provocar esta separación, ha recibido ese mástil, desarrollado a partir de un sistema similar fabricado para la misión SRTM (misión de topografía por radar del transbordador), el último vuelo de la lanzadera espacial antes de comenzar la construcción de la ISS. Un pequeño contenedor de un metro de largo, situado en el bus del satélite, sirvió durante las primeras fases de la misión para almacenar los segmentos del mástil. Una vez en su sitio proporciona a NuSTAR la distancia focal necesaria, tardando aproximadamente 25 minutos para su completo despliegue usando un pequeño motor eléctrico. Debido a esto, además ha tenido que montar un sistema de alineamiento. Como el mástil va estar sujeto a bruscas variaciones de temperatura dependiendo de la posición orbital, éste puede sufrir pequeñas distorsiones provocadas por la temperatura. Para corregir estas pequeñas desviaciones equipa tres elementos que trabajarán al unísono para mantener al ensamblaje óptico correctamente alineado con el plano focal. El sistema de metrología láser montado en el ensamblaje óptico se compone de un motor eléctrico, dos de los cuatro escáneres estelares y dos guías láser que disparan a dos pequeños objetivos situados en el plano focal. De esta manera, usando la información de las guías láser y los dos escáneres estelares el motor manipula el ensamblaje para situarlo en la posición correcta para que pueda continuar realizando los estudios programados. Las medidas con el mástil desplegado son de 1.2 x 10.9 metros. En el momento del lanzamiento desplazaba una masa de 350 kg.

Para mantener la filosofía de la iniciativa Small Explorer, se necesitaba un lanzador muy económico. De esta manera, el nuevo observatorio fue colocado en el espacio mediante el más curioso (y económico) cohete del inventario de la NASA: el Pegasus XL. Este vehículo, también desarrollado por la empresa Orbital, es único en su tipo. Conocido de vez en cuando como el cohete alado, es un método de situar cargas en órbita baja terrestre desde el aire. Este lanzador posee unas medidas de 16.9 metros de largo, 1.3 de diámetro y una envergadura alar de 6.7 metros con su pequeña ala en forma de delta mayúscula. Unos pequeños alerones rodean la tobera de la primera fase. En total, dispone de tres fases que usan combustible sólido, y es capaz de situar en órbita terrestre hasta 453 kg. Además, para ser lanzado, la empresa Orbital desarrolló a la vez lo que se ha dado a llamar la plataforma de lanzamiento aerotransportada. De esta manera, se adquirió y modificó un avión de pasajeros trimotor Lockheed L-1011 Tristar, para que pudiera cumplir todas las tareas que una plataforma terrestre, tales como surtir de energía a los elementos del lanzador y proporcionar un enlace de datos entre el cohete y el personal de control de a bordo. Este avión, una vez quedó certificado para volar, fue rebautizado como Stargazer. Utilizando estos componentes, Orbital posee un método con el cual puede lanzar desde, virtualmente, cualquier lugar del mundo. Así, la NASA ha lanzado varios vehículos utilizando el Pegasus XL desde diversos lugares. Sin embargo, en este país, es bastante célebre. Gracias a este sistema, España se convirtió en la primera nación europea que lanzaba un satélite al espacio (el Minisat-01) desde su propio territorio continental (esto tiene cierta trampa, realmente lo hizo desde una zona al sur de la isla canaria de El Hierro).

El viaje que NuSTAR ha tenido que realizar hasta alcanzar el espacio ha sido largo. Para empezar, tuvo que viajar desde las instalaciones de Orbital Sciences Corp. (situadas en Dulles, Virginia), donde fue construida y se le realizaron las pruebas principales, hasta la Base de la Fuerza Aérea situada en Vandemberg, California, donde pasó las pruebas finales y se situó en la punta del Pegasus. Después de ser colocado el cohete bajo el Stargazer, tuvo que viajar al atolón de Kwajalein, en las islas Marshall (Pacífico central), para esperar dos semanas a la fecha de lanzamiento. El 13 de junio, día del lanzamiento, todo estaba preparado. El Stargazer despegó desde el Aeródromo Auxiliar Bucholz, situado en el mismo atolón. Viajó a 160 km. de distancia del atolón de coral, y tuvo que situarse a 11.900 metros, la altitud de liberación. Al llegar al punto de despliegue, se da la luz verde, y el Pegasus es soltado. Cae en caída libre durante 5 segundos, momento en el cual el motor de la primera fase se puso en marcha. 10 minutos después, NuSTAR se separa de la última fase, en la órbita prevista para el satélite. Gracias a este vehículo lanzador, el presupuesto total de un proyecto se reduce significativamente, ya que como no despega desde el suelo bajo su propia potencia, la carga de combustible, y por lo tanto, la masa del cohete, es menor de la mitad de, por ejemplo, un lanzador Delta 2. De ahí que las iniciativas como Small Explorer hagan uso frecuente de este sistema.

La órbita de NuSTAR está situada a 600 km. de altitud, inclinada dos grados con respecto al ecuador terrestre. Una vez se liberó del cohete, se orientó, desplegó su panel solar plenamente orientable, y comunicó por primera vez. Tiene previstos dos formas de comunicación con su centro de control, situado en la Universidad de California en Berkeley, una mediante la red de satélites de seguimiento y retransmisión de datos TDRS, y otra usando la estación de seguimiento que la agencia ASI italiana posee en Malindi, Kenia. A lo largo de 23 días, el observatorio ha realizado sus pruebas y calibraciones, para comprobar el rendimiento del satélite. Posteriormente, ha realizado su primera luz, la parte más importante de esta fase, apuntando al objeto Cygnus X-1, con la asistencia de XMM-Newton, Chandra y Swift.

¿Qué objetos desprenden rayos X? Los más calientes. En esencia, tiene 5 objetivos concretos: localizar agujeros negros supermasivos; encontrar remanentes de estrellas colapsadas; realizar observaciones detalladas de supernovas conocidas; observar las fuentes de rayos Gamma de alta energía; y observar rápidamente supernovas recientes a lo largo de su misión. Los rayos X son la manera principal de encontrar agujeros negros, vía los discos de acreción que les rodean, una gran nube de gas supercaliente que rota a alta velocidad, generando así los rayos X. Gracias a las capacidades de NuSTAR, se espera que sea capaz de localizar agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias. Otros objetos, los llamados fuentes de rayos X ultraluminosos, se cree que sean agujeros negros de tamaño mediano, y con este proyecto se podría averiguar la realidad de estos misteriosos objetos. En nuestra galaxia, apuntará al centro donde están agrupados numerosos cuerpos, localizando posiblemente agujeros negros no descubiertos hasta ahora. Otros astros de interés para NuSTAR son las estrellas de neutrones, cadáveres estelares que son los restos de una estrella de enormes proporciones que se convirtió en supernova. Son objetos enormemente densos (tanto, que una porción que cabe en una cucharilla de café atravesaría la Tierra de lado a lado) y calientes, y su estudio dará pistas para comprender la evolución estelar, de una manera parecida a la que nos proporcionen las enanas blancas, viejos núcleos de estrellas de dimensiones similares a nuestro Sol que expulsó las capas externas. Algunas enanas blancas, formando parte de sistemas binarios de estrellas, adquieren material de su compañera, y de forma similar a los discos de acreción, esta materia se calienta y emite rayos X. Además de observar las enanas blancas conocidas, se buscarán nuevas de este tipo.

Otros tipos distintos de estrellas de neutrones son los púlsares y los magnetares. El primer tipo son los astros que poseen la mayor velocidad de rotación de todos los cuerpos celestes (alguno puede rotar sobre sí mismo cada 715 veces por SEGUNDO) y que emiten haces de energía muy potentes que calientan los gases que la rodean. Los magnetares son los cuerpos cósmicos que poseen los campos magnéticos más potentes del universo, que emiten estallidos de energía gigantescos. NuSTAR será básico para tratar de comprender estas estrellas tan desconocidas.

También será una herramienta básica para averiguar qué sucesos provocan las supernovas, y cómo influyen en el proceso del nacimiento de las estrellas. Para ello, estudiará al detalle tanto la SN 1987A como Cassiopea A, las más recientes, potentes y cercanas, para probar las teorías que existen sobre cómo afectan al espacio que les rodea. Si durante el tiempo de misión de NuSTAR ha sucedido una supernova, el observatorio será dirigido rápidamente para tratar de comprender el por qué de la explosión, siempre y cuando esté dentro del límite de observación del telescopio.

Entre los cuerpos cósmicos y fenómenos que serán observados estarán los chorros de material que emiten los agujeros negros a casi la velocidad de la luz, estrellas eruptivas, galaxias con regiones formadoras de estrellas, lejanos grupos de galaxias y más. También mirará a casa. La fuente más cercana de rayos X es la corona solar, y se unirá a observatorios solares como RHESSI en el estudio de llamaradas, eyecciones de masa coronal y otros fenómenos que se originan en la superficie de Helios. Su estudio de nuestra estrella podría proporcionar pistas a la pregunta de por qué la corona solar (es decir, su “atmósfera”) es más caliente que la propia superficie solar. Y por supuesto, como observará en detalle por primera vez un universo desconocido, se espera que encuentre cosas hasta la fecha no detectadas.

La misión principal durará dos años, y realizará programas de observación ya elaborados, basándose en las observaciones de los telescopios existentes. Además, podrá realizar observaciones coordinadas con Chandra, XMM-Newton, Suzaku, INTEGRAL, Swift o Fermi. Su método de trabajo será el siguiente: tan sencillo como estar observando continuamente durante dos semanas el objetivo programado, para obtener resultados de una elevadísima calidad. Como todo el tiempo de uso durante estos dos años está ya programado, de momento los astrónomos de todo el mundo no podrán enviar solicitudes para usar a NuSTAR. Una vez acabe esta misión principal, el observatorio estará disponible para cualquiera que lo pida.

La contribución a la ciencia de las físicas que NuSTAR podrá realizar será tremendamente valiosa: nada menos que abrir una ventana a una región del espectro electromagnético completamente desconocida, y nos dará pistas sobre cómo funcionan muchos de los cuerpos más energéticos y los fenómenos más espectaculares del cosmos, y la manera en que influyen en el espacio que les rodea. No cabe duda que nos proporcionará nuevas maravillas para que disfrutemos con el universo.

Ventana al Espacio (XLIV)

Marte, 9 de mayo del 2003, desde el Hubble.