Misión GAIA. Una fotografía del espacio

Artículo de divulgación sobre la misión espacial más importante de la última década. Su objetivo? Realizar una “fotografía” en tres dimensiones del espacio que conocemos y el que nos queda por descubrir:

Gaia es una de las misiones emblemáticas de la Agencia Espacial Europea en esta década. Tiene como propósito central clarificar el origen y evolución de nuestra galaxia mediante un mapa 3D de alta precisión y dinámico de unos mil millones de estrellas. Esta misión tendrá la capacidad de revolucionar la astrofísica moderna, y dispone de una tecnología puntera que la colocará durante años como líder del campo.
El proyecto se ha llevado a cabo con una alta colaboración del equipo de la Universidad de Barcelona (ICCUB), tanto en la concepción del instrumento como en el procesado de datos para la posterior elaboración de un catálogo Gaia.
A continuación detallo unos cuantos datos importantes de la misión para ponernos en situación. He querido destacar la utilidad y metas de este proyecto, asó como la mecánica orbital detrás de su puesta en órbita:

http://gaia.ub.edu/
http://gaia.ub.edu/

PRECEDENTES

La misión Hipparcos fue lanzada en 1989 al espacio para observar con alta precisión unas 120.000 estrellas. Ésta sirvió de inspiración a los científicos de la ESA para mejorarla y lanzar la misión Gaia al espacio. Los nuevos objetivos incluían la observación de 1.000.000.000 estrellas en un radio muy superior, de unos 30.000 años luz, y la mejora de la precisión, unas 100 veces superior.

OBJETIVOS

Estos nuevos objetivos, y la preparación durante 15 años de la misión hizo que se plantearan numerosas nuevas metas para describir nuestra galaxia, su forma y configuración, composición y movimiento. Las preguntas que surgieron fueron:
1. Movimiento de la estrella en el plano tangencial
2. Distancia a la que se encuentra: La relación entre la magnitud M de una estrella y la magnitud aparente m que vemos, nos proporciona la distancia d a la que se encuentra de nosotros, y viceversa: M = m + 5 – 5lnd
3. Velocidad radial de las más brillantes: El espectro que registramos de una estrella que se aleja tiene las longitudes de onda corridas al rojo (el llamado redshift) que, por efecto Doppler, nos permite calcular su velocidad.
4. Estrellas en los sistemas múltiples: Se cree que unos 2/3 del total de estrellas se encuentran ligados en sistemas múltiples. Estos son muy útiles para medir la atracción gravitatoria entre las estrellas que conforman el sistema y así determinar la masa de cada una.
5. Determinación de la edad: Gaia tiene una duración de 5 años y un periodo de 180 días. Esto nos proporciona unas 80 imágenes de una misma estrella, así, si medimos su variación de intensidad podemos determinar su edad.
6. Determinación del brillo intrínseco, temperatura y composición química 
7. Agregados de galaxias
8. Forma de nuestra galaxia, ¿ 2 brazos o 4 brazos?
9. Materia oscura en nuestra galaxia
10. Observación de enanas blancas, enanas marrones, asteroides (algunos potencialmente peligrosos para la Tierra), explosiones de supernovas y quasars}
11. Diagrama Hertzsprung-Russell: Este diagrama servirá para hacer una clasificación de las estrellas según la etapa de vida en la que se encuentren, y cómo pueden evolucionar.

Luminosidad en función de Temperatura. La etapa más común de encontrar una estrella es en la secuencia principal, la más larga.
Luminosidad en función de Temperatura. La etapa más común de encontrar una estrella es en la secuencia principal, la más larga.

12. Observaciones de la curvatura del espacio-tiempo en relación con la Relatividad General : Una de las líneas de investigación va enfocada a modelizar un disco galáctico curvado y ver cómo modifica el vector velocidad de sus elementos

INSTRUMENTACIÓN

Los elementos clave de ésta estación son los dos telescopios fijos en una estructura toroidal, acompañados de diez espejos. Mediante triangulación permiten determinar la distancia a la estrella con una precisión de microsegundos de arco (fenómeno de Paralaxis). Las 106 cámaras CCD se utilizan para realizar la espectrometria de lo observado en los telescopios, los prismas de longitudes de onda azul y rojo para espectrofotometria y el espectrógrafo para la determinación de la velocidad radial de las estrellas observadas.
Además, consta del instrumental de procesado de datos (el Data compression DAPCOM desarrollado por las Universidades de Barcelona y Politécnica de Catalunya), y comunicación con las estaciones en Tierra, cuyo peso se debe tener en cuenta en el payload.

SOYUZ LAUNCHER
La Estación Espacial Gaia fue lanzada en un cohete Soyuz 2-1 B desde la estación de lanzamiento de la ESA en la Guaiana Francesa. Incorporava, además, un Fregat Upper Stage para impulsarla en las transiciones entre órbitas. Este cohete utiliza Oxígeno líquido como oxidante y Queroseno como combustible para el cohete. Este elemento es vital para las inyecciones que realiza el módulo Fregat, que es el responsable de proporcionar potencia a la carga de pago para transferirla de una órbita a otra.

POSICIONAMIENTO

En nuestro Sistema Solar hay 5 puntos llamados Lagrangianos o L-points dónde hay un equilibrio semi-estable de fuerzas gravitatorias. Estos puntos se calculan resolviendo el Lagrangiano de un problema de tres cuerpos: Sol, Tierra y nuestro cohete, y son perfectos para estudiar el espacio desde esa posición. En el caso de Gaia, se ha enviado la estación al punto L2 situado a 1.5 millones de quilómetros detrás de la Tierra, y se la hace oscilar alrededor de ese punto. Al estar la Tierra entre Gaia y el Sol, la órbita representa un entorno térmico ideal y con muy poca radiación solar. Es de vital importancia elegir bien las condiciones iniciales del problema, ya que de ello depende que Gaia no se vea afectada por la sombra o la zona de penumbra detrás de la Tierra, se anularía el sistema eléctrico de la estación y dejaría de funcionar.

La mecánica orbital de este problema es un tanto compleja, se divide en 4 fases:
1. Lanzamiento del módulo entero y separación de todas las capas (tiempo aproximado: 9,5 horas)
2. Fregat empuja la carga de pago de Gaia hasta una órbita de “aparcamiento” muy cercana a la Tierra
3. L2 Transfer: Cuando ha realizado una vuelta entera a la Tierra Fregat la transfiere a una órbita hiperbólica que llevará a Gaia al L2, y se separa de ella (tiempo aproximado en la órbita hiperbólica: 3 semanas)
4. Con la propulsión de las placas solares Gaia sale de la L2 Transfer y entra en la Lissajous Orbit alrededor de L2, una órbita de 700.000km de diámetro, dónde será capaz de mantenerse durante 6,3 años sin verse afectada por la sombra de la Tierra:

Trayectoria 3D de la Lissajous Orbit de Gaia
Trayectoria 3D de la Lissajous Orbit de Gaia

Como ya he comentado, la estabilidad y durabilidad de esta órbita está sujeta a la precisión del ángulo y distancia iniciales con los que entre Gaia; de ahí que necesite autopropulsarse de vez en cuando para mantenerse en ella. Por lo tanto, Gaia ha realizado durante los tres primeros meses controles de funcionamiento de su sistema, y estará tomando datos durante 5 años (empezó el 25 de Julio de 2014).
También es importante obtener una buena observación del espacio, la estación no debe superar un ángulo de 15 grados entre Sol-Gaia-Tierra. No obstante, sí que dispone de un movimiento de giro (spin) sobre sí mismo para poder “cubrir” todo el área que le rodea. El eje de este movimiento de spin se encuentra inclinado 45 grados respecto la distancia Gaia-Sol, y la estación realiza un movimiento de precesión a su alrededor, con un periodo de 63 días que permite observar cada estrella unas 70 veces de media en toda la misión.

HALLAZGOS

Uno de los resultados mÁs inmediatos y emocionantes que nos ha proporcionado Gaia es el descubrimiento de la supernova Gaia14aaa en una galaxia situada a 500 millones de años – luz. En el primer registro de esa estrella la luminosidad era mucho más débil que un mes más tarde, dónde se registró un pico de intensidad muy alta. Mediante el estudio de les espectros proporcionados por los dos prismas, se identificaron elementos químicos propios de las supernovas tipo 1a: hierro, azufre y silicio. Estos fenómenos son extremadamente raros ya que provienen de sistemas binarios formados por una enana blanca y una estrella mucho más masiva en etapa de gigante roja. En este caso la gigante transfiere masa y energía a la enana ocasionando la supernova.

http://gaia.ub.edu/
http://gaia.ub.edu/

Estos fenómenos ocurren una o dos veces cada siglo en una galaxia. No obstante, Gaia proporciona la observación de muchísimas galaxias,  este descubrimiento es uno de los muchos que están por llegar.

Irene Pérez Martínez

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