Con diferentes propósitos, en Space Robotics estamos constantemente diseñando modelos a escala de las últimas misiones espaciales, y procuramos asegurarnos de que todos nuestros diseños incluyan siempre los más finos detalles para parecerse lo máximo posible a los originales. Pero esta vez, hemos ido un paso más allá, construyendo un modelo a escala de la carga útil de Gaia tan real que hasta funciona. Sigue leyendo y descubre por qué y cómo:

 

 

Sobre la maqueta funcional

Los telescopios modernos no tienen nada que ver con el refractor original de Galileo. El primer telescopio de Galileo tenía solo un metro de distancia focal y lo construyó encajando dos lentes en un tubo de madera. El recorrido que hace la luz a través de este telescopio se puede explicar fácilmente con un simple diagrama dibujado rapidamente sobre un papel. Sin embargo, la carga útil de Gaia incluye dos telescopios de 0,7 metros cuadrados de apertura y 35 metros de distancia focal formados por diez espejos de diseño micrométrico situados un banco óptico hexagonal de 3 metros de diámetro. El recorrido que hace la luz a través de un diseño tan complejo definitivamente no se puede explicar con un diagrama 2D rápido y simple, y por lo tanto, profesores y divulgadores se enfrentan un problema cuando tienen que explicarlo.

En Space Robotics hemos dado solución a este problema construyendo un modelo funcional de la carga útil de Gaia. Para hacerlo, recreamos el interior de Gaia en nuestro departamento de modelos a escala y imprimimos el resultado en 3D. Sobre este diseño, incluimos soportes ajustables y, finalmente, dispusimos sobre ellos espejos hechos a mano con la misma forma que los originales. Con punteros láser simulando estrellas a la distancia adecuada, los recorridos que hace luz a través de los diez espejos de estos complejos telescopios son claramente visibles cuando se dispersa algo de polvo o vapor de agua en el interior del modelo. Así, viendolo en persona a tan solo unos palmos de distancia, cualquiera puede comprender cómo funciona este satélite tan ingenioso.

 

 

 

Acerca de Gaia

Dentro del programa ESA Horizon 2000, Gaia fue lanzado el pasado 19 de diciembre de 2013 por Arianespace, utilizando un cohete Soyuz ST-B. El lanzamiento se hizo desde la Guayana Francesa hacia una órbita de Lissajous en el punto Tierra-Sol L2. Gaia es el sucesor del satélite Hipparcos y continuará con sus objetivos astrométricos. Durante su misión de cinco años, Gaia observará más de mil millones de estrellas hasta una magnitud de 20 y observará unas 70 veces cada una, proporcionando con una precisión sin precedentes los siguientes parámetros:

  • Temperatura: (Debido a que las estrellas se comportan como cuerpos negros), el color de una estrella (o la longitud de onda en su pico de luminosidad) está relacionado con su temperatura, por lo que podemos inferir su temperatura a partir de las observaciones.
  • Composición: La metalicidad de una estrella y algunas otras abundancias químicas pueden obtenerse examinando las líneas de sus espectros, por lo que podemos obtener esos parámetros con un espectrómetro.
  • Magnitud / Luminosidad Aparente / Magnitud Aparente, esto es, cuán brillante parece ser la estrella desde nuestra posición en la galaxia. (Estrellas distantes brillantes pueden parecer más débiles que estrellas débiles más cercanas a nosotros.) Para medir la magnitud de un objeto, usamos un fotómetro.
  • Luminosidad / Brillo Absoluto / Brillo Intrínseco / Magnitud absoluta, esto es, como de brillante es en realidad la estrella, la cantidad real de radiación que emite. Para medir la luminosidad necesitamos no solo un fotómetro sino también el valor de nuestra distancia a las estrellas.
  • Paralaje, esto es, la diferencia en la posición aparente de un objeto visto desde dos líneas de visión diferentes medida por el semiángulo de inclinación entre esas dos líneas. En otras palabras, considerando un fondo estático distante, las estrellas parecen estar en diferentes posiciones dependiendo de desde dónde estemos mirando, esta diferencia se mide con un ángulo llamado paralaje. Si medimos esta diferencia, podemos inferir nuestra distancia a la estrella. Esa es una de las razones por las que Gaia observa cada estrella varias veces (desde diferentes posiciones).
  • Posición: como Gaia sabe hacia dónde apuntan sus telescopios, la posición de las estrellas en el cielo se conoce desde el instante en que se detectan. La posición en el cielo junto con la distancia obtenida de paralaje da la ubicación 3D de la estrella.
  • Velocidad de rotación / Velocidad radial. Al igual que los planetas y las lunas, las estrellas también rotan. Podemos medir la velocidad de rotación de una estrella comprobando el efecto Doppler diferencial entre el lado de la estrella que gira hacia nosotros y el lado que gira alejándose de nosotros. De nuevo, necesitamos un espectrómetro para verificar el efecto Doppler diferencial en los espectros de la estrella.
  • Movimiento Porpio, es decir, el cambio de la posición de la estrella en el cielo a lo largo del tiempo debido a un movimiento real de la estrella a través del espacio. Esta es otra razón por la que Gaia observa cada estrella varias veces, verificando su posición cada vez.
  • Velocidad radial, es decir, la velocidad a la que las estrellas se alejan o acercan hacia nosotros. Esta puede medirse verificando el efecto Doppler con un espectrómetro. Junto con el movimiento propio, dan el movimiento 3D de la estrella a través del espacio.In other words, Gaia will create a 3D dynamic map with information from over one billion stars that surround us.

Además, se espera que Gaia descubra miles de cuásares y exoplanetas más allá de nuestro Sistema Solar y miles de asteroides y cometas dentro de él. Para lograr el desafío de las mil millones de estrellas, Gaia esta equipada con los mejores instrumentos científicos disponibles. Además, el Módulo de servicio mecánico utiliza también las últimas tecnologías.Algunos de los principales componentes de Gaia son:

  • Protector Solar: El protector solar es la estructura con forma de CD, siempre está apuntando al Sol, la Tierra y la Luna, para evitar que su luz llegue a los CCD.
  • Paneles Solares: Se encuentran ubicados en el protector solar, en la cara que da al Sol, y proporcionan más de 1,5 kW a Gaia.
  • Antena: en el centro del parasol, una antena envía datos ocho horas al día a aproximadamente 5Mbit / s.
  • Tienda Térmica: La estructura cilíndrica que cubre la estructura principal de Gaia.
  • Dos telescopios: Dos telescopios de 0,7 metros cuadrados que llevan la luz de las estrellas por 10 espejos hasta el plano focal.
  • 106 cámaras: 106 sensores CCD están ubicados en el plano focal. En total, hay casi mil millones de píxeles que adquieren datos de más de mil millones de estrellas. Estos CCD en realidad corresponden a tres instrumentos diferentes:
    • ASTRO (instrumento astrométrico): estos CCD medirán el paralaje, el movimiento propio, y la posición.
    • BP / RP (fotómetro azul / fotómetro rojo): el instrumento fotométrico formado por dos fotómetros obtendrá un espectro de 320-1000 nm. Además de los CCD, consta de dos prismas para obtener los espectros.
    • RVS (Espectrómetro de velocidad radial): obtendrá un espectro de banda estrecha de 847-874 nm para medir la velocidad radial. Además de los CCD, cuenta con una rejilla de difracción y óptica adicional para obtener los espectros.

 

 

 

Imagenes © ESA