Susana Biro - Astrónomos trabajando

Las pruebas de dim

Cuando un cometa como el 67P se acerca al Sol, su superficie se calienta por la radiación solar y se genera una atmósfera transitoria de gas y polvo llamada coma. Parte del polvo de la coma proviene de la superficie y parte de capas algo más profundas que quedan expuestas al fracturarse la corteza. Las partículas más finas de la coma –micrométricas o menores– son empujadas por la propia radiación solar –o presión de radiación– y forman una de las colas del cometa. Las partículas algo mayores, con tamaños de hasta unos pocos milímetros, pueden quedar atrapadas en órbitas alrededor del cometa, y las partículas más grandes, cercanas a las fracciones de centímetro o mayores, simplemente caen de vuelta a la superficie y cubren al cometa formando una capa relativamente gruesa de polvo similar a la que existe en nuestra luna.

Los resultados de Stardust eran una buena referencia de lo que podían esperar los instrumentos de Roseta en cuanto a polvo, con la salvedad de que las partículas que atrapó en sus colectores de aerogel fueron captadas a distancias mayores a los 200 km del Wild 2. Roseta estaría 10 veces más cerca del 67P y Philae –con dim– se posaría en el núcleo del cometa. En teoría, dim estaría en contacto con partículas grandes que por su tamaño no serían capaces de escapar de la superficie del cometa, pero quizás similares en composición a las detectadas por Stardust; así también se esperaba encontrar partículas de hielo.

Debido al diseño de dim, cada partícula detectada arrojaría sólo dos valores: el voltaje máximo producido por su impacto con alguno de sus pzt y el intervalo de tiempo en el que la partícula estuviese en contacto con el pzt (llamado tiempo de contacto). En el laboratorio, ambos valores pueden obtenerse de la gráfica completa de la señal cuando uno de los duplicados de dim se conecta a un osciloscopio, instrumento muy usado para el análisis de señales de muchos tipos. En realidad, la señal completa es una multitud de valores de los que el voltaje máximo y el tiempo de contacto son los más relevantes. Desafortunadamente, por economía, en la electrónica de Philae no se incluyó algo parecido a un osciloscopio; sin embargo, el análisis de la señal completa en el laboratorio era necesario y fue muy importante para conocer mejor las capacidades del instrumento.

La gráfica de un impacto se ve como una onda cuya forma depende del tipo de partícula y de su velocidad. La altura del primer pico de la onda es el voltaje máximo y está relacionada con la velocidad de impacto de las partículas. El ancho horizontal del pico corresponde al tiempo de contacto. Típicamente, el voltaje está en milésimas de volt o milivolts, y el tiempo en millonésimas de segundo o microsegundos. Entre más intenso es el choque entre la partícula y el sensor, más grande o intenso es el voltaje; y entre menos rígida o más deformable es la partícula, su tiempo de contacto será mayor y viceversa. De acuerdo con lo anterior, si una partícula cualquiera impacta en dim, podemos estimar tres cosas: su velocidad a partir del voltaje generado, su composición a partir del tiempo de contacto y su dirección con respecto a dim, a partir del pzt con el que impactó.

Una duda importante que teníamos era cómo se comportaría dim a bajas temperaturas, pues la superficie del cometa está por debajo de los -40 °C. Para los experimentos, a falta de un cuarto frío diseñamos una versión miniatura, similar a un pequeño refrigerador de poliestireno (conocido por su nombre comercial como unicel) con una ventana transparente de acrílico (a la que llamamos simplemente caja fría) y que enfriamos con nitrógeno líquido hasta los -50 °C. Podía introducirse el detector en ella y manipularse desde afuera a través de un par de guantes que incorporamos en las paredes. Esta caja fría nos permitió también resolver un problema que nos agobió por varias semanas: crear esferas de hielo de agua para nuestras pruebas. Al final, la solución fue depositar gotas de agua sobre una placa metálica conectada a la tubería por la que circulaba el nitrógeno líquido. Estas gotas se congelaban instantáneamente y mantenían su forma. Después de muchas pruebas y manos congeladas, comprobamos que la respuesta de dim era independiente de la temperatura y pudimos estudiar su comportamiento con los impactos de partículas de hielo compacto y de hielo algo poroso. Claro que sabíamos que las partículas del cometa no se parecerían mucho al hielo de agua compacto, pero las pruebas con distintos materiales, incluido el hielo, nos ayudaba a conocer mejor a dim.

Figura 2. Punto de detección de la partícula dedim con respecto al 67P.

dim en acción

Cuando Philae se desacopló de Roseta en noviembre de 2014 para descender en el cometa, dim se encendió para comenzar las detecciones. Fue emocionante para todos ver llegar sus primeros datos. Eran tantos que parecía que dim cruzaba una densa nube de polvo, pero había algo extraño: los datos registrados seguían patrones muy regulares distintos a los producidos por impactos reales que no siguen un patrón específico. Lo cierto era que algo distinto a impactos de partículas de polvo estaba activando al instrumento. Estábamos perplejos, pero entre el mar de falsos positivos –cuyo origen nunca se aclaró del todo– había una señal aparentemente real que sugería una partícula detectada a 2.4 km de la superficie del cometa. Esta señal correspondía a un voltaje pequeño de unos 2.45 mV y un tiempo de contacto muy largo, de 61 microsegundos, una combinación de valores distinta a lo que habíamos observado en nuestros experimentos.

En cualquier caso, para validar la detección era necesario reproducir esos valores en el laboratorio de alguna forma. Paradójicamente, un material de prueba que Harald había tenido desde hacía tiempo en su oficina y que no habíamos tomado en cuenta para las pruebas, era aerogel. El mismo material que se había usado para las trampas de polvo en la nave Stardust. Se trataba de un pequeño bloque de unos 6 x 3 x 3 cm3 donado por un investigador de dlr. Me di a la tarea de cortar algunos pedazos del pequeño bloque de aerogel y darles una forma lo más esférica posible con el fin de hacer algunas partículas de prueba. Luego fui dejando caer la partículas desde varias alturas sobre uno de los gemelos de dim y, ¡sorpresa!: los impactos producían señales con amplitudes pequeñas y tiempos de contacto largos, parecidos a los de la señal que dim registró cerca del cometa.

Figura 3. Aerogel.

Experimentos más detallados nos confirmaron que una partícula de aerogel de unos 2 cm de diámetro y con una velocidad de impacto de 4 m/s producía una señal casi idéntica. La partícula detectada tendría propiedades similares a nuestras partículas de aerogel: una densidad de la cuarta parte de la densidad del agua o 0.25 g/cm3 y una porosidad de casi 90%, es decir, sólo 10% del volumen total estaba ocupado por material y el resto eran huecos o poros. Estas características coincidían con las detecciones de otros instrumentos de Roseta, lo que confirmaba que nuestra única detección era real. Adicionalmente, con ayuda de la orientación de los paneles solares que recubrían la superficie exterior de Philae, pudimos determinar su orientación exacta durante la detección y con ello la dirección precisa de la partícula. Concluimos que, muy probablemente, la partícula orbitaba alrededor del cometa cuando impactó con dim. Finalmente, aunque fuera sólo una partícula, la detección era la más cercana a un cometa realizada hasta ese momento.