La Misión PLATO 2.0 (PLAnetary Transits and Oscillation of stars) de la ESA (Agencia Espacial Europea) tiene como objetivo la búsqueda y caracterización de planetas de tipo terrestre en otros sistemas solares. Los planetas extrasolares empezaron a descubrirse desde tierra y posteriormente con otras misiones espaciales como CoRoT (CNES, ESA) y Kepler (NASA). Actualmente están siendo descubiertos por las misiones espaciales TESS (NASA) y CHEOPS (ESA, Suiza). El objetivo fundamental de PLATO es el descubrimiento de planetas análogos a la Tierra tanto en la distancia a su estrella como en sus características físicas. Es decir, tienen que estar en la zona de habitabilidad de su sistema solar y tener una densidad propia de un sólido. Esto solo se consigue a través de la aplicación de técnicas astrosismológicas a las series temporales generadas por la estrella, cuya luminosidad disminuye periódicamente por el tránsito de un planeta que gira a su alrededor. Para ello se necesita un instrumento que ofrezca la precisión suficiente como para medir tanto las oscilaciones de la propia estrella como la pequeñísima caída de brillo que produce el tránsito.
PLATO 2.0 es una misión de tamaño medio (M3) del programa científico Cosmic Vision (2015-2025). Esta misión pondrá a Europa en la vanguardia de la investigación en exoplanetas y astrosismología, donde la experiencia adquirida en otras misiones espaciales como CoRot, Kepler, Cheops y TESS será clave para la preparación y explotación de la misión. Instrumentos como CARMENES (CAHA), HARPS-N (TNG) y Stromgren (OSN) ayudarán a la caracterización de las estrellas alrededor de las cuales estarán orbitando estos objetos tan apreciados por los terrícolas.
El proyecto lo desarrolla un consorcio internacional de países, con la participación de más de quinientos científicos e ingenieros, de los cuales unos ochenta y cinco participan en el consorcio español (CAB, INTA, IAA, UGR e IAC), con el apoyo de numerosos científicos adicionales de otros centros y universidades.
El Instituto de Astrofísica de Andalucía y la Universidad de Granada centran sus actividades científicas en la caracterización de las estrellas que albergan estos planetas y en la detección, caracterización y estudio dinámico de los sistemas planetarios. Su principal actividad tecnológica consiste en el diseño y la construcción de las unidades de la electrónica principal del instrumento, donde se efectuará un primer procesado de los datos en vuelo.

La ciencia: buscando exoplanetas

En palabras del Comité Científico asesor de la ESA en Ciencia Espacial: “PLATO revolucionará nuestro conocimiento de los sistemas exoplanetarios al proporcionar parámetros físicos para grandes muestras de planetas bien definidos, especialmente aquellos que orbitan más allá de una unidad astronómica (ciento cincuenta millones de kilómetros) y poseen masas similares a la de la Tierra, siendo capaces de encontrar sistemas planetarios análogos al Sol-Tierra”. PLATO podrá caracterizar los sistemas planetarios, incluidos los planetas terrestres en su zona habitable, con precisión suficiente como para comenzar a poner a prueba las diferentes teorías de formación y evolución planetaria, lo que supone un importante avance respecto a las misiones actuales para la búsqueda de planetas.
Para ello, PLATO observará estrellas brillantes (de magnitud entre cuatro y once) en grandes regiones del cielo para detectar y caracterizar planetas hasta el tamaño de la Tierra mediante tránsitos fotométricos, cuyas masas serán entonces determinadas por mediciones de la velocidad radial desde tierra. La combinación de estas mediciones con los datos astrosismológicos permitirá obtener los parámetros de los planetas con muy alta precisión: 3% en los radios, 4-10% en sus masas y 10% en su edad. El objetivo clave de PLATO sería encontrar más de diez de estos sistemas. Además, PLATO detectará miles de otros exoplanetas de diferentes tamaños y órbitas.
Las estrellas que observará PLATO deben de ser estrellas lo suficientemente brillantes como para medir con precisión sus variaciones de velocidad radial desde tierra, y lo suficientemente débiles como para no saturar los detectores. Lo que marca la diferencia con respecto a la instrumentación actualmente en curso es la capacidad que tiene PLATO de observar simultáneamente miles de estrellas (tabla página contigua), divididas en varias categorías: P1, las más brillantes y para las que será necesario determinar con alta precisión su radio (<3%), masa y edad (<10%); P2 y P5, con menor brillo, serán caracterizadas con algo menos de precisión pero en un número mucho mayor, lo que permitirá no solo estudiar los sistemas planetarios con alta precisión sino que además proporcionará valiosa información estadística; P4 son estrellas de baja masa (tipo M), de las más numerosas en el universo, que son suficientemente débiles para que sus zonas habitables estén cerca de la estrella y, por tanto, los planetas que en ellas se encuentren tendrán períodos de unas pocas semanas. Aunque para estas estrellas la precisión fotométrica es menor, la gran cantidad de tránsitos medidos contribuirá a mejorar significativamente su señal y permitirá su correcta caracterización.

LA TECNOLOGÍA: participación del IAA

1. Instrumento

PLATO comprende veintiséis telescopios de gran campo de doce centímetros de diámetro cada uno. Dispone de veinticuatro cámaras “normales” (N), que toman una imagen cada veinticinco segundos, y otras dos cámaras “rápidas” (F) que toman una imagen cada 2,5 segundos, y que además de realizar la adquisición de imágenes de ciencia ayudarán en el apuntado de precisión del satélite. Las dos cámaras rápidas contienen información de color en dos bandas fotométricas, que será útil para identificar falsos positivos en la detección de planetas y para la identificación de los modos de pulsación de las estrellas. Las cámaras normales suman un campo de visión de mil cien grados cuadrados y las rápidas de seiscientos diecinueve grados cuadrados.
Las veinticuatro cámaras normales se organizan en cuatro grupos de seis cámaras que miran el mismo campo de visión, y cada grupo desalineado 9,2 grados del eje central lo que suma un total de dos mil doscientos cincuenta grados cuadrados de campo de visión. Al principio de cada apuntado se envían las imágenes completas a tierra para su identificación y se seleccionan las ventanas (de 6x6 píxeles, llamadas imagettes) donde se ubica el objeto a estudiar que es analizado a bordo. Se obtienen los centroides y curvas de luz, que será lo único que se envía a Tierra, de ahí la necesidad de tener un sistema electrónico que albergue un procesado de los datos autónomo.

2. Electrónica del instrumento

Cada cámara utiliza como detector un conjunto de cuatro CCDs de veinte megapíxeles cada uno, que se controlan y leen por medio de una electrónica situada junto a las mismas.
Las unidades que reciben los datos de las cámaras normales son las unidades de electrónica principal (MEU: Main Electronic Unit). Es el “ordenador” del instrumento, que incorpora electrónica especialmente diseñada para el espacio y otras características que hacen que el instrumento sea único.
Cada caja MEU contiene seis unidades de procesamiento de datos (N-DPUs, de su nombre inglés) para la adquisición de doce cámaras. La fuente de alimentación y los rúters, que reducen la masa del cableado, son redundantes.
Cada N-DPU procesa los datos de dos cámaras normales. El software que se emplea en cada tarjeta es diseñado por un equipo de ingenieros de LESIA (Laboratorio de Estudios eSpaciales y de Instrumentación en Astrofísica del Observatorio de París) y obtiene las curvas de luz y centroides de los objetos.
Para realizar estas tareas, cada MEU va a consumir menos de cincuenta vatios y pesará alrededor de diez kilos.
Las MEUs mandan los datos a la unidad de control del instrumento, formado por dos unidades redundantes en una única caja, que se encargan de controlar el instrumento, comprimir los datos y comunicarse con la nave para el control y envío de datos que finalmente se transmitirán a Tierra.
Las unidades que reciben los datos de las cámaras rápidas son las unidades de electrónica rápida (FEU). La FEU contiene las 2 F-DPUs, una por cámara, con su fuente de alimentación.
Aparte de estas unidades de procesado están unas unidades de electrónica auxiliar (AEU), encargadas de generar la delicada alimentación necesaria para las cámaras y su crítica sincronización, así como del control térmico de las cámaras.

3. El IAA, responsable de las MEUs

Desde 2014, el IAA es responsable del diseño y construcción de las dos unidades de la electrónica principal (imagen izquierda), que se encargan de recibir los datos de las veinticuatro cámaras normales. Para este cometido la Unidad de Desarrollo de Instrumentación Tecnológica del IAA cuenta con un equipo de ingenieros electrónicos, de software y mecánicos con experiencia en otras misiones espaciales.
El Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) se encarga de la fuente de alimentación de dicha unidad, y las empresas Thales Alenia Space España y Airbus-CRISA son los socios industriales, que participan en el diseño y fabricación de los diferentes modelos.
Se han superado ya varias revisiones de diseño por parte de la ESA y actualmente estamos en la fase final de la construcción y verificación del modelo de ingeniería. Este modelo consta de solamente dos N-DPUs, un rúter para las comunicaciones (imagen superior) y una PSU (unidad de fuente de alimentación).
Un gran hito conseguido el pasado mes de diciembre ha sido la integración de una MEU completa, doce cámaras, en la que se ha verificado su funcionalidad. Los próximos pasos relevantes serán la entrega del modelo de ingeniería al Consorcio de PLATO (abril del 2020), del modelo de cualificación (junio del 2022) y de dos unidades de vuelo (2023 y 2024) a la ESA.
El lanzamiento de PLATO 2.0 está planeado para el final de 2026. La nave se enviará al punto de Lagrange 2, donde se mantendrá en la misma orientación Sol-Tierra y que, por lo tanto, constituye un observatorio espacial idóneo. La duración nominal de la misión son cuatro años, con una posible extensión de dos años más.