Phoenix, un tributo

viernes, 13 de marzo de 2020

¿Cuál será, será?

Ya las tenemos aquí: las finalistas para ser la (o las) próximas misiones Discovery. A partir de ahora, les queda un año para mejorar todavía más las propuestas seleccionadas antes de que la NASA escoja las que serán las misiones número 15 y 16 de este longevo y exitoso programa de exploración planetaria.

El programa Discovery ha dado pie de explorar cuerpos celestes anteriormente no visitados, o de investigar de un nuevo modo otros ya bien examinados. A pesar de todo, hay destinos que todavía no ha tocado. Ya lo sabéis, las misiones de este programa han visitado asteroides (dos ya concluidas y dos por lanzar), cometas (dos con éxito, la tercera se quedó por el camino), la Luna, Marte, Mercurio, el Sol, además de una misión exoplanetaria. De entre estos destinos, todos concentrados en el sistema solar interior, falta uno: Venus. Y no nos podemos olvidar que, hasta ahora, ninguna se ha aventurado al sistema solar exterior, más allá del cinturón de asteroides principal. Parece que los gestores de Discovery han decidido subsanar esta carencia con las cuatro propuestas finalistas seleccionadas, dos a Venus y dos al sistema solar exterior, con destino cada una a satélites singulares. Conozcámoslas mejor.

Lo cierto es que ya las hemos mencionado en una anterior entrada, en la que hablamos acerca de las lagunas sobre nuestros conocimientos sobre la Diosa de la Belleza. La primera es DAVINCI+, la Investigación de la Atmósfera Profunda de Venus de Gases Nobles, Química e Imágenes Plus. Esta es la segunda vez que llega a la final, la vez anterior solo como DAVINCI, y de entonces a ahora se han producido algunos cambios. Bien, el propósito sigue siendo el mismo: estudiar la composición exacta de la atmósfera venusina usando instrumentación moderna, con la intención de resolver las preguntas que versan sobre el origen, la evolución, la probable presencia de un océano pretérito en la superficie y la actividad volcánica en el planeta, entre otras cosas. Mientras que la propuesta del 2016 solo contemplaba la sonda atmosférica (provocando una misión breve y un retorno de datos limitado), DAVINCI+ transforma la etapa de crucero como un orbitador equipado con una cámara especialmente diseñada para estudiar Venus. Es cierto que misiones anteriores han hecho lo que DAVINCI+ pretende repetir, pero las últimas en hacerlo alcanzaron el planeta hace 35 años, y en este tiempo la tecnología de detección ha avanzado enormemente. El perfil de misión para la nueva propuesta es el siguiente: se lanzaría a finales de mayo del 2026 en trayectoria de transferencia directa a Venus, durando el tránsito seis meses, al final de los cuales la combinación orbitador-sonda atmosférica practicarían un sobrevuelo al planeta para permitir que la cámara de la misión tome imágenes de Venus en infrarrojo y ultravioleta (además contaría con un modo experimental de campo ancho en luz visible), comenzando un tránsito de retorno al planeta durante dos órbitas en las que se incluye un segundo sobrevuelo para la obtención de imágenes. Solo al final de este tránsito, de 16 meses de duración, se lanzaría la sonda atmosférica, dos días antes del encuentro, y mientras el orbitador cumple su función de plataforma de retransmisión de datos, el elemento principal de la misión cumpliría la suya, empleando un espectrómetro de masa a la última (herencia del SAM de Curiosity), instrumentación para la investigación de la estructura atmosférica, y finalmente, una cámara de descenso que capturará toda la caída hasta la superficie, primero en luz infrarroja, y luego en luz visible, permitiendo éstas últimas obtener información para generar modelos de elevación digitales, con un sistema herencia de los diseñados también para Curiosity). Interesantemente, la sonda atmosférica de DAVINCI+ apunta a caer en una de las regiones conocidas como Tessera, concretamente la llamada Alfa Regio, para tratar de entender sus orígenes y su evolución. Aquí no acabaría la misión, porque el orbitador seguiría volando, orbitando el Sol durante otros siete meses más antes de, finalmente, entrar en órbita, para una tarea primaria de seis meses indagando en el planeta con su único instrumento. DAVINCI+ es una respuesta directa a una de las necesidades de la comunidad científica que ya  reclamaron en un informe del 2010.

También conocida es VERITAS, la misión de Emisividad, Radio Ciencia, InSAR, Topografía y Espectroscopia de Venus. Su tarea es la de compilar un mejor mapa de la superficie de Venus empleando un sistema de radar de apertura sintética, o SAR, más potente que el que cargó Magallanes en su día, fabricando así una cartografía casi global con resoluciones de 30 metros o mejores. Con Magallanes, este mapa solo ofrece una resolución de 1  km., y como se ha demostrado en otros cuerpos del sistema solar, una mejor resolución también da mejor información sobre cómo se ha desarrollado, cuáles han sido sus procesos, qué ocurre actualmente, y descubrir cosas nuevas. Este sistema de SAR se basa en los desarrollados para estudios terrestres, pero adaptado en tamaño y masa, así como para soportar altas temperaturas, para operar en Venus, contando con una característica muy interesante que es la interferometría por SAR, en la que se pueden juntar dos imágenes de una misma zona pero tomadas con días o semanas de separación y ver qué cambios se han producido, o si ha habido cambios. A este sistema de SAR, que trabajaría en banda-X (sistemas anteriores lo hacían en banda-S) se le suma, como en la vez anterior, una cámara infrarroja para, aprovechando las ventanas atmosféricas que son transparentes en esta longitud de inda, estudiar no la geografía, y si no la geología. De hecho, Venus es la anomalía en el sistema solar, porque desconocemos cuál es exactamente la composición de su superficie, todo por las nubes que todo lo cubren. Como orbitador, VERITAS quedaría en una trayectoria polar, pero a diferencia de misiones anteriores, usaría el aerofrenado para reducir su órbita para hacerla extremadamente cerrada y circular, situada a 250 km. de altitud, no solo beneficiosa para el SAR y la cámara infrarroja, también para hacer estudios profundos de radio ciencia y así poder caracterizar mejor la estructura interna de Venus. Huelga decir que la sonda deberá estar más que preparada para soportar los duros rigores en el entorno planetarios, en lo que a calor recibido se refiere.

Lanzándonos más allá del cinturón de asteroides, una de las propuestas al sistema solar exterior apunta nada menos que a Io. La volcánica luna joviana es objeto de un altísimo interés, y un equipo científico lleva luchando desde el 2009 por sacar adelante una misión hacia allí. Conocida inicialmente como Io Observer, apuntaba a observar en el satélite los procesos de formación planetaria en acción, véase vulcanismo, porque se entiende que estos procesos han sido importantes en los cuatro planetas interiores, así como en la Luna. De ese modo, la intención era indagar en Io de fuera hacia adentro para responder a este proceso fundamental. Pero el tiempo pasaba, al igual que las oportunidades. Así, para la vez anterior, la propuesta, ya conocida como IVO (el Observador de los Volcanes de io), se reformuló con otro objetivo en mente: el calor. Las mediciones muestran temperaturas extremas en la superficie, con puntos calientes que superan los 1000ºC. Obviamente, el calor proviene del interior, y aunque sabemos más o menos como se genera (la gravedad de Júpiter por un lado, y la resonancia orbital con Europa y Ganímedes por el otro), la verdadera intención es averiguar cómo se propaga. Este calentamiento por mareas es muy importante, y este satélite es el mejor colocado para estudiarlo. Una de las preguntas importantes que IVO 
pretende responder es exactamente dónde se produce ese calor por el calentamiento por mareas, si en el manto poco profundo, o si está distribuido por todo el interior del satélite. También se quiere responder a la duda de si hay un océano de magma bajo la superficie, y si sí, si es permanente o, como suponen algunos, temporal. Por último, la intención de la misión es saber cómo pierde calor enviado al espacio. Lo que suponen los científicos es que lo hace a través de las fisuras abiertas en la corteza por las que sale esa lava. Esto último permitiría estudiar el entorno joviano, fuertemente influido por todo lo que esta luna expulsa en cada erupción, creando una estructura en forma de donut alrededor del planeta siguiendo más o menos la órbita de Io. Para observar Io, se necesitará una sonda que debe ser un auténtico acorazado contra la radiación, porque este satélite está metido muy en el fondo de la sopa radiactiva que empapa todo el entorno joviano. Con un lanzamiento fijado entre los años 2026 y 2028, IVO usaría asistencias gravitatorias a Marte y la Tierra para llegar a Júpiter en el 2031. Aprovechando la inserción orbital alrededor del planeta, sobrevolaría Io no solo para un primer examen, también para inclinar su órbita 45º, para así permitir pasos sobre el satélite en dirección norte-sur a toda velocidad, para evitar en lo posible una fuerte ducha radiactiva. La misión duraría 10 órbitas y 4 años, completando nueve pasos adicionales, con distancias mínimas de sobrevuelo no inferiores a los 200 km. IVO, alimentada por paneles solares, estaría equipada con seis investigaciones (cámara de alta resolución y cámara termal montadas en un sistema móvil, un magnetómetro, detector de plasma, espectrómetro de masa y sistema de radio ciencia) con una séptima potencial en forma de una cámara de campo ancho como contribución estudiantil. En resumen, ciencia candente.

La última apunta lejos, lejísimos, casi en la porra. De hecho, su vista está fija en el mayor planeta de la maravilla azul, Neptuno. Sí, el más que interesante Tritón. No solo es enorme, también es sugerente por su órbita (al contrario que casi todos los satélites), por su superficie y por ser un cuerpo geológicamente activo. No nos podemos olvidar también de su pequeña, pero notoria atmósfera. Un mundo sin igual, se decía, y antes de que New Horizons sobrepasara Plutón, había quien afirmaba que este planeta sería muy parecido a Tritón, y no se equivocaron. Lamentablemente, solo Voyager 2 lo ha explorado de cerca, con instrumentación ya en su momento obsoleta, y una menor capacidad de retorno científico. Aún así, nos enseñó un lugar fascinante y activo, con una superficie joven, con casquetes de nitrógeno congelado que se subliman, con géiseres de nitrógeno, y probablemente con un océano líquido bajo su superficie. Además, su atmósfera es peculiar por una ionosfera muy cargada, más que la de cualquier objeto helado del sistema solar exterior. ¿Qué más se puede pedir? Ya puestos, más geografía, porque Voyager 2 solo observó un 40% de su superficie. Para ampliar nuestros conocimientos sobre Tritón, se ha ideado la propuesta Trident, que pretende indagarlo como New Horizons hizo con Plutón, usando un sobrevuelo rápido directo. Así, la sonda ha de ser sencilla, con un bus compacto alimentado por dos RTG’s multi misión y equipado con cámara de alta resolución y espectrómetro infrarrojo, cámara de campo ancho, magnetómetro, espectrómetro de plasma y el sistema de radio ciencia. La sonda se lanzaría a mediados del 2026, realizaría asistencias gravitatorias a la Tierra (3), Venus y Júpiter, para salir en rumbo directo hacia Neptuno y Tritón, alcanzando su objetivo para mediados del 2038 tras un crucero de 12 años. Tres intenciones tienen en mente para Trident: explorar las evoluciones de los cuerpos celestes de camino a los mundos habitables, indagar lo que provoca los procesos activos en aquellos lugares, y ver zonas del satélite que no hemos visto. Con esta exploración, se pretenden responder cuatro preguntas: ¿Hay un océano? ¿Qué procesos reforman la superficie? ¿Qué genera las plumas de Tritón? Y ¿por qué es tan intensa la ionosfera de Tritón? Siempre tiene que haber una misión exótica.

Cuatro misiones, cuatro. Todas con intenciones muy poderosas, y ciencia más que interesante. Lamentablemente, toca escoger, y en este punto, resulta difícil saber cuál tiene la delantera. ¿Cuál será, será? La que sea llegará.

martes, 18 de febrero de 2020

Las amenazas

Estamos todos muy centrados en lo que ocurre aquí abajo, y en las amenazas que nosotros creamos, o que aparecen de repente para infundirnos miedo. Guerras, enfermedades, sequías, inundaciones, hambrunas, accidentes nucleares... Estos y unos cuantos más son varios de los problemas que pueden llegar y tocarnos, pero son pocos los que levantan la vista hacia el cielo. Porque sí, desde arriba hay varias amenazas, y toca ser conscientes de ellas. Sí, es cierto que nos hemos inspirado en ese formidable podcast llamado El Gran Apagón, pero esto lo merece.

Mirando por todo el sistema solar, hay una tónica: cráteres de impacto. Aunque la ciencia tardó hasta el mismo siglo XX en reconocerlo, los impactos de asteroides y meteoritos han sido los agentes formadores de las geografías en gran cantidad de mundos de nuestra parcela galáctica. Desde Mercurio hasta Plutón y más allá, todo cuerpo sólido muestra sus cicatrices. También la Tierra, aunque los más antiguos han sido borrados por los distintos procesos geológicos que se dan, como la erosión, sedimentación y vulcanismo o, más recientemente, nuestra propia mano, solo que sin saberlo. La desaparición de los dinosaurios se atribuye a un asteroide, el que provocó, hace 65 millones de años, el cráter Chicxulub, en el Yucatán, ya de por sí una muestra de la potencia destructiva que pueden tener. En otros planetas y satélites hay cicatrices de eventos todavía peores, como la cuenca
Caloris de Mercurio, el cráter Schiaparelli de Marte o el cráter Odiseo de Tetis. Buena parte de esas formaciones se crearon en una época bastante violenta conocida como el Gran Bombardeo Planetario Tardío, ocurrido hace entre 4.1 y 3.8 billones de años. Incluso hoy se producen impactos, y nuestros observadores en otros mundos ven las cicatrices que dejan. A nuestro alrededor, hay miles y miles de rocas orbitando en torno al Sol, y aunque muchos lo hacen en el cinturón principal entre Marte y Júpiter, los hay que lo hacen siguiendo trayectorias distintas, y muchos llegan a cruzar la órbita terrestre. Son los conocidos como NEO's, los Objetos Cercanos a la Tierra, que pueden ser tanto asteroides como cometas. Conocemos muchos, y cada día se descubren más. Lo importante no es saber que están ahí, sino su vigilancia. Más importante que su existencia es la órbita que recorren, y para ello hacen falta muchas observaciones de forma continua para que los expertos 
puedan así computar su órbita y, empleando ordenadores, predecir si existe la probabilidad de que pueda encontrarse con nuestro planeta en un momento dado. Por todo el mundo hay telescopios relativamente pequeños capaces de cubrir grandes franjas del cielo, contando con la potencia suficiente como para encontrar rocas de hasta 100 metros. En órbita tenemos una pequeña ayuda, con el telescopio de infrarrojos WISE, que no solo los descubre, sino también nos ayuda a ver cómo son, especialmente en tamaño. Si bien había toda una comunidad encargada de esta tarea, todo se disparó cuando se produjo el impacto del meteorito de Chelyabinsk, en Rusia, del año 2013. Este asteroide, cuya reentrada y caída hacia la Tierra, y su posterior explosión en el aire, de hecho fue descubierto horas antes de que entrara en la atmósfera, sin 
embargo no hubo tiempo material de emitir una alerta, de ahí la sorpresa de todos. Su pequeño tamaño (aproximadamente 20 metros) impidió haberlo visto antes, pero es que, además, vino de nuestro único punto ciego: desde el Sol. Ese es el principal problema, que no podemos ver lo que hay entre nosotros y nuestra estrella, por motivos obvios. WISE, orbitando sobre el terminador terrestre, es incapaz de dirigir su mirada hacia esa región, y los telescopios basados en Tierra no sirven de día, por ello no se vio hasta que fue demasiado tarde. ¿Que consecuencias podría tener un impacto de asteroide? Depende del tamaño y de la velocidad, pero graves a pesar de todo. Si cae en superficie sólida, sin duda terremotos, el levantamiento de una nube de escombros a la atmósfera, con el potencial de cubrirla por completo, tormentas de fuego, y demás. En caso de caer al océano, a esto hay que añadirle un tsunami enorme. El que erradicó a los dinosaurios se cree que generó un invierno nuclear que redujo drásticamente las temperaturas globales, que arruinó toda la cadena alimenticia, provocando una gran extinción masiva. Con el de Chelyabinsk hubo suerte, porque era pequeño, y entró en un ángulo plano, lo que provocó una 
mayor fricción y llevó a que explotara en el aire. Al referirnos al tamaño del objeto, también hay que hablar de la escala de los daños, porque uno pequeño, si llega al suelo, puede provocar efectos solo locales. Si aumenta de tamaño a, digamos 100-200 metros, la cosa puede ser de escala regional. Más allá del kilómetro de diámetro, nos metemos en problemas serios, tal vez continentales, y si supera los 10 km., no nos serviría ni correr, ya podríamos despedirnos de la civilización y decir hola al invierno nuclear. Supongamos que detectamos un asteroide que se dirige a la Tierra, y tenemos tiempo. ¿Qué hacemos? Más propio de las películas, está el envío de armas nucleares. Dependiendo del tamaño y del tipo de asteroide, o del tamaño del cometa, se necesitarían varias de ellas para reducirlo a escombros, pero eso podría ser aún peor, porque en vez de un solo impacto, nos encontraríamos con un verdadero ametrallamiento. Aún así, se han hecho estudios que parecen mostrar que al menos parte del cuerpo se vaporizaría, y la fuerza resultante del material vaporizado sería suficiente para desviarlo. Otros métodos utilizarían tractores gravitatorios, motores iónicos, energía solar concentrada, propulsión química convencional, velas solares, o incluso la ablación por láser, disparándolos contra los objetos. Sin embargo, de todos, el único que se va a probar a corto plazo es el del impactador cinético. Usando una sonda con una alta velocidad relativa (relativa al cuerpo a agredir) se espera que el la velocidad aumente la fuerza del impacto y, de ese modo, cambiar su órbita. Es algo parecido, pero a mucha mayor escala, de lo practicado 
en la misión Deep Impact contra el cometa Tempel 1, y aunque el propósito era excavar el material bajo la superficie para estudiar el interior del cometa, un efecto secundario fue un minúsculo cambio orbital de apenas 10 cm. en total, acortando su periodo orbital en apenas unos segundos. El experimento comenzará el año que viene con el lanzamiento de la misión de la NASA DART, con una sonda diseñada exclusivamente con el objetivo de impactar con el más pequeño de los dos cuerpos que forman el asteroide binario 65803 Dydimos. Después, la misión de la ESA Hera viajará allí para ver las consecuencias y, aunque estudiará las consecuencias físicas sobre el asteroide en términos de cráter provocado, lo más importante será medir la desviación de su trayectoria alrededor de su cuerpo compañero. La verdad es que no hay que tomarse a broma esto, porque hay una lista de objetos potencialmente peligrosos, que aumenta cada día, y aunque no lo creáis, es MUY larga, aunque deberíamos preocuparnos más aún por los que no conocemos. La cuestión no es si ocurrirá, es CUANDO ocurrirá.

El Sol es nuestra fuente de vida, pero también puede causarnos muchos problemas. La actividad de nuestra estrella es cíclica, con sus ciclos de actividad, que aproximadamente duran 11 años, aunque nunca llega a ser ese tiempo exacto. En ellos, Helios pasa de estar en su máximo de actividad (su mayor representación son las manchas solares) al mínimo, con una superficie limpia de manchas. Además, los ciclos difieren entre sí. El último, entre los años 2013 y 2014, fue bastante suave, mientras que el anterior, en el 2001, fue muy fuerte. Eso importa poco, ya que cuando está en su máximo de actividad, se dan todo tipo de eventos sumamente energéticos, siendo el más peligroso el denominado Eyección de Masa Coronal, o CME en inglés. De todos los que provocan en la Tierra la llamada Meteorología Espacial, este es el peor. La Meteorología Espacial versa sobre los efectos que tiene la actividad solar en la Tierra y su entorno espacial, generalmente dentro de la magnetosfera, para proteger no solo los satélites en órbita y a los astronautas a bordo de la ISS, sino también la tecnología que tenemos aquí abajo. Volviendo a la CME, se trata de la liberación, principalmente
explosiva, de material incandescente de la superficie solar, ocurriendo como consecuencia de un fenómeno denominado reconexión magnética, durante el cual las líneas de campo magnético, estando fuertemente retorcidas, contactan entre sí, liberando fantásticas cantidades de energía. Al mismo tiempo, lanzan al espacio una nube de material supercaliente y eléctricamente cargado llamado plasma, todo ello envuelto en su propio campo magnético que lo contiene. Una vez liberada, la CME viaja por el espacio en dirección de salida del sistema solar, a velocidades que van de menos de 250 km/s a casi 3000 km/s, llegándose a detectar en zonas alejadísmas del Sol, como por las sondas Voyager situadas más allá de la heliosfera. El Sol lanza las CME's en cualquier dirección, el problema llega cuando éstas se lanzan en dirección a la Tierra. Un primer indicativo de problemas se produce cuando se observa una llamarada solar. Dependiendo del flujo de energía de la
llamarada, se clasifican con una letra y un número. Así, de menos a más intensas, se nombran como A, B, C, M y X, acompañadas por un número que va del 1 al 9. Con los medios actuales, podemos ver tanto la llamarada en el momento de estallar como la liberación de la materia de la CME. Una segunda señal la pueden dar los satélites situados en torno al punto de Lagrange L1, como ACE, Wind o DSCOVR, al registrar cambios en el campo magnético interplanetario y en la densidad de partículas. ¿Cuánto puede tardar en llegar a la Tierra? Depende, pero en el orden de 3.5 días, si bien es cierto que las hay más rápidas y más lentas. En caso de impactar, una CME puede ser rechazada por la magnetosfera, o absorbida,
dependiendo de la orientación del campo magnético que engloba la CME y, en caso de ser absorbida, se genera una tormenta geomagnética. Además de alimentar los cinturones de radiación de Van Allen, la energía acabará llegando a la atmósfera conducida por las líneas magnéticas hacia los polos. Así, todo quedará cargado de energía. ¿Esto es peligroso? Sí. ¿Cuánto? Depende de la potencia de la CME. La mayor tormenta geomagnética registrada en tiempos históricos se produjo entre los días 1 y 2 de septiembre de 1859. Se le conoce como el Evento Carrington, y fue una suerte que ocurriera en aquella época. Se originó en una zona de manchas solares de la que salió una llamarada solar. A esta llamarada se le ha asociado una CME extremadamente rápida, que alcanzó la Tierra en apenas 17.6 horas. El efecto más visible se contempló en el cielo, con unas auroras asombrosas, que se extendieron más allá de los polos alcanzando latitudes tan bajas como el mar Caribe, llegando incluso a China y Colombia. Tan brillantes fueron que, en la zona de las Montañas Rocosas, despertaron a un grupo de mineros, que se dispusieron a prepararse el desayuno, creyendo que ya había amanecido; en otras zonas, se podía incluso leer el periódico sin necesidad de luz de gas. La peor parte se la llevaron los operadores de los telégrafos, porque algunos recibieron fuertes descargas eléctricas por la energía absorbida. De hecho, había tanta energía que, aunque habían apagado las fuentes de energía, se siguieron mandando y recibiendo mensajes telegráficos. A esto se le unió el efecto que tuvieron con los postes telegráficos, que empezaron a lanzar chispas, lo que provocó incendios. En tiempos recientes, ha habido CME's que han generado tormentas geomagnéticas muy intensas. En la NASA recuerdan especialmente la que aconteció en agosto de 1972. Está registrada como la más veloz en hacer el tránsito entre el Sol y nosotros (14.6 horas), generando condiciones muy peligrosas. La suerte es que ocurrió sin misiones tripuladas, porque la misión Apollo 16 había terminado en abril, y la última, es decir Apollo 17, no despegó hasta diciembre. En caso de haberles tocado, los astronautas hubieran sufrido un bombardeo nuclear muy intenso, lo que les hubiera generado agudas enfermedades inducidas por la radiación, a pesar de estar dentro de la magnetosfera terrestre. Una notable fue la de marzo de 1989, que provocó el apagón eléctrico en el área de Quebec, Canadá, que duró algo más de nueve horas. Ya en el siglo XXI, ha habido varias tormentas notables. Las que se dieron hacia la noche de Halloween del 2003 no solo crearon auroras que se llegaron a ver hasta en el Mediterráneo, sino que
también saturó a SOHO y provocó daños en los sensores de ACE, lo que llevó a apagar los instrumentos de muchos satélites, a la dotación de la ISS a refugiarse en el segmento ruso, y a ser registradas en los alrededores de Júpiter por la misión Ulysses y en las cercanías de Saturno por Cassini, alcanzando a Voyager 2 en abril del 2004. Pero pavor de verdad, la que ocurrió el 23 de julio del 2012, que apenas tardó 17 horas en alcanzar la sonda STEREO-A, con un campo magnético cuatro veces más potente al de una típica CME, mientras que el conteo de partículas cargadas aumentó en 100.000 veces el normal. Por fortuna, falló la Tierra por solo nueve días, y aunque por potencia era más "suave" que la del Evento Carrington, hubiera tenido efectos muy graves. ¿Qué efectos tendría en la Tierra? Muchos. Para empezar, se inyectaría tal cantidad de energía
que sobrecargaría las redes eléctricas, destruyendo transformadores, cables eléctricos, generadores y redes de distribución, con las plantas eléctricas inactivas, generando apagones globales en todo. Otro problema estaría en las comunicaciones por radio, con una ionosfera sobresaturada impidiendo la transmisión de las ondas de radio, ocurriendo algo parecido con las señales de los sistemas de navegación por satélite, lo que haría las redes de GPS y GNSS inservibles. Los satélites también se verían muy afectados. Por un lado, muchos se sobrecargarían de energía, lo que puede llevar a daños en sus sistemas informáticos, en algunos casos interfiriendo en la programación de los ordenadores de a bordo, pero en las condiciones más fuertes, toda la infraestructura electrónica podría fallar catastróficamente, y adiós satélite. Por otro, un aumento en la intensidad solar provocaría una expansión de las capas más altas de la atmósfera, lo que aumentaría su
resistencia al avance y, así, degradando su órbita. Hay al menos un par de casos en este sentido, como el de la estación Skylab en 1979 o el de Solar Maximum Mission en 1989. Y por supuesto, el riesgo para los astronautas, como ya hemos explicado. Si nos alcanzara una tormenta geomagnética como la del Evento Carrington, agárrense, porque los efectos serían de aúpa, con daños catastróficos que podrían tardar en repararse meses o incluso años para volver a como estábamos antes, un esfuerzo que se valora, sólo en Estados Unidos, en el orden de entre 0.6 y 2.6 TRILLONES de dólares, y a saber cuánto globalmente. Ahora estamos en un mundo que depende, en un grado superlativo, en la tecnología, y una tormenta de esta escala podría devolvernos a la Edad Media en un segundo. No solo hablamos de electricidad, telefonía, internet, o televisión. TODO se pararía. Ni agua, ni calefacción, comida escasa, transportes interrumpidos, etc. En esencia, si algo podría salir mal, saldría peor. La cuestión no es si ocurrirá, es CUANDO ocurrirá.

No pretendemos ser catastrofistas, todo lo contrario. Queremos informar de los peligros que existen allí arriba, y cuanto antes nos preparemos, mejor  Atentos.

viernes, 31 de enero de 2020

jueves, 30 de enero de 2020

Las próximas misiones al Sol: Solar Orbiter

Estamos en un cambio de paradigma en la investigación solar. Hasta hace poco, casi todas las misiones dedicadas al estudio de nuestra estrella lo han hecho (y siguen haciéndolo) desde la distancia. Las únicas que se arriesgaron en aproximarse a Helios fueron las dos sondas del programa Helios de la década de 1970, obteniendo información muy importante del entorno que atravesaron. Desde entonces, nada, hasta el año pasado, con el lanzamiento de Parker Solar Probe. Ahora, una segunda misión pretende regresar a ese reino peligroso y complicado, ésta procedente de la ESA.

En el año 1982 llegó a la ESA una propuesta de misión solar cuyo objetivo era estudiarlo de cerca con una instrumentación variada, incluyendo cámaras. Aunque no prosperó, la idea siguió bailando entre las cabezas de los científicos, hasta que emergió en una reunión realizada en 1998. En aquellos días, la agencia europea estaba arrancando un programa de misiones flexibles, y muchos consideraban esta propuesta un activo  lo bastante valioso como para merecer un puesto entre este programa. Tras una serie de reuniones, al final la propuesta fue aceptada y aprobada por la ESA, entrando en el grupo de misiones como Solar Orbiter. Desde ese tiempo hasta el 2004, se hicieron los estudios de viabilidad tecnológica y se buscó la instrumentación que portaría. Ese mismo año, la misión fue encuadrada en el nuevo programa a largo plazo de la ESA, el Cosmic Vision, con el objetivo de tener la sonda de la misión en el espacio como muy pronto en el 2013. Para el año 2007, para poder sacar adelante el proyecto, se buscó participación externa, y la NASA vio la oportunidad. Por aquellos días la agencia americana estaba persiguiendo una serie de misiones que mantuvieran al Sol vigilado, y parecía que Solar Orbiter encajaba estupendamente. Eso llevó a la NASA a solicitar instrumentación a su comunidad científica. Pero llegó Solar Probe Plus, y todo cambió. Ante la posibilidad de tener dos misiones cuyo objetivo era aproximarse a nuestra estrella más que nunca, se investigó la sinergia ante ambos proyectos, resultando estupenda. También en esos días, el programa Cosmic Vision fue revisado, para incluir misiones de distintos formatos (como ya hemos explicado), encajando a Solar Orbiter como candidata a misión de clase M, o tamaño medio. Para el 2010, el proyecto se convirtió en una de las tres finalistas a la primera misión clase M, y en la propuesta final se buscaba que la misión se desarrollara de forma rápida, empleando mucha de la tecnología que se estaba produciendo para BepiColombo, con vistas a un lanzamiento en el 2017, al tiempo que la NASA redujo sus contribuciones al proyecto a casi la mitad de lo acordado inicialmente. Aún así, la misión fue aprobada en octubre del 2011.

La misión Solar Orbiter es única en su tipo. Aunque algunos la ven como una sustituta de la veteranísima misión SOHO, tiene sus propias tareas. No solo debe aproximarse a nuestra estrella más allá de la órbita de Mercurio, sino que también debe situarse fuera de la eclíptica para así poder ver, por primera vez, los polos solares. Solo una misión ha abandonado el plano de la eclíptica, la magnífica Ulysses, que nos enseño cómo se propaga el viento solar en esas altas latitudes. Lamentablemente, esa misión no portaba ninguna cámara, por lo que las imágenes que consiga Solar Orbiter serán toda una primicia. Básicamente, se busca saber cómo funciona el motor que genera y expande el viento solar y provoca todos los fenómenos de meteorología espacial que golpean nuestro planeta. Por ello, encaja a la perfección como "acompañamiento" de Parker Solar Probe porque, mientras la segunda obtiene la imagen in situ, la primera consigue la imagen global (prácticamente de forma literal) sobre lo que ocurre allí. De ese modo, la contribución de la NASA a Solar Orbiter se encuadra en el programa Living With a Star, el cual, junto a Parker Solar Probe, también tiene en el espacio al ya veterano SDO.

Solar Orbiter, o SolO, para abreviar, es una sonda de tamaño medio. Ha recurrido para su construcción a la plataforma Eurostar 3000, generalmente usada para satélites de telecomunicaciones, y a partir del diseño básico, han llegado sus numerosas modificaciones. El bus es una caja de unas dimensiones de 2.5 x 3.1 x 2.7 metros, con un par de paneles solares que le otorgan una envergadura, una vez en su sitio, de 18 metros, sin olvidar otros tres apéndices que se prolongan desde la propia plataforma. Por lo general, su construcción ha seguido los parámetros habituales, empleando en su mayor parte aluminio, pero lo importante es, por supuesto, su protección termal. Puesto que siempre ofrecerá una misma cara al Sol, ésta ha recibido toda la atención de los ingenieros. El elemento principal es su escudo solar. La parte primaria es una estructura aproximadamente rectangular formada por 20 delgadísimas capas de titanio, material capaz de soportar
grandes temperaturas, y que está recubierta de un material desarrollado especificamente para esta misión. Se denomina SolarBlack, un preparado de fosfato de calcio (basado en los pigmentos de las pinturas rupestres) adherido al titanio de forma electrostática. Resulta formidable atrapando el calor solar, y se ha escogido porque no se desintegra, por mucha radiación infrarroja o ultravioleta que reciba, y gracias a su método de aplicación sobre el titanio, prácticamente forma parte del propio metal. Esta combinación llega a soportar hasta 500ºC de temperatura. Tras este escudo de titanio hay un hueco vacío, cuyo objetivo es transferir el calor atrapado por el escudo hacia los laterales, y hacia fuera, para evitar su transferencia a la sonda. Solo 10 soportes en forma de estrella conectan el elemento principal a la base de la plataforma. Una segunda capa, esta de aluminio, de 5 cm. de espesor, y recubierta por 30 capas de manta multicapa, sirve como segunda protección, aguantando hasta 300ºC de temperatura, y se conecta a la propia plataforma a través de 10 soportes de milímetro y medio. Todo el conjunto del escudo solar forma una barrera formidable para así mantener la sonda en buen estado, si bien es cierto que también este escudo forma parte de las superficies de montaje de casi todos los instrumentos de escaneo remoto, que tendrán que ver nuestra estrella a través de ventanas practicadas en él. Además, el SolarBlack también se ha aplicado a otras superficies que estarán expuestas a la radiación solar de forma continua. El resto de la sonda está protegida a la forma usual, con mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. El resto
es, en esencia, ya conocido. El ordenador, por ejemplo, emplea como núcleo el ya conocido procesador ERC-32, que gestionará todas las operaciones de la misión de forma autónoma, y almacenará toda la información generada en grabadores de datos de estado sólido con capacidad de 549 gbits. Para comunicar, se emplea un transmisor de banda-X, conectado a una antena de alta ganancia, una de media ganancia, y dos de baja ganancia. La principal, la de alta, es un plato parabólico casi idéntico al de BepiColombo, y su parte trasera está recubierta de SolarBlack, al igual que el mástil direccionable al que está conectada. También es direccionable, aunque en menor medida, la de media ganancia, situada en la parte alta de la plataforma. Las de baja solo se usarán en emergencias o en los días posteriores al lanzamiento, la de media durante el crucero, y la de alta para transmisión de datos de alta velocidad. Dada la necesidad de apuntar sus cámaras al Sol, necesita estar estabilizada en sus tres ejes con precisión. Para ello cuenta con lo habitual en estos casos: unidad de medición inercial, sensores solares, dos escáneres estelares, 4 ruedas de reacción, así como un sencillo sistema de propulsión, totalizando 18 propulsores, que se usarán para correcciones de rumbo y desaturaciones de las ruedas de reacción. En el tema de generación de energía, básicamente se copia el sistema desarrollado para BepiColombo. SolO cuenta con dos paneles solares, con tres secciones de 2.1 x 1.2 metros, cargando células solares de triple
enlace, y reflectores solares ópticos para protegerlas de la excesiva luz y calor solar. Esto se conseguirá rotando los paneles solares cuando más cerca esté del Sol, para evitar ofrecer plenamente su superficie activa a nuestra estrella y con ello dañe las sensibles células. De este modo, generarán energía suficiente para operar los sistemas de a bordo, además de cargar baterías de ión litio. Se ha intentado minimizar al máximo el número de partes móviles, pero algunas han sido inevitables, como las juntas rotatorias para los paneles solares y mástiles de las antenas, así como los mecanismos de despliegue del mástil de instrumentos de 4.4 metros de largo y las tres antenas que dan forma a uno de los instrumentos. No nos podemos olvidar, además, de las pequeñas puertas de titanio que cierran los huecos en el escudo solar para proteger los instrumentos visuales mientras estos no operan. La ciencia la obtendrán 11 investigaciones, cuatro in situ, y seis de escaneo remoto. De la primera categoría, empezamos con SWA, el Analizador del
Plasma del Viento Solar. Su cometido es medir las propiedades del viento solar, tales como densidad, velocidad y temperatura, además de registrar su composición. Para ello cuenta con tres herramientas: PAS (Sensor de Protones y partículas Alfa) se dedicará a estudiar la distribución de velocidad de los principales partículas ionizadas fluyendo desde el Sol. Emplea un analizador electrostático capaz de medir la distribución tridimensional en su rango de medición; EAS (Sistema Analizador de Electrones) tendrá la tarea de estudiar la distribución de velocidad de los electrones en el viento solar con una alta resolución temporal; e HIS (Sensor de Iones Pesados, una de las contribuciones de la NASA) se encargará de ver los cambios en el estado de los átomos de hierro y oxígeno del viento solar, al tiempo que detectará iones recientemente cargados, para medir su distribución de velocidad. Para obtener sus mediciones, tanto PAS como HIS deben apuntar al Sol, por lo que dos de las esquinas del escudo solar (delante de donde están los instrumentos) han sido recortadas para permitirles observar, y como resulta obvio, también han recibido protección contra el calor solar, mientras que EAS se encuentra en el extremo del mástil de instrumentos. EPD, Detector de Partículas Energéticas, se centrará en estudiar la composición y la variación temporal de las partículas que registre, con el objetivo de buscar sus fuentes, mecanismos de aceleración y procesos de transporte. Necesita cuatro sensores para conseguirlo: STEP (Electrones
Supratermales y Protones) está formado por dos sensores de estado sólido de silicio, refrigerados pasivamente, contando uno de ellos con un sistema de desvío magnético para suprimir la entrada de electrones, mientras que el que carece de él permite el paso de todas las partículas que es capaz de detectar. Esta configuración permitirá diferenciar entre el flujo neto y el de los  electrones; SIS
(Espectrógrafo de Iones Supratermales) se basa en el sistema ULEIS de la misión ACE, y se trata de dos espectrómetros de masa de tiempo de vuelo o TOF para medir partículas entre el helio y el hierro, observando direcciones aproximadamente opuestas; EPT (Telescopio de Electrones y Protones) es una adaptación del sistema SEPT de las sondas STEREO, dedicado a registrar y medir electrones (rango energético 20-400 keV) y protones (60-7000 keV) por separado, y para hacerlo sobre una gran porción del cielo, cuenta con dos, permitiendo estudiar la aceleración y la propagación de las partículas que detectan; y HET (Telescopio de Alta Energía) se encargará de medir electrones, protones e iones pesados, usando dos
instrumentos idénticos, uno apuntando en dirección solar y antisolar, y el segundo hacia los polos de la eclíptica, y para ello cuentan con detectores de estado sólido y calorímetros. Estos cuatro sensores están controlados por una unidad de control centralizada, gestionada usando un procesador LEON2 y contando con memoria de 1 Gbit, bastante para cuatro días de operación. MAG, el magnetómetro, se encargará de estudiar los campos magnéticos alrededor de SolO, y con ello, a determinar como se vinculan al resto del sistema solar y cambian con el tiempo, y así, para comprender el proceso del calentamiento de la corona solar y al transporte de energía dentro del viento solar. Para conseguirlo, usa la estrategia habitual,
con dos magnetómetros de núcleo saturado triaxial, herencia de Ulysses, Cassini o Cluster-II, entre otros. Uno está cerca del extremo del mástil, que detectará el campo magnético ambienta, mientras que el segundo, más cerca del cuerpo de la sonda, registrará los que emite el propio vehículo. Casi cómicamente, en vez de haber sido preparados para altas temperaturas, lo han sido para bajas, al encontrarse siempre en la zona de sombra creada por la propia sonda. El último es RPW, Ondas de Radio y Plasma. Este aparato se encargará de hacer mediciones de las ondas y los campos electrostáticos y electromagnéticos
emitidos por el Sol, y hacerlo tanto in situ como remotamente. Está dedicado a ver cómo varían y así ayudar a caracterizar estos campos y ondas en el viento solar. Para hacerlo, cuenta con tres antenas monopolo (que, desplegadas desde la plataforma, forman una Y inversa) y un magnetómetro de bobina de búsqueda (situado en el mástil, casi en su centro), conectados a un sistema receptor. Ahora tocan los de escaneo remoto propiamente dichos. El principal es METIS, el Telescopio Multielementos para Imágenes y Espectroscopia. Se trata del coronógrafo de la misión, un aparato que bloquea la luz solar para permitir ver la casi siempre invisible corona. A diferencia de célebres sistemas como los LASCO de SOHO, METIS combina dos longitudes de onda: visible y ultravioleta en un único paquete. Se trata de un
coronógrafo de ocultación externa, con una arquitectura de telescopio gregoriano en ejes con espejos primario y secundario asféricos. En realidad se trata de una ocultación invertida: la apertura de entrada de 40 mm. de diámetro, acoplada en el escudo solar (protegida por una tapa), actuando como ocultador externo invertido, y cerrando un cono truncado. Esta estructura cónica, también denominado el Mástil, está acoplada frente al propio telescopio, y es el elemento principal de rechazo de calor, contando con una longitud de 800 mm., y dispone de un espejo de rechazo de calor de 71 mm. de diámetro. Este espejo deja el espacio necesario para que la luz procedente de la corona entre en el telescopio propiamente dicho, rebotando en un espejo primario de 160 mm. y uno secundario de 216 mm. En el espacio entre estos dos espejos hay tres elementos, y el principal es, curiosamente, la placa de ocultación, de 5 mm. de diámetro, que ayuda a una mayor ocultación del disco solar, y se encuentra motorizado, para poder mantener el disco centrado perfectamente. Tras el espejo primario está el ensamblaje del filtro de interferencia de 70 mm de diámetro, fabricado en fluoruro de magnesio y aluminio, cuya labor es la de transmitir la luz ultravioleta y reflejar la luz visible, para entregar cada una a su plano focal respectivo. Para facilitar las cosas, esta estructura está inclinada 12º. De esta forma, METIS observa dos longitudes de onda al mismo tiempo. La luz visible reflejada (580-640 nm) va a una lente de retransmisión, de ahí a un polarímetro a base de retardadores variables de cristal líquido, otra lentre de retransmisión, hasta llegar al fin al plano focal, un sensor CMOS de 2048 x 2048 pixels. En cuanto al canal ultravioleta, desde el filtro es transmitido directamente a su detector, compuesto por una placa microcanal como intensificador, con un fotocátodo de bromuro de potasio y una ventana de fluoruro de magnesio, conectada por un cable de fibra óptica a un sensor de pixels activo APS de 1024 x 1024 pixels. Solo registra la luz ultravioleta en la banda Lyman-Alfa (121-6 nm). El resultado de tan complicado paquete es un sistema con dos longitudes de onda: 200 mm. para el canal visible, y 300 para el canal ultravioleta. El control de METIS está bajo un procesador LEON2, y cuenta con un buffer de memoria de 320 MB para almacenamiento y procesado de la información. La tarea de METIS será observar con una calidad sin precedentes la estructura y actividad dinámica de la atmósfera solar desde los 1.7 hasta los 4.1 radios solares, casi más cerca que cualquier otro coronógrafo, para enlazar la corona solar y el viento solar, así como su impacto en la meteorología espacial del sistema solar interior. El segundo en importancia es SPICE, Imágenes Espectrales del Entorno Coronal. Mucho más
convencional que METIS, es un relativamente sencillo espectrómetro de rejilla de difracción. Una abertura en el escudo solar (con una tapa para cerrarla cuando no está en uso) permite la entrada de la luz y el calor solar, hasta alcanzar el espejo primario (y único) del espectrómetro. De allí, la luz va a una rejilla de difracción cóncava y toroidal, pero antes pasa por una abertura normal de 2 mm. La luz, al llegar a la rejilla, se dispersa y magnifica (lo que le da al sistema una longitud focal efectiva de 3.3 metros), yendo a dos planos focales distintos, uno de longitud de onda corta (70.4-79 nm) y otro de longitud de onda larga (97.3-104.9
nm), ambos en la gama ultravioleta. Interesantemente, la abertura de luz entre el espejo primario y la rejilla de difracción es intercambiable, ya que dispone de cuatro tipos distintos, cada una de unas dimensiones concretas, permitiendo el paso de más o menos luz según los deseos del equipo del instrumento. Los sensores son casi idénticos al detector ultravioleta de METIS, con una placa microcanal como intensificador, y de ahí la luz va a a un sensor digital del tipo CMOS, de 1024 x 1024 pixels. La operación de SPICE la controla un fiable microprocesador 8051, como el espectrógrafo Alice de New Horizons. En cuanto a su sistema de control de temperatura, no solo SPICE está termalmente desacoplado del resto de SolO al usar soportes de titanio, sino que, internamente, está diseñado para expulsar toda la irradiación solar que entre en el sistema. De hecho, el espejo primario cuenta con un recubrimiento capaz de reflejar la luz de interés al espectrómetro, al tiempo que transmite la radiación solar infrarroja y visible a un espejo de rechazo de calor especialmente diseñado para esta misión, y de allí de vuelta al espacio. Por si acaso, también cuenta con otros pequeños espejos situados estratégicamente antes de la abertura, y conectados a radiadores. Además, cuenta con potentes bafles internos para culminar la tarea. La tarea de SPICE, una vez en operación, será revelar las propiedades del plasma en la corona y en la región de transición solar, datos que se se añadirán a los que se obtengan acerca de las propiedades del viento solar, conseguidas por los otros aparatos de a bordo. Podemos considerar el siguiente en importancia al PHI, la Cámara Polarimétrica y Heliosísimica. Su
función es seguir la tarea iniciada por el sistema MDI/SOI de SOHO, y seguida por la HMI de SDO. No es tan complicado como estos dos anteriores, pero tampoco es sencillo. De hecho, es un sistema doble, con un Telescopio de Alta Resolución (HRT), y un Telescopio de Todo el Disco (FDT), compartiendo una misma carcasa y un único sensor. El HRT es un telescopio refractor tipo Ritchey-Chrétien descentrado, con un espejo primario de 140 mm de diámetro, espejos fabricados en cristal de Zerodur y recubiertos con una capa de plata mejorada, y un sistema de magnificación motorizado de lentes tipo Barlow, situado no solo para dotar al sistema de una longitud focal efectiva de 7.9 metros, sino también para corregir errores de alineación y enfoque. Situado entre el espejo secundario y el sistema de magnificación se sitúa el ensamblaje del polarizador, que cuenta con dos retardadores variables de cristal líquido. De las lentes de magnificación va al mecanismo de selección basado en un espejo motorizado. El FDT, por su parte, es un sistema refractivo con una apertura de 17.5 mm., tres lentes principales previas a su propio paquete de polarización, y de ahí a otro conjunto de tres lentes, antes de llegar a un espejo que lleva la luz al espejo del mecanismo de selección, otorgándole así al sistema una longitud focal efectiva de 579 mm. Sin importar de donde proceda la luz, el espejo de selección introduce la luz en la unidad óptica, donde se sitúa el corazón del sistema, formado por el filtrógrafo y, finalmente, el sensor. El filtrógrafo está formado por una lente de campo, un pre filtro, el etalón electro-óptico de niobato de litio (sus propiedades cambian al aplicarle voltaje eléctrico, variando su índice refractivo y deformando su estructura cristalina de forma mecánica) para los análisis de las distintas propiedades magnéticas y de propagación del Sol, un segundo prefiltro y una segunda lente de campo, todo encerrado en una carcasa de titanio. En cuanto al detector, se trata, aquí también, de un tipo CMOS de 2048 x 2048 pixels, estando todo el sistema diseñado para estudiar una única longitud de onda en luz visible, en los 617.3 nm, con un margen de 0.1 nm tanto superior como inferior. Además, el sistema cuenta con un sistema de estabilización de imagen conectado al HRT. Tras salir del ensamblaje de polarización, hay un divisor de haz, y parte de la luz va al sistema de estabilización que, en esencia, es una cámara que toma imágenes del Sol para comprobar que el sistema está centrado y estable. Cada apertura en el sistema cuenta con su propia puerta móvil. Todo el sistema lo gestiona un procesador LEON-3FT, y cuenta con dos almacenamientos: uno para imágenes rápidas, de 1 GB, y otro para almacenamiento general, con 512 GB. Para resistir las altas temperaturas del perihelio, se han tomado diversas medidas. Cada apertura de entrada cuenta con una ventana especial de rechazo de calor, formado por dos elementos de cristal y cuatro filtros, al tiempo que permite pasar la longitud de onda de interés. El primero filtra la luz ultravioleta, los dos siguientes son de alto y bajo paso en longitudes de banda, y el último es el que bloquea el infrarrojo, al tiempo que sirve como recubrimiento antireflejo para la longitud de onda de interés. Las placass de montaje frontal y traseras han sido fabricadas a partir de aluminio y berilio, y se conectan entre sí por barras de plástico reforzado con fibra de carbono, e instalado en la estructura de la sonda usando pies de titanio. Todo el montaje está luego conectado a varios radiadores para expulsar el calor entrante por las aperturas y el calor interno generado cuando el instrumento opera. Además, el instrumento está enrollado por 12 capas de manta multicapa, usando principalmente kaptón negro y otros materiales. La misión de este sistema es la medición en alta resolución del campo magnético solar por la fotosfera, la realización de mapas de brillo así como también de la velocidad de movimientos de la fotosfera que permitan estudios heliosísmicos para ver cómo es el Sol por dentro, en especial de la zona convectiva, probable zona en la que se genera el campo magnético solar. EUI, la Cámara de Ultravioleta Extremo, sigue la tendencia de usar este tipo de sistemas iniciado por la EIT de
SOHO y que, prácticamente todos los observatorios espaciales posteriores han montado. El caso de EUI es que cuenta con tres en un único paquete, una cámara de todo el Sol (FSI) y dos cámaras de alta resolución (HRI). FSI es un sistema descentrado basado en un telescopio Herscheliano, con una pupila de entrada de 5 mm, de diámetro, un solo espejo de 66 x 66 mm con un recubrimiento multicapa de aluminio, molibdeno y carburo de silicio para reflejar las longitudes de onda de interés, y un sistema detector con cuatro filtros (dos redundantes) y un sensor CMOS de 3072 x 3072 pixels, registrando la luz solar de ultravioleta extremo en dos longitudes de onda: 30.4 (filtro de Aluminio/Magnesio/Aluminio) y 17.4 nm (Aluminio/Circonio/Aluminio), con cadencias de entre 10 segundos, 1 minuto y 15 minutos, observando todo el disco solar sin importar la distancia a nuestra estrella. Además, cuenta con un disco ocultador de casi 9 mm de diámetro, situado antes del filtro de entrada, para hacer investigaciones de coronografía hasta una distancia de 10 radios solares en la longitud de onda de los 30.4 nm.  Las dos HRI tienen un diseño casi común, la primera con una arquitectura Cassegrain fuera de ejes, con un espejo primario de 66 mm. de diámetro y uno secundario de 25 mm, otorgando a cada sistema una longitud focal de 4,2 metros, y la segunda con una configuración gregoriana también fuera de ejes y dos espejos recubiertos con capas de aluminio y fluoruro de magnesio, con la luz pasando por un sistema de filtros espectrales para llegar al detector, un conjunto de intensificador basado en una placa microcanal conectada mediante fibra óptica al sensor digital, que, para las dos cámaras, emplean modelos idénticos de sensores CMOS de 2048 x 2048, estando diseñadas para funcionar con cadencias de entre menos de 1 segundo hasta los 30 segundos. La cámara Cassegrain es para observar el ultravioleta extremo en la banda de los 17.4 nm (coincidiendo con una de las bandas de la FSI), mientras que la gregoriana estudiará la longitud de onda del hidrógeno Lyman-Alfa, en los 121.6 nm. Para proteger cada sistema de la irradiación solar en el perihelio cada cámara cuenta con sus propios filtros, con la FSI contando con un único filtro de aluminio situado 14 cm. dentro de la apertura para bloquear las longitudes de onda ultravioleta, visible e infrarrojas no deseadas, y cada una de alta resolución dos: uno en la apertura y un segundo después del espejo secundario, empleando la de ultravioleta extremo aluminio principalmente, y la Lyman-alfa, fluoruro de magnesio. Además, cada apertura cuenta con sus puertas, tanto externas (una para la FSI y una compartida para las dos HRI) como internas, siendo necesaria la apertura de ambas para que EUI trabaje. La operación de todo el instrumento depende de un procesador LEON3, contando con gigabytes de almacenamiento, además de potentes capacidades de compresión de datos. Este instrumento apunta a la cromosfera, la región de transición y la corona solar con la intención de indagar en el curioso proceso del calentamiento de la corona que, como se sabe, está más caliente que la superficie solar, es decir, la fotosfera, además de tratar de observar el viento solar para vincularlo a sus fuentes en nuestra estrella.
STIX, el Telescopio/Espectrómetro de rayos X, apunta a eventos energéticos en el Sol. Quizás es el sistema más complicado de SolO, y se basa en el espectrómetro de alta energía de la finalizada misión RHESSI, con modificaciones. Mientras que en el satélite terrestre el sistema se diseñó para un vehículo rotatorio, STIX se ha instalado en una plataforma de estabilización fija. Esta cámara de alta energía posee de tres sistemas principales. El primero, y básico, es la ventana de entrada. En realidad son dos, la frontal, que es el elemento principal de rechazo de irradiación solar, y la trasera. Fabricadas en berilio, permiten la absorción de los rayos X para su entrada en el instrumento. La frontal, de 2 mm. de grosor y con una apertura abierta de 5 mm. (y su parte frontal está recubierta de SolarBlack, el material de rechazo de calor del escudo solar) y la trasera, de 1 mm. de grosor y 25 mm. de apertura abierta, se encuentran instaladas en el propio escudo solar, y de todos los instrumentos de escaneo remoto que atraviesan el escudo, es el único que carece de puerta. Esta ventana guía los fotones de rayos X al siguiente sistema, la cámara. Este elemento está compuesto por dos rejillas (grosor, 400 micrones) opacas a los rayos X y separadas por un espacio de 55 cm. cada rejilla está dividida en 32 áreas y, por lo tanto, 32 detectores aproximadamente pixelizados situados tras la rejilla trasera, formando un subcolimador. Las 32 áreas en cada rejilla contienen cada una abertura, variando entre sí en posición y orientación, de modo que este elemento funciona como una cámara con máscara codificada para formar la imagen. El tercer sistema es el módulo de electrónicas de los detectores que, además de los 32 sensores pixelizados de cadmio y telurio tras una ventana de kaptón aluminizado, cuenta con las electrónicas de funcionamiento, fuentes de calibración (128 piezas de bario-133 radiactivo).y un atenuador de aluminio de 0.6 mm. de grosor, para situarlo frente a los detectores cuando hay altos flujos de rayos X de baja energía. Todo STIX está controlado por un procesador LEON3, y procesará los datos recogidos para realizar espectrometría de imágenes de los eventos energéticos solares. El sistema registrará todo el disco solar sin importar la distancia a Helios, detectando los rayos X entre los 4 y los 150 keV, es decir, entre los rayos X blandos y muy dentro de los duros. De este modo, con STIX la misión observará emisiones muy calientes procedentes del plasma caliente y de fenómenos explosivos emitidos desde el Sol, dando información de tiempo, localización, intensidad y energía, y poder entender sus efectos en el viento solar. Y finalmente, SoloHI, la
Cámara Heliosférica de Solar Orbiter. Este es el único de escaneo remoto que no observa el Sol, sino que se centrará en las emisiones del viento solar y su propagación por la heliosfera. Se basa en el concepto de las cámaras heliosféricas de STEREO, aunque más ligera y más capaz, y su diseño también se basó en el sistema WISPR de Parker Solar Probe. Solo hay una diferencia: únicamente porta una cámara, por las dos de los sistemas antes mencionados. Fijada en el lateral izquierdo de la plataforma, se encuentra relativamente elevada con respecto al bus de la sonda. Está formado por una carcasa de 66 x 41 x 29 cm., y durante el lanzamiento y primeros días en órbita estará cerrado por una puerta de protección. Un elemento muy importante es su sistema de bafles, con uno delantero, en el borde superior del instrumento, y uno interno, proporcionando una fuerte protección contra la luz no deseada, algo a lo que el propio escudo solar también contribuye. Justo tras los bafles está el ensamblaje del plano focal, que conjuga el telescopio y el sensor. El tren óptico es un simple sistema refractor de 5 elementos encerrado en un cilindro de titanio con un diámetro de 19 mm. y una longitud focal de 55.9 mm. En cuanto al sensor, su configuración es muy interesante. No usa un único detector, sino una agrupación de cuatro, más propia de instrumentación de gran formato. Cada matriz CMOS dispone de un áera activa de 2048 x 1920 pixels, y al agruparse en un mosaico cuadrado, la superficie total es de 3968 x 3968 pixels. La cámara la controla un procesador LEON3FT, capaz incluso de cierto procesado de las imágenes y almacenarlas en una memoria interna de 256 MB. Al observar el flujo del viento solar, SoloHI apunta a observar perturbaciones transitorias provocadas por eventos como eyecciones de masa coronales y similares, y cómo se propagan al pasar cerca de la cámara. Con Solar Orbiter lista para el lanzamiento, el peso en báscula del conjunto será de 1800 kg.

Otra de las colaboraciones de la NASA para Solar Orbiter es, como con SOHO, proporcionar los servicios de lanzamiento. El cohete seleccionado es el Atlas V, en configuración 411, lo que supone una cofia de cuatro metros de diámetro, etapa superior Centaur con un solo motor, y un acelerador de combustible sólido. En resumen, la misma configuración que elevó a OSIRIS-REx en el 2016. El lanzamiento está fijado para el 9 de febrero. Cuando termine el proceso, SolO estará en órbita solar, iniciando su periplo.

La misión de Solar Orbiter no se iniciará inmediatamente, sino que le esperan casi dos años de tiempo de crucero antes de quedar situado en su trayectoria definitiva. Para instalarse en su órbita de trabajo, serán necesarias tres asistencias gravitatorias (a Venus el 26 de diciembre y 8 de agosto del 2021 y a la Tierra el 26 de noviembre del 2021), y tras la última maniobra, la sonda se encontrará ya en su órbita definitiva, con un perihelio de 0.28 unidades astronómicas (unos 42 millones de km. de nuestra estrella) y un afelio de 1.2 unidades astronómicas (unos 180 millones de km.), con un periodo orbital aproximado de 180 días. Como hemos indicado anteriormente, el propósito de la misión es abandonar la eclíptica, pero durante ese tiempo de crucero, SolO se mantendrá en el plano orbital de los planetas. Actualmente no hay cohete que pueda poner una misión en órbita solar fuera de la eclíptica, por lo que es necesario recurrir a más asistencias
gravitatorias. De este modo, la órbita escogida se encontrará en resonancia con Venus, y así, ir variando la inclinación orbital con cada sobrevuelo. Al final de la misión primaria, siete años después del lanzamiento, la trayectoria habrá alcanzado una inclinación de 24º tras 5 pasos próximos a Venus, y que llegará a 33º tras una primera fase de tarea ampliada, permitiendo al observatorio ver por primera vez los polos solares. En cuanto a las operaciones de misión, hasta cierto punto recuerdan a las de Parker Solar Probe. Sus datos no se transmitirán en tiempo real, sino en ventanas de entre 4 y 8 horas a la antena terrestre principal asignada a la misión, la de Malargüe, en Argentina, aunque el resto siempre están disponibles en caso necesario. Por ello, SolO funcionará básicamente de manera autónoma, con los requisitos de operación de los instrumentos fijados por los distintos equipos científicos. Al igual que con la misión de la NASA, con la que cooperará, los programas científicos a realizar se construyen para ocupar una órbita, generalmente basándose en los datos recibidos. Además, mientras que la instrumentación in situ funcionará todo el tiempo (variando solo su cadencia de obtención de datos según el plan programado), los de escaneo remoto solo funcionarán 30 de los 180 días que dura cada órbita, lo que supone elegir los mejores momentos para que obtengan información, especialmente durante los perihelios. Esto es consecuencia del limitado ancho de banda del sistema de comunicaciones.

Cuando comience su misión, apuntará a responder cuatro preguntas fundamentales sobre el funcionamiento de Helios, a saber: ¿Qué conduce el viento solar y desde dónde se origina el campo magnético de la corona?, ¿Como los eventos transitorios solares gobiernan la variabilidad de la heliosfera? ¿Cómo producen las erupciones solares la radiación de partículas energéticas que llena la heliosfera? y ¿Cómo funciona la dinamo solar y gobierna las conexiones entre el Sol y la heliosfera? Objetivos que, hasta cierto punto, son los mismos que llevaron al lanzamiento de SOHO. Estos objetivos con complementarios a los esbozados para Parker Solar Probe, y con las dos en el espacio, ambas colaborarán estrechamente. La misión de la NASA prácticamente se mete, como suele decirse, hasta la "cocina" (nunca mejor dicho), para conseguir información de primera mano acerca de la corona, el viento solar, y los eventos solares transitorios, por lo que se necesita información general de contexto, que la proporcionará Solar Orbiter, tanto con sus instrumentos de partículas como, especialmente, por los visuales. De este modo, las conclusiones formuladas gracias a Parker solar Probe tendrán una buena base gracias a la información recogida por Solar Orbiter. Trabajo en equipo, vaya.

Sin duda, la ciencia solar se calienta, y cuando se lance Solar Orbiter, entrará en ebullición, gracias a lo que será capaz de hacer. Llevamos tiempo esperando que vuele, y aunque tarde en darnos ciencia, ¿qué más da?. Mucha suerte. 

martes, 31 de diciembre de 2019

Ventana al Espacio (CXXIX)


El campo magnético de la Vía Láctea, desde Planck

Resumen del año 2019

Nos toca finiquitar este año con el ya tradicional resumen. Ya anunciábamos que este 2019 no iba a ser un año especialmente movido, pero ha tenido sus cosas. Y eso que arrancó tremendo, con el sobrevuelo de New Horizons del objeto del cinturón de Kuiper 2014 MU69, ya conocido oficialmente como Arrokoth. Un lugar fascinante, parecido al cometa 67P, pero sin gases, con una superficie relativamente suave con algunos agujeros parecidos a cráteres y, ah, casi tan plano como una galleta. Puesto que la mayoría de los datos siguen a bordo de la sonda (hasta el 2021 no tendremos en casa todo) no hemos sabido demasiado más. Año de estudios asteroidales, con Hayabusa2 indagando en Ryugu y OSIRIS-REx haciendo lo propio en Bennu. La misión japonesa está ya de retorno, habiendo cumplido con gran éxito sus tareas, lo que se incluye la obtención de dos muestras, así de un experimento explosivo con su superficie. El año que viene recibiremos su recompensa. Para la
Fuente. JAXA, Universidad de Tokyo y colaboradores
misión de la NASA, por su parte, ha sido época de estudios. Con los mismos problemas que su homóloga japonesa, el proceso de seleccionar su zona de recogida de muestras se ha retrasado, y hasta hace nada no hemos sabido el lugar definitivo, denominado Nightingale. A falta de más observaciones, las muestras serán recogidas el próximo verano. Por supuesto, Marte es siempre lugar de interés. Tal vez el mayor rompecabezas con el planeta rojo es el asunto del metano. Detectado principalmente por Curiosity, registrarlo desde la órbita es complicado, solo visto una vez 
por Mars Express coincidiendo con una medición del rover de la NASA, pero el resto, agua, ni siquiera el especializado ExoMars TGO ha sido capaz de detectarlo. Y por la superficie, Curiosity sigue progresando, ascendiendo cada vez más el Aeolis Mons dentro del cráter Gale. Se acerca a una zona de montículos estratificados y, de camino, cuatro nuevos taladrados. Por si fuera poco, además de indagar en el metano ambiental, ha generado otro misterio al registrar picos de oxígeno. Cuanto más sabemos, menos sabemos. Mientras, InSight no lo ha pasado bien: el sensor de medición de temperatura, el célebre Mole, llega meses intentando descender a su profundidad designada, pero entre un suelo que apenas ofrece fricción, y la aproximación cuidadosa, ha llevado a dar más pasos 
hacia atrás que hacia delante. De hecho, en un momento del proceso, el Mole rebotó, saliéndose casi la mitad de su longitud. Ahora está de vuelta casi hasta el nivel previo al rebote, y se estudian medios para que siga descendiendo. El otro aparato situado en el suelo, el sismómetro, ya está registrando temblores, lo que nos permitirá entender cómo es Marte por dentro. Otra zona del sistema solar muy activa ha sido nuestro satélite. Tres intentos de alunizaje, y solo un éxito. Únicamente la misión china Chang’e 4 consiguió llegar con éxito a su destino, además haciendo historia, al hacerlo en la cara oculta lunar. A estas alturas, la misión sigue, y su rover, Yutu-2, sigue recorriendo la superficie, a diferencia de su hermano. Las otras dos, problemas. Primero en marzo, el lander privado israelí Beresheet falló en la maniobra cuando, en pleno descenso, su unida de medición inercial se apagó, apagando su motor de descenso y estrellándose. Y para octubre, la misión triple de ISRO, Chandrayaan-2, con orbitador, lander (Vikran) y rover (Pragyan) llegó a Selene y, tras la separación, Vikram, con el rover en su interior, trató de hollar en la superficie pero, por causas desconocidas, se la pegó. Al menos el orbitador sigue ahí, y funcionando. No nos podemos olvidar de la misión más arriesgada y valiente, es decir, Parker Solar Probe. Con ya tres perihelios concluidos, y de camino a un cuarto aún 
más abrasador, la misión ya ha entregado su primera ciencia, dándonos retazos misteriosos y fascinantes de lo que ocurre muy, pero que muy, cerca del Sol. Aún le quedan 21 perihelios para acercarse todavía más a Helios, para así decirnos cómo se genera todo ese viento solar, entre otras cosas. Este año también se ha destacado por recibir, por segunda vez, que sepamos, un visitante interestelar. Conocido como 2I/Borisov, se trata de un cometa propiamente dicho, a diferencia del anterior, ‘Oumuamua, y ya en proceso de salida. Por lo visto, es muy similar en composición a los que habitan nuestro sistema solar y, de acuerdo con los últimos cálculos, muy pequeño. TESS, tras cumplir su primer año escaneando los cielos, ya ha dado con exoplanetas interesantes, además de asistir al estudio de cómo un agujero negro destrozaba y devoraba una estrella, y observar un estallido de materia procedente de un cometa. Sin embargo, la noticia científica de 
año es, no podía ser otra, la imagen del horizonte de eventos de un agujero negro supermasivo, el situado en la galaxia M87, con cooperación de observatorios terrestres y telescopios espaciales, e instituciones de todo tipo. Un hito, en mayúsculas. Ah, sí, este año debería haber arrancado el programa de naves tripuladas comerciales a la ISS, para el que viene iniciar los recambios de tripulación. Y lo ha hecho, a trompicones. Primero en marzo, con la nave Dragon de SpaceX, una misión redonda de principio a fin, con el vehículo siendo el primer americano en acoplarse 
automáticamente a la ISS, regresando después. El problema vino después, mientras se preparaba para una prueba de abortamiento en vuelo, la nave explotó, retrasándolo todo. El problema se ha localizado y subsanado, y cuando se haga la prueba mencionada (en pocos días) será el turno de la misión de prueba ya tripulada. En el caso de la nave Starliner de Boeing, la misión despegó hace unos días, pero un problema en el reloj de misión impidió completar la tarea más importante: el acoplamiento a la ISS, lo que supuso acortar el vuelo a dos días, realizando diversas pruebas, antes de regresar sin problemas. A trompicones, está dicho. Y en el complejo, hitos. En plural, porque, primero, se produjo (y ya era hora) el primer paseo espacial completamente femenino de la historia, a cargo de las astronautas de la NASA 
Christina Koch y Jessica Meir; y el segundo, es el récord de permanencia en una sola misión para una mujer, y de nuevo con Christina Koch como protagonista, al superar los 288 días fijados por Peggy Whitson en su última misión. Puesto que no regresará a casa hasta febrero, tiene tiempo para ampliarlo. Este año, la lista de altas es escasa. A las ya mencionadas Beresheet y Chandrayaan-2 a la Luna, tenemos el instrumento OCO-3 a la ISS (estudios del dióxido de carbono atmosférico), el largamente esperado satélite ICON (AL FIN), y los telescopios espaciales Spektr-RG ruso-germano (exploración de universo X) y CHEOPS (caracterización de exoplanetas conocidos). En cuanto a la de bajas, corta pero dolorosa: el satélite oceanográfico OSTM/Jason-2 (deterioro del sistema energético), los dos satélites de la misión Van Allen Probes (sin combustible) y el que más duele, el Mariscal de Marte, Opportunity, como consecuencia de la tormenta de polvo del año pasado. Y mucho nos espera el 2020: misiones a Marte a cubos (cuatro como máximo), Solar Orbiter a nuestra estrella, la primera misión robótica de recogida de muestras lunar, por parte de China, los primeros vuelos tripulados desde suelo americano desde el 2011, y el fin de misión del observatorio de infrarrojos Spitzer. Será excitante, y estaremos aquí para relatarlo.