Phoenix, un tributo

sábado, 31 de agosto de 2019

lunes, 26 de agosto de 2019

El Yin-yang del sistema solar

Una noche de octubre de 1671, Giovanni Cassini descubrió un nuevo punto de luz alrededor de Saturno. Visto en el lado occidental del planeta, esperó varios meses para tratar de verlo en el lado oriental, pero para su extrañeza, no apareció, tampoco lo hizo al año siguiente, apareciendo en un lado y no asomando en el otro. Tuvo que esperar a 1705, cuando consiguió un telescopio más potente, que fue capaz de encontrarlo en el otro extremo de Saturno. Ya convencido, anunció su nuevo descubrimiento.

Este fue uno de los cuatro satélites localizados por Cassini en Saturno, el último en confirmar, y tras calcular su trayectoria, se vio que tenía una peculiaridad. De los de su tamaño, es el más alejado al planeta, con una distancia media a Saturno es de aproximadamente de 3.5 millones de km., y con una inclinación con respecto al ecuador planetario de más de 15º, y tardando algo más de 79 días en rodear el planeta. Lo que desconcertó a los primeros que lo observaron era precisamente esa ambivalencia, con un lado sumamente brillante y otro muy oscuro. El propio Cassini supuso que era un cuerpo con una rotación fija igual que la Luna, con una cara siempre mirando a Saturno, y la otra al espacio profundo.

Conocido alternativamente, años después, como Saturno V, posteriormente como Saturno VII, y luego como Saturno VIII. Su nombre definitivo se lo dio John Herschel, hijo de William Herschel, recibiendo el nombre de Japeto, uno de los titanes de la mitología griega. Poco más se pudo saber hasta que no llegamos allí.

La primera misión espacial que alcanzó Saturno fue Pioneer 11, y aunque el encuentro planetario ocurrió el 1 de septiembre de 1979, el sobrevuelo a Japeto ocurrió tres días antes, a una distancia de algo más de 1 millón de km. Con una carga útil limitada y la lejanía, los datos fueron mínimos. Un año después, Voyager 1 no tuvo mejor suerte, pasando todavía más lejos de este satélite, a más de 2.5
millones de km. Al año siguiente, Voyager 2 tuvo más suerte, aproximándose a unos 910.000 km., y a pesar de la distancia, obtuvo imágenes nítidas que revelaron detalles sorprendentes de su superficie, confirmando la observación que Cassini hizo cuando lo descubrió. Varios cráteres aparecían en la superficie, y se observó un límite claro y definido entre la zona brillante y oscura. A pesar de lo poco que se vio, las zonas geográficas empezaron a recibir nombres, todos basados en el poema épico francés La Chanson de Roland, con la zona brillante recibiendo la nomenclatura de Roncevaux Terra, y algunos cráteres como Charlemagne. Hubo una excepción, porque la zona oscura recibió el nombre de Cassini Regio, por su descubridor. Tardamos 33 años en volver, con la sonda Cassini.

Debido a sus peculiares características orbitales, Japeto no fue un objeto fácil de estudiar de cerca, de hecho, la gran sonda solo practicó dos sobrevuelos cercanos. El primero fue realizado el 30 de diciembre del 2004, acercándose a unos 120.000 km., pero el importante fue el realizado el 10 de septiembre del 2007, pasando a 1227 km., el encuentro más cercano que se le haya hecho. Además de estos dos acercamientos, hubo decenas de oportunidades de observar el satélite de lejos, pero lo suficientemente cerca como para revelar los detalles que esconde este lugar más que interesante.

Gracias a todas las imágenes capturadas, y el resto de información recogida, sabemos muy bien cómo es Japeto. Se trata del undécimo satélite más grande del sistema solar, con un diámetro medio aproximado de 1469 km. Es un satélite de baja densidad (1.27 g/cm3) lo que indica que está formado por materiales helados, acompañado con algo de roca. Lo más notable, sin duda, es su dicotomía de color. La zona brillante, y situada en el hemisferio contrario a la órbita del satélite, con un albedo de 0.5, es en esencia una zona cubierta de hielo, mientras que la zona oscura, en el hemisferio situado en la dirección orbital, con un albedo de entre 0.03 y 0.05, muestra un color marrón rojizo. Imágenes tomadas desde cerca mostraron que la zona brillante no es una zona homogénea, sino que existen diversos parches sobre la zona oscura. Sin sorpresas, Japeto muestra una gran densidad de craterización,
con algunos ejemplos de tamaño considerable, como Turgis, de 580 km. de diámetro, o Engelier, de 504. En total, hay unos 58 cráteres actualmente nombrados en Japeto. El más grande de todos, sin embargo, es Abisme, con un diámetro de 767.64 km.

Un aspecto desconcertante de Japeto, descubierto por Cassini, es la larga cordillera ecuatorial que corre a lo largo de 1300 km. por la Cassini Regio, y que tiene difícil explicación. En realidad son secciones relativamente desconectadas, siendo la mayor Toledo Montes. Un primer aspecto intrigante es que su nivel de craterización es semejante a la del resto del satélite, por lo que  se formó casi al tiempo mismo que Japeto. Pero cómo se formó, sigue siendo objeto de debate. Los hay que han pensado que eran los restos de un
anillo que fue absorbido por la superficie, pero es demasiado rocambolesca. Otra afirma que es la consecuencia del enfriamiento del satélite, tras haber liberado calor interno provocado por el isótopo radiactivo del Aluminio-26. Y una tercera que es fruto de la solidificación de una fuente de material líquido. Sea como fuere su formación, sus dimensiones, con una anchura de 20 km. y una altitud media de 13 km. (algunos picos superan los 20 km.), distorsiona la forma de Japeto visto desde lejos, de ahí que el margen de error en los cálculos de sus medidas sea levemente alto. Sin embargo, lo más interesante de este satélite es la dicotomía de color.

Cassini ya lo advirtió: sus dos hemisferios son muy distintos, con uno muy brillante, casi tanto como Europa, satélite de Júpiter, y el otro muy oscuro, casi como el carbón. ¿Por qué? Sigue siendo objeto de debate. Por lo general, la impresión es que la zona brillante es como una capa colocada sobre la superficie general, con parches dispersos de material oscuro en muchas zonas de esta área brillante. La zona de transición entre las regiones está muy moteada, hasta llegar a la zona oscura en la que los parches brillantes apenas aparecen. Por composición, la zona brillante es mayormente hielo de agua, en cuanto a la zona oscura, parece abundar el dióxido de carbono. Datos de temperatura, además, muestran que los parches oscuros absorben mucha radiación solar, con temperaturas mucho más altas que en las zonas brillantes. Esta zona oscura tan extraña, compuesta por un material formado casi a partes iguales de carbono y nitrógeno, formando componentes orgánicos que
suelen encontrarse principalmente en los cometas. Por lo tanto, su origen es todavía desconocido. Acerca de su origen, algunos dicen que procede del exterior. El observatorio Spitzer descubrió un enorme anillo de material en aproximadamente la zona de la órbita de Febe, por lo que suponen que parte de ese material ha caído hacia el interior del sistema de Saturno, cubriendo diversos satélites, entre ellos Japeto. El hecho del color tan oscuro podría ser causa de la agresión del viento solar, que erosionó los granos de material, y es así cómo está en la superficie. Una vez sobre la superficie, este material, muy capaz de retener calor, debió provocar la sublimación de parte del hielo y, como consecuencia de su lenta rotación sobre sí mismo (el mismo tiempo que en orbitar Saturno), el hielo evaporado de la zona iluminada viajó a zonas más frías, donde se volvió a condensar y congelar. De
este modo, y actualmente, el hielo va cambiando de lugar en Japeto incluso ahora, en un ciclo de evaporación, condensación y congelación que debe llevar en marcha millones de años, y es algo que Cassini registró en su sobrevuelo de septiembre del 2007. Por otro lado, se cree que podría tener un origen interno. Puede ser que una combinación de criovulcanismo e impactos de meteoritos haya elevado a la superficie el material. Por un lado, los impactos excavarían la superficie hasta la zona a varios km. de profundidad, y vistos los cráteres tan grandes, no sería descartable, y por otro lado, el criovulcanismo habría expulsado grandes cantidades de material fluido que probablemente se habría oscurecido por acción del viento solar. Sea cual sea el proceso que ha provocado el intrigante aspecto de la superficie de Japeto, merece una nueva investigación más próxima.

Cuando, en el futuro, el ser humano se lance a la investigación del sistema solar, Japeto será uno de los lugares en los que detenerse. Vale, en el sistema de Saturno hay otros sitios interesantes, como Encélado o Titán, pero la combinación de larga distancia y una distinta inclinación al plano orbital del propio planeta, puede hacer de este satélite la base ideal desde la que observar los anillos. Otros satélites, como Rea o
Mimas serían mejores elecciones por su cercanía, pero siempre tendrían los anillos de perfil. Desde Japeto, sin embargo, dependiendo de las condiciones de luminosidad, tendrían los anillos casi siempre a la vista para observar todos los procesos que allí se desarrollan. Sobre el agua, no hay problema. Japeto nunca será un punto de apoyo para la investigación del sistema solar exterior, pero merece ser un lugar de visita obligatorio, no solo por esto de la indagación acerca de los anillos, sino por sus misterios propios.

El sistema solar es un lugar sorprendente, pero sin duda Japeto es de los que se llevan la palma en cuanto a lugares asombrosos. Es un rincón de nuestra parcela galáctica que merece una investigación en profundidad, pero vistos los planes actuales, tardaremos mucho, mucho, en volver a verlo de cerca. Pero siempre podremos echar mano de las fabulosas postales que Cassini consiguió durante su estancia de trece años.

Japeto, desde 83.000 km., 10 de septiembre del 2007 (Cassini)

sábado, 20 de julio de 2019

Lunáticos

Por si no se habían dado cuenta, este es el día en que celebramos el 50 aniversario de la llegada del ser humano a la Luna, cuando la nave Eagle de la misión Apollo 11 se posó en el polvoriento suelo del Mar de la Tranquilidad. La Luna no ha cambiado prácticamente nada, pero aquí abajo mucho lo ha hecho. A diferencia de anteriores aniversarios, este no solo es especial por ser el que celebra el medio siglo, también por el renacido interés, y prisa, por cierto, de retornar a Selene. De repente, todos se están volviendo locos por alcanzar nuestro satélite, no solo con vehículos no tripulados, también con gente y, como se recordará, tan pronto como el 2024, una fecha que, a tenor de cómo van las cosas, es imposible que cumplir. Este año también marca el décimo aniversario del orbitador más longevo en trabajar alrededor de nuestro satélite. LRO sigue siendo la punta de lanza de 
la actual exploración selenita, que actualmente incluye dos misiones de superficie chinas (una en hibernación, la otra en plena operación), y un futuro repleto de misiones no tripuladas, la más inmediata será Chandrayaan-2, combinación de orbitador, lander y rover, que debe alzar el vuelo dentro de dos días. Y por supuesto, los planes de desembarcar con gente en la superficie lunar. Más allá de ese programa loco de la NASA, el plan es instalar una estación en órbita cis-lunar, la propuesta Gateway, y luego situar otra en la propia superficie. Las diversas agencias están trabajando en formas de fabricar esas instalaciones, a cada cual más extensa. Un esfuerzo que debería ser de todos, y no de uno en exclusiva. En fin, que con esto del 50 aniversario, la gente parece haberse vuelto loca. De repente, surgen documentales como setas, aparecen personas que, si no fuera por aquel evento, no conoceríamos, y recurren las preguntas habituales cuando ocurre algo gordo: ¿dónde estabas aquel día? Y ¿qué estabas haciendo? Es indiscutible que fue un instante monumental, y las misiones posteriores fueron más allá y proporcionaron más ciencia que la que se obtuvo con esta que ahora recordamos, pero sin ella, las demás lo hubieran tenido más difícil. ¿Cuándo regresaremos? Difícil pronóstico, pero en el 2024, no. Pero se hará, y estaremos aquí para relatarlo. 

Estación Gateway con la nave Orion acoplada - representación artística (Fuente: ESA)

miércoles, 17 de julio de 2019

La olvidada Venus

Hace no tanto tiempo, Venus fue el planeta más visitado del sistema solar, mucho más que Marte. Durante las décadas de los años 1960, 1970 y 1980, entre la NASA y la URSS se lanzaron, o intentaron lanzarse, unas 34 misiones hacia la diosa de la belleza, por las 24 lanzadas, o casi, al planeta rojo. Curiosamente, desde la década de 1990 y hasta la actualidad, Marte ha visto, por decir algo, unos 25 proyectos consiguiendo, o intentándolo, llegar allí, y para los próximos años al menos otros seis. En esta época, sin embargo, la sequía venusina es desoladora, con solo dos misiones (Venus Express y la actual Akatsuki) y varios sobrevuelos. A pesar de la mucha información recogida por todas estas misiones, todavía queda mucho por saber, y para los científicos y astrónomos centrados en el segundo planeta, ver cómo las oportunidades de volar desaparecen (principalmente, por escoger otros destinos) resulta bastante deprimente. Eso no impide que sigan planteando propuestas de investigación, centradas en dos áreas todavía desconocidas (de las muchas que hay) acerca de Venus.

Al echar un vistazo en los distintos atlas compilados por las imágenes capturadas por sondas como Lunar Reconnaissance Orbiter, Mars Global Surveyor o Mars Reconnaissance Orbiter, comprobamos que esos mapas tienen resoluciones asombrosas, de apenas unos metros. De hecho, gracias a la cámara CTX de MRO, tenemos el 99% del planeta rojo cartografiado con una homogénea resolución de seis metros. Otros mundos, más exteriores, también tienen mapas con resoluciones notables, y algo parecido pasa con Mercurio. Con Venus la cosa cambia. El mejor mapa compilado se generó gracias a los datos de radar de la sonda Magallanes, con una resolución homogénea de un km., y
con zonas escogidas con una resolución máxima de 100 metros. Eso significa que todavía queda mucho que ver sobre su superficie. Como ha ocurrido en la investigación marciana, cada vez que llegaba una cámara mejor, se nos abría una ventana a un nuevo mundo asombroso. Esto es lo que hace falta en el segundo planeta. Los sensores ópticos lo tienen completamente imposible para cartografiar Venus desde la órbita, haciendo que los sensores de SAR sean los únicos capaces de cumplir la tarea. En el tiempo que ha pasado entre Magallanes y la actualidad, la tecnología de los radares de apertura sintética ha avanzado enormemente, siendo los que están equipados con ellos entre los más importantes, como los Sentinel-1 europeos o el japonés Daichi-2. Estos sistemas activos funcionan emitiendo ondas de radio que rebotan en la superficie y luego reciben esas señales, para luego ser procesadas generando una imagen de la zona escaneada. En órbita terrestre hay sistemas SAR que trabajan en ciertas frecuencias: los Sentinel-1 lo hacen en la banda-C del espectro de radio, el de Daichi-2 lo hace en banda-L, y los de los satélites TerraSAR-X, TandEM-X y Paz, en banda-X, cada uno con sus propias carencias y virtudes. Los enviados a Venus, por su parte, lo hacían en banda-S. Sin importar la frecuencia en la que funcionen, los actuales sistemas SAR pueden alcanzar resoluciones 
Montes Danus y Planicie de Lakshmi, Venus
espectaculares en comparación con lo conseguido por Magallanes en Venus o Cassini en Titán, capturando detalles de hasta tres metros en superficie, dependiendo del modo de funcionamiento. Un sistema similar aplicado a Venus sería un salto gigantesco, permitiendo capturar imágenes detalladas y asombrosas de lo que sucede bajo el velo nuboso del planeta. Lo que sabemos de su superficie es que está dominada por planicies volcánicas, el resultado de un evento global de reforma superficial que borró prácticamente toda señal de lo que existía anteriormente, además de contar más de 800 cráteres de impacto, una cifra escasa comparada con lugares como Mercurio o Marte. Aunque las imágenes de Magallanes fueron tremendas en su día, misiones actuales de SAR se centrarían en detalles todavía más pequeños, lo que permitiría revelar formaciones totalmente nuevas o detalles de cómo se formaron las distintas regiones de la 
Monte Agung, isla de Bali (Daichi-2)
superficie. En general, ayudaría a los geólogos y cartógrafos a trazar con más exactitud la historia de la formación de la superficie de Venus, una historia, por otra parte, volcánica. Y en esto los nuevos sistemas de SAR ayudarían a desvelar si Venus todavía es un lugar activo. Datos procedentes de Pioneer Venus Orbiter primero, y Venus Express más tarde, parecen indicar que lo es: en ambos casos, se registraron aumentos repentinos de azufre en la atmósfera, que fueron desvaneciéndose gradualmente. A esta pista se suma una imagen infrarroja tomada por Venus Express en el que mostraba una zona muchísimo más caliente que el terreno a su alrededor, lo que sugirió una lengua de lava. Basándose en estos datos, la sugerencia es que sí, es un planeta activo, pero gracias a los radares de los satélites, hay otra forma de ver las consecuencias de eventos así. Se denomina SAR interferométrico, y consiste en juntar dos imágenes de radar de un mismo lugar tomadas en distintos días, semanas o meses. Al ser un sistema activo, los SAR capturan el relieve de la superficie con sus ondas de radio y, si se ha producido un desplazamiento del terreno (por un terremoto, un corrimiento de tierra, hundimiento del terreno o un abombamiento del suelo) o si se ha añadido terreno adicional (como una lengua de lava extendiéndose por la ladera de un volcán) esto se refleja en una imagen que casi parece un arcoíris. 
Interferograma tras un terremoto en el centro de Italia, 2016
(Sentinel-1)
Actualmente se usa mucho en zonas volcánicas o propensas a terremotos (sin olvidarnos de lo útil que es en la planificación urbana), especialmente después de la ocurrencia del evento, ayudando a las distintas agencias geológicas y de ayuda a la hora de estudiar los efectos provocados o para recolocar a la gente fuera de las zonas en peligro. La idea de usar la interferometría por SAR en Venus es lógica: si es un lugar activo, el uso de esta técnica ayudará a saber qué pasa bajo la superficie, o en ella misma. La suposición actualmente aceptada es que en Venus no hay placas tectónicas, sin bien es seguro que se produzcan terremotos por el simple hecho de que deben producirse erupciones volcánicas. Por lo general antes de una erupción, llega el terremoto, y si un sistema así desde la órbita lo capta, indicará que el planeta sigue vivo, geológicamente hablando. Otro motivo de usar esta técnica es para ver cuándo material se inyecta en la superficie tras una erupción volcánica, un evento que, sin duda, modifica la superficie. Con la resolución adecuada, se podría llegar a saber cuánto material se ha posado, el nivel de viscosidad de esa lava, y otros parámetros. En esencia, se podría saber cuáles de los volcanes venusinos todavía están activos. En los últimos tiempos, se han entregado diversas propuestas, tanto al programa Discovery como al New Frontiers, y en la última selección del primero, una misión de SAR, llamada VERITAS, llegó a la final, pero todos sabemos ya que no fue seleccionada. Todavía hay esperanza, por cierto, porque en la ESA se siguen seleccionando misiones. Como parte de su programa global Cosmic Vision, se está realizando un concurso para seleccionar entre uno de tres proyectos para volar no antes de la década del 2030, y entre ellas está la propuesta EnVision, con objetivos prácticamente calcados a los de VERITAS. Curiosamente, ambas propuestas no solo transportarían sistemas de SAR interferométricos, también un espectrómetro infrarrojo con un uso hasta ahora no realizado globalmente en Venus: el estudio de la composición superficial. A lo máximo que hemos llegado en esta categoría es que es un lugar en el que predominan los basaltos, normal al ser un mundo principalmente volcánico. Esta información fue entregada por las sondas de superficie Venera 13 y 14 usando espectrómetros de rayos gamma. Como es obvio, esta información capturada en lugares muy pequeños no puede extrapolarse a toda la superficie. Entonces, ¿Cómo estudiar su composición desde la órbita? No queda otra que usar las técnicas ya conocidas. Usar espectroscopia infrarroja en otros mundos es sencillo, pero en Venus sus nubes complican las cosas. Aún así, gracias al extenso uso de esta longitud de onda, especialmente por Venus Express, sabemos que existen diversas ventanas atmosféricas que son transparentes al infrarrojo, lo que nos permite ver la superficie. En un pequeño estudio realizado hace ya unos años, se descubrió la existencia de granitos en la superficie de Venus. ¿Eso es importante? Sí, porque esta es una pista que nos lleva a pensar que, en algún momento de su historia, Venus tuvo masas de agua en superficie. Esto es solo un pequeño detalle de lo que todavía oculta el planeta. Aunque los estudios realizados muestran que la resolución de ese mapa geológico sería relativamente baja, sería un buen punto de partida para seguir entendiendo qué le sucedió al planeta.

Infografía de Pioneer Venus
Multiprobes
Otro aspecto clave para saber qué ocurrió en Venus es el estudio de su atmósfera. A partir de las muchas mediciones compiladas en las últimas décadas sabemos cuál es su composición: 96.5% de dióxido de carbono, 3.5% de nitrógeno, 0.015% de dióxido de azufre, 0.007% de argón, 0.002% de vapor de agua, 0.0017 de monóxido de carbono, 0.0012% de helio, 0.0007% de neón, y diversos gases traza como cloruro de hidrógeno, fluoruro de hidrógeno, entre otros. Estas mediciones fueron tomadas, como mucho, en la década de 1980. Los espectrómetros de masa actuales son, evidentemente, mucho más sensibles, por lo que darían resultados todavía más precisos. Pero, ¿por qué? ¿Para qué? En la atmósfera se ocultan muchas pistas de la historia de la evolución del planeta, de cómo se originó, de cómo evolucionó, hasta llegar a como lo es hoy. Especialmente intrigante es el asunto del agua. Los datos de superficie confirman la existencia de agua, pero actualmente existe muy poca en la atmósfera. En esencia se cree que fue por un proceso similar al que ocurre actualmente en Marte, pero no es seguro. La indagación más importante en ese sentido es el estudio isotópico de los componentes atmosféricos. Los átomos disponen de distintos isótopos, cuanta mayor sea la composición isotópica, más pesado es el 
Concepto DAVINCI
descenciendo en Venus
átomo. Por lo tanto, un átomo de bajo peso isotópico es más propenso a ser expulsado de una atmósfera que uno más pesado. De ese modo, el estudio isotópico de la atmósfera de Venus puede proporcionar información sobre lo que pasó en Venus desde que se formó hasta la actualidad. Además, hay otro ingrediente que todos quieren conocer pero que hasta la fecha no tienen ni idea cuál es. Fue gracias a Mariner 10 que vimos por primera vez la dinámica de nubes de Venus, al observar el planeta en luz ultravioleta. Desde entonces, se han hecho muchas mediciones, pero el elemento concreto que absorbe luz ultravioleta en los 365 nm sigue sin identificarse. Una sonda atmosférica, como las empleadas en los años 1960 y 1970, pero con tecnología actual, nos proporcionaría mucha información al respecto, pero las propuestas esbozadas para ello, como DAVINCI en el programa Discovery, no han ido más allá.


Estos dos temas son solo dos de los muchos que la comunidad científica enfocada en Venus quieren investigar, y de momento, solo tienen a Akatsuki para responder a alguno. Más allá de las propuestas, puede decirse que, en movimiento, hay dos proyectos. Uno de ellos sería la primera misión de la agencia espacial de la India, ISRO, a Venus, que será un orbitador muy equipado científicamente, y con participación internacional, el otro, que lleva, como poco, más de una década dando vueltas, es la misión rusa Venera-D, que incluirá no solo un orbitador, también un lander, diseñado para funcionar más tiempo de lo que duraron todos los que se posaron allí. La pega es que ninguna tiene fecha de lanzamiento, y desconocemos lo avanzadas que van. Es lo que toca.