Phoenix, un tributo

jueves, 30 de junio de 2016

lunes, 27 de junio de 2016

Llega la Bella Dama del Espacio

Ha sido un largo viaje, tranquilo por otra parte, desde la Tierra y Júpiter. Casi cinco años desde su despegue en agosto del 2011 y su próxima entrada en órbita alrededor del hermano mayor del sistema. Ya en su momento hablamos de la potente sonda Juno, perteneciente al programa New Frontiers, en ocasión de su lanzamiento, y desde ese momento hasta ahora hemos recibido más información acerca de cómo son sus algunos de sus instrumentos, además de haber recibido cambios en el programa de la misión una vez insertada en órbita. De esta manera, qué mejor momento para volver a hablar de, como la hemos bautizado, la Bella Dama del Espacio.

Cuando se lanzó, Juno era la segunda en la serie de sondas iniciada por Mars Reconnaissance Orbiter (que continúa con MAVEN y la próxima OSIRIS-REx), con una plataforma hexagonal de 3.5 metros de diámetro y 3.5 metros de alto, con una envergadura de paneles solares de 20 metros, totalizando una superficie activa de 60 metros cuadrados, la segunda máxima después de Rosetta, algo necesario para funcionar allí, al tratarse ya de la sonda que más lejos del Sol ha ido funcionando únicamente con energía solar. Un elemento que destaca por encima de todos a bordo de Juno es su bóveda deelectrónicas, que no es más que un cubo de un metro de lado elaborado en titanio en el que dentro va casi todo el equipamiento electrónico (ordenadores de a bordo, sistema de comunicaciones, electrónicas de los instrumentos, etc.) diseñada para soportar los tremendos niveles de radiación que se dan en torno a Júpiter. Sus paredes son de 1 centímetro de grosor, lo que reducirá (que no evitará) la exposición a la radiación joviana y alargará su vida hasta que la misión acabe. Pero lo importante son sus instrumentos. MWR, Radiómetro de Microondas, es el primero de su tipo enviado a Júpiter. Realmente se trata de un conjunto de seis antenas,
cada una diseñada para detectar una longitud de onda en esta gama del espectro electromagnético. Están distribuidas alrededor de la plataforma, ocupando dos de sus laterales. Una de ellas ocupa todo un lateral, poseyendo una superficie de 1.6 metros cuadrados, mientras que el resto llenan otro. Dos de ellas son del tipo denominado de parche, tres, tipo de conjunto de ranuras, y la más pequeña, tipo cuerno. Mediante cables, se comunican con el receptor y las electrónicas del instrumento, situadas en la bóveda de electrónica. Cada antena registra la energía de microondas emitida naturalmente de las distintas capas atmosféricas, lo que en conjunto permitirá al MWR sondear cientos de km. de atmósfera para así saber cómo se estratifica y qué elementos la componen. Una zona de máximo interés será la Gran Mancha Roja, y las mediciones permitirán saber hasta qué profundidad alcanza esta viejo anticiclón. MAG, el sistema de magnetometría, comprende una
plataforma (en la punta de uno de los paneles solares) que posee los magnetómetros de núcleo saturado triaxial (similares a los usados en tantas y tantas misiones anteriores) y un conjunto de cuatro Compases Estelares Avanzados, o ASC (en resumidas cuentas, escáneres estelares) proporcionados por la Universidad Técnica de Dinamarca. Su propósito es el de estudiar mejor que nunca la potentísima magnetosfera joviana, y en compañía de los ASC, para tener una referencia de posición en el sistema joviano para más tarde crear un mapa tridimensional de esta formidable estructura y su evolución, para tratar de entender su generación y, al final, la estructura interna del planeta. JADE, el Experimento de Distribución
Auroral Joviano, apunta a estudiar las partículas (electrones e iones) que, como producto final tras interactuar con la magnetosfera, generan las fantásticas auroras vistas desde la Tierra. Comprende cuatro sistemas, tres sensores de electrones (JADE-Es, situados a 60º, 180º y 300º alrededor de la sonda), un sensor de iones (JADE-I, junto al JADE-E180) y las electrónicas de control. Los JADE-Es son analizadores electrostáticos esféricos que llevan las partículas a placas microcanal como detectores, y JADE-I es similar, pero optimizado para iones. En ambos, las partículas pasan primero por desviadores
electrostáticos que barren el campo de visión sin necesidad de partes móviles. Además, JADE-I añade un espectrómetro de masa del tipo Tiempo de Vuelo, en el que es capaz de averiguar qué partículas existen en el entorno joviano por el tiempo que tardan en alcanzar el sensor, también una placa microcanal. Todo este paquete está gestionado por un procesador AT697E, con 138 KB de PROM, 512 KB de EEPROM y hasta 4 MB de SRAM para almacenar las instrucciones dadas a los instrumentos. En la sonda, los JADE-Es están posicionados de tal forma que escanean el plano de rotación de Juno, mientras que JADE-I lo hace de manera perpendicular a él. Su mayor trabajo lo tendrá sobre los polos de Júpiter, de manera que sus estudios servirán para crear representaciones de las auroras jovianas con una resolución de 50 km., además de detectar iones cargados positivamente de hidrógeno, helio oxígeno y azufre, materiales eyectados por las erupciones volcánicas de Io. JEDI, el Instrumento Detector de partículas Energéticas
Jovianas, tiene el encargo de estudiar la interacción de las partículas energéticas que fluyen por el espacio con el entorno joviano. Son en realidad tres detectores, dos situados en el plano de rotación de Juno (JEDI-90 y JEDI 270), y el tercero, situado de manera perpendicular a él (JEDI-A180), y, en esencia, son repeticiones del sistema PEPPSI que carga New Horizons, con modificaciones para soportar el entorno de Júpiter y evitar excesiva exposición al Sol. Su misión, medir la energía de las partículas que entran en la magnetosfera joviana e interactúan con ella, y que acaban generando las auroras del planeta. JADE y JEDI se complementarán estudiando los distitnso rangos energéticos de las partículas que acaban precipitadas sobre los polos de Júpiter para crear las auroras. JIRAM, el Cartógrafo Auroral Infrarrojo Joviano, es uno más de la serie de instrumentos VIRTIS (Cassini/VIMS-Vis, Rosetta/VIRTIS, Venus Express/VIRTIS, Dawn/VIR), adaptado a una
sonda rotatoria. Emplea un telescopio reflector tipo Schmidt de 160 milímetros de longitud focal (f/3.7), y desde ahí, la luz va a un divisor de haz, sirviendo así a dos detectores distintos, una cámara y un espectrómetro, ambos infrarrojos, empleando cada uno un sensor de mercurio-cadmio-telurio HgCdTe de 270 x 438 pixels. En la cámara, el  detector está dividido en dos áreas: filtro L, centrado a 3.455 micrones (para obtener imágenes en alta resolución de iones de hidrógeno excitados en las regiones polares), y filtro M, a 4.780 micrones (para observar puntos calientes en lo profundo de la atmósfera). Por su parte, el espectrómetro podrá, mediante una abertura estrecha, registrar el espectro infrarrojo entre 2 y 5 micrones, empleando una rejilla de difracción plana y dos elementos ópticos correctores. El sistema es servido por un espejo motorizado que introduce la luz en el sistema a la vez que trata de mantener la imagen en el campo de visión. Dada la rotación de la sonda de 2 rpm, la escena estará en el campo de visión completamente quieta durante solo 1.1 segundos. Un par de radiadores servirán para enfriar los detectores hasta su temperatura operativa. JIRAM será usado para estudiar la atmósfera joviana en y alrededor de las auroras, profundizando hasta 70 km. bajo las capas altas de la atmósfera, además de profundizar en los denominados puntos calientes, una serie de vacíos descubiertos por la misión Galileo, tratando entender su estructura y origen. UVS, el Espectrógrafo Ultravioleta de Juno, no es más que el cuarto en la serie de
sistemas ultravioleta Alice (Rosetta/Alice, New Horizons/Alice, Lunar Reconnaissance/LAMP), adaptado para su nueva situación en una plataforma rotatoria. En esencia es idéntico al resto de hermanos (formado por un espejo primario paraboloide fuera de ejes de aluminio recubierto de níquel (f/3), sirviendo a una rejilla de difracción holográfica también de aluminio recubierta de níquel (ambas secciones recubiertas por fluoruro de magnesio sobre aluminio para una óptima reflectividad) y un detector de placa microcanal sirviendo a un fotocátodo de ioduro de cesio), siendo un espectrógrafo del tipo círculo Rowland, siendo la placa microcanal de diseño cilíndricamente curvado. Hay tres diferencias notables entre los instrumentos anteriores y el UVS de Juno. El primero es su apertura. En vez de estar frente al espejo primario, se encuentra donde está el puerto de brillo de aire del Alice de New Horizons. De dimensiones similares, dentro hay un espejo inclinado 45º para permitir introducir la luz en el sistema. Además, este espejo de escaneo está motorizado, permitiendo un movimiento de +30º y -30º para permitir mantener todo el tiempo posible la escena en el detector a medida que la sonda rota sobre sí misma. Otra diferencia es su detector, ya que dada la inmensa cantidad de radiación que existe, se ha recurrido a un nuevo tipo de placa microcanal, denominada XDL (línea de retraso cruzado) que, además de ser resistente a la radiación, proporciona mejor resolución espacial, entre otros beneficios. De la misma forma que el sensor CCD de la cámara de luz visible de Galileo, el sensor de UVS está envuelto por una protección consistente en láminas de Tántalo, para reducir todavía más la exposición a la radiación. El sistema está diseñado para observar el ultravioleta lejano y el ultravioleta extremo entre los 68 y los 210 nanómetros. La tercera diferencia es que sus electrónicas están situadas en la bóveda de electrónica, y todas las operaciones las gestiona un procesador 8051, de 32Kb de PROM, 128Kb de EEPROM y 128Kb de SRAM. El propósito del instrumento es el de observar las auroras jovianas en luz ultravioleta y, en conjunción con los instrumentos JADE y JEDI, comprender la relación entre las auroras, las partículas que entran, y la magnetosfera. El sistema de radio ciencia, o GS (Ciencia de Gravedad), apunta a obtener la información necesaria para entender la estructura interna de Júpiter cartografiando el campo gravitatorio joviano. Para ello, usará su sistema de comunicaciones emitiendo dos emisiones de radio (banda-X y banda-Ka) para ello. The Waves, el experimento de ondas de radio y plasma de Juno, pretende medirlas para comprender las interacciones entre el campo magnético, la atmósfera y la magnetosfera joviana. Para ello dispone de dos sensores, la antena dipolar eléctrica (las dos antenas que nacen de la parte baja de la plataforma, en forma de V, de cuatro metros de punta a punta), y la bobina de búsqueda magnética (que consiste en un cable sumamente delgado enrollado 10.000 veces alrededor de un núcleo de 15 centímetros). Y para acabar, JunoCam. Ya lo contamos en su día, y es que este sistema no es un instrumento científico, sino una
herramienta de divulgación, como  las MoonKAM de GRAIL. El objetivo es involucrar al público para que éstos se descarguen y procesen las imágenes enviadas y después, compartirlas. JunoCam es un sistema de luz visible basado en la cámara MARDI de Curiosity, adaptada para soportar en cierta medida la radiación joviana. consiste en un sistema óptico refractor de 14 elementos y 11 milímetros de longitud focal (siendo los cinco primeros resistentes a la radiación) sirviendo a un detector CCD con 1600 x 1200 pixels de superficie activa, todo envuelto en una carcasa de titanio para reducir la exposición a la radiación. El sistema además posee cuatro filtros: longitud de onda roja (600-800 nanómetros), longitud
de onda verde (500-600 nanómetros), longitud de onda azul (420-520 nanómetros) y una banda infrarroja dedicada a la absorción del metano (0.88-0.90 micrones). estos filtros están situados sobre el CCD en una placa que los dispone en forma de tiras que cubren los 1600 pixels de ancho pero solo 155 filas de alto. Como Juno es una sonda rotatoria, para la construcción de imágenes se emplea el método "Pushframe", en el que en este caso, la propia rotación de la sonda construye las tiras de imágenes. Sin embargo, la rotación es elevada, lo que pondría en riesgo la creación de imágenes nítidas. Con exposiciones de 400 milisegundos, acabarían emborronadas, por lo que se aplicará un proceso informático llamado TDI (integración por retraso de tiempo), mediante 100 complejos pasos. Este es el mismo método final usado por la cámara HiRISE de Mars Reconnaissance Orbiter para obtener las impresionantes instantáneas que recoge. Al estar en órbita polar sobre Júpiter, obtendrá secuencias de los polos jovianos con increíble nitidez, con una resolución de 50 km., aunque en los pasos por los perigeos esta mejorará, alcanzando los 3 km. La cámara está controlada por sus propias electrónicas, que incorporan un buffer de memoria de 128 MB para almacenar, y luego descargar, las imágenes tomadas. Lo más interesante es que, partiendo de las primeras imágenes que tome (y de las que han hecho astrónomos aficionados) el público podrá elegir las zonas de la atmósfera de Júpiter más interesantes a ver y estudiar. En el momento del lanzamiento, la sonda desplazaba una masa de 3625 kg.

Desde su lanzamiento hasta ahora, todas las operaciones han sido tranquilas, salvo por el tiempo alrededor de su único sobrevuelo, practicado a la Tierra el 9 de octubre del 2013, pasando a unos 500 km. de la superficie. Durante el crucero, supimos un detalle operacional acerca de los paneles solares. Son tres paneles solares, formados por 11 secciones en total. Pues bien, la sonda tiene la cualidad de poder desconectar varias de estas secciones, para poder simular las operaciones en torno a Júpiter, además de reducir así la generación energética, ya que sus necesidades son modestas, de solo 450 vatios, y a medida que se aleja del Sol, se han ido reacoplando. en fin, lo dicho, lo más importante antes de la inserción orbital
fue el sobrevuelo terrestre, en el que no solo cogió el impulso final para dirigirse a Júpiter, también probó varios instrumentos, el más obvio el sistema JunoCam, demostrando su habilidad de tomar imágenes tanto sobre la Tierra como de la Luna, mediante sus cuatro filtros. Lo más notable, sin embargo fue la detección de señales morse emitidas en ondas de radio por radioaficionados saludando a la sonda, tras una campaña iniciada por la NASA. Esto demostró la potencia de este sistema, y de lo que será capaz de hacer en un entorno tan "sónico" como el joviano.

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Lo importante es antes que nada la inserción orbital, y para ello empleará su propulsor principal, el Leros-1B, el mismo tipo usado en varias misiones marcianas y en MESSENGER en Mercurio. Para insertarse en órbita, el motor funcionará durante 35 minutos, tras incrementar el ratio de rotación de 2 rpm a 5, situándose tras esto en una órbita polar extremadamente elíptica de 53.5 días de duración. Esta es la primera desviación con respecto al plan original, que preveía una órbita de 107 días antes de una maniobra de reducción del apogeo. Este cambio proporcionará más tiempo para comprender cómo responde Juno al entorno joviano, y verificar las operaciones de la instrumentación. Pasará dos órbitas en esta trayectoria, la primera para verificación, y la segunda, como preparativo para la Maniobra de Reducción de Periodo. Será la última vez que use su motor principal para bajar a una órbita de 14 días (11 originalmente) que será en la que tome los datos. Durará 22, y al tiempo usará tanto el MWR como los magnetómetros y los ASC para tomar datos e imágenes durante la maniobra.

Aunque no se diga claramente, este es un cambio motivado por los estudios realizados acerca de la radiación joviana, que parece que puede ser más peligroso de lo anticipado. Con esta nueva órbita se prevé reducir la exposición a la radiación, alargando la misión de 15 a 20 meses, y pasando de 30 órbitas a 32. Esto traerá un beneficio no anticipado antes del lanzamiento de la sonda. Con ello, con solo ocho órbitas, se habrá podido construir un mapa básico tanto de gravedad como magnético, permitiendo luego obtener mediciones de cada vez más resolución. Si en algo es novedosa la órbita de Juno alrededor de Júpiter es que será polar, algo nunca antes intentado allí, lo que permitirá tomar datos en todas las latitudes, y además permitirá a JunoCam obtener imágenes de los polos. Las únicas que tenemos las tomó Pioneer 11 en su sobrevuelo de diciembre de 1974 (siendo, además, la que más se ha acercado al planeta), y el sistema que las tomó no era el ideal para esa tarea. con los años, y el avance tecnológico, permitirán que un sistema moderno, aunque relativamente sencillo, tome mejores secuencias de esas zonas poco conocidas del hermano mayor del sistema.

La órbita definitiva, de 14 días de duración, llevará a Juno a un perigeo joviano de hasta 4.200 km. sobre la capa superior de nubes, y un apogeo de estará más allá de la órbita del satélite galileano más exterior, Calixto. Durante los pasos por el perigeo, la sonda recorrerá el trayecto de polo a polo de norte a sur, y esa mínima distancia, junto con la aproximación polar, permitirá evitar lo más peligroso de los potentísimos cinturones de radiación jovianos. Cuando esté en ella, obtendrá la información suficiente como para responder a algunas de estas preguntas, si no todas: ¿Cómo se formó Júpiter?; ¿Cuánta agua (y oxígeno) posee?; ¿Cómo está estratificado el interior y cuál es su estructura interna?; ¿Rota como un cuerpo sólido, o su interior profundo rota a distinta velocidad?; ¿Posee un núcleo denso, y si lo tiene, cuán grande es?; ¿Cómo y dónde se genera en inmenso campo magnético?; ¿Cómo están las estructuras atmosféricas, como la Gran Mancha Roja, relacionadas al movimiento del interior profundo?; ¿Cuáles son los procesos físicos que alimentan las auroras jovianas?; y ¿qué apariencia tienen los polos jovianos vistos de cerca? Un programa cargadito.

¿Y por qué Juno se llama así? Está relacionado con la mitología griega, y romana. En ella, Zeus (Júpiter) estaba huyendo de su esposa y hermana, Hera (Juno) que ya se estaba cansando de los ligues que su esposo estaba teniendo. Para ocultarse de ella y su mal humor, Zeus se envolvió en un velo de nubes para que Hera pasara de largo y no le encontrara. Sin embargo, Hera, desde el Monte Olimpo, le pilló, atravesando su velo de nubes. En esencia, es lo que Juno va a hacer con Júpiter. Por cierto, para los
amantes de los Lego, a bordo de la sonda van tres figuras de estos míticos juegos de construcción. Una representa a Júpiter, con un rayo en una de sus manos, la segunda retrata a Juno, con una lupa en la mano, que significa su búsqueda de la verdad, y la tercera, retrata a Galileo, con un modelo del planeta en una mano, y una representación de su telescopio en la otra. Un detalle menor, pero simpático.

Bueno, esto es todo lo que teníamos que contar. Con apenas una semana para llegar, todo está preparado, y la sonda ya está tomando nuevas imágenes. Juno es la novena sonda en investigar Júpiter, aunque solo la segunda en hacerlo desde órbita. No os preocupeis, ya que, cuando su misión acabe, a principios del 2018, tendremos en fase de construcción las próximas sondas que viajen al hermano mayor del sistema, con objetivos distintos, una a Ganímedes, y otra a Europa. Sin embargo, la Bella Dama del Espacio tendrá todavía mucho que decir, y estaremos aquí para relatarlo. 

martes, 31 de mayo de 2016

jueves, 31 de marzo de 2016

lunes, 7 de marzo de 2016

Las próximas misiones a Marte: ExoMars TGO

Todo comenzó pocos meses después del inicio de la misión Mars Express en el planeta rojo, cuando su sensor PFS evidenció la presencia de metano en su atmósfera. Si bien la cantidad que existe allí es muy pequeña (inferior incluso a la de la Tierra) su presencia es algo significativo. Lo es porque solo hay dos fuentes capaces de expulsarlo a una atmósfera: por procesos geológicos (volcanes, terremotos, géiseres, fumarolas, etc.), o más importante aún, por procesos biológicos, básicamente el metabolismo. Pero lo es más aún saber cuánto tiempo lleva. El metano es un gas que, si no se suministra constantemente, desaparece en 300 años, poquísimo en escalas geológicas. Por ello, su descubrimiento puede informarnos dos cosas distintas: o Marte es un planeta vivo geológicamente (y vistos sus volcanes es una probabilidad), o posee algún tipo de vida emitiendo este metano. Por desgracia, las misiones enviadas en los años posteriores han carecido de la capacidad de profundizar en ello. Aún así, a pesar de lo irrebatible del hallazgo, todavía provoca controversia.

Después del éxito de su primera misión marciana, la ESA se embarcó en un nuevo programa más ambicioso. Bajo el denominado Programa Aurora, se comenzó a desarrollar la misión ExoMars, cuyo elemento principal es un vehículo autopropulsado, con un claro parecido en los dos de la misión MER de la NASA. A medida que iba progresando el concepto, alguien tuvo la idea de transformar la fase de crucero que enviaría este rover al suelo marciano en un orbitador que, además de proporcionar sus servicios de retransmisión de datos entre el elemento de superficie y el control de misión en Tierra, pudiera investigar aspectos que a Mars Express se le habían escapado. Razones presupuestarias evitaron su creación. El diseño continuó avanzando, si bien con algunas dificultades, hasta que el año 2009 llegó un cambio de rumbo en la exploración marciana.

La NASA llevaba lanzando misiones al planeta rojo continuamente desde 1996, y en el 2008 habían seleccionado una nueva, además de haber visto el retraso de MSL (Curiosity, para entendernos) del 2009 al 2011. Sin embargo, más allá, no había nada aprobado, ya que, en aquel momento, después de MAVEN, no existía misión de la NASA que lanzar ni en el 2016 ni en el 2018, y mucho menos en el 2020. Eso sí, había diversas propuestas, como un proyecto de orbitador denominado Mars Science Orbiter, así como un rover exobiológico llamado MAX-C. El caso es que la ESA estaba preparando su propio rover exobiológico (de ahí su nombre de ExoMars, Exobiología Marciana), y dada la reducción presupuestaria en misiones planetarias, se decidió el comienzo de conversaciones con la agencia europea para preparar un programa conjunto con el que explorar nuevos aspectos de Marte.

Después de confirmar el programa marciano ESA/NASA, se organizó un grupo de trabajo conjunto para definir las siguientes misiones. Como MAVEN iba a lanzarse en el 2013, había que planificar el programa a partir del 2016. Después de mucha discusión, el rover ExoMars se dejó para la oportunidad más lejana, el 2018, dejando la del 2016 para un orbitador dedicado a la búsqueda tanto de metano como de otros gases de concentración tan baja que no aparecen habitualmente en las mediciones convencionales, los denominados gases traza. El diseño final de la misión dividía las responsabilidades entre las agencias: la ESA proporcionaría la plataforma de la sonda, un instrumento (NOMAD), el control de misión, y su red de seguimiento de espacio profundo, además de un vehículo demostrador de tecnologías para entrada, descenso y aterrizaje, mientras la NASA proporcionaría los cuatro experimentos restantes (MATMOS, EMCS, MAGIE y HiSCI), el relé UHF Electra, el lanzador (un Atlas V-431) y las antenas de su red DSN. Todo parecía progresar sin problemas hasta que el 13 de febrero del 2012 la NASA se retiró del programa conjunto a causa de recortes presupuestarios (dinero dedicado al próximo gran telescopio James Webb), por lo que la ESA se quedó con un orbitador con un instrumento, con módulo demostrador, pero sin el resto de la carga útil y sin lanzador. Esto no supuso que la ESA diera fin a la misión, todo lo contrario. No era la primera vez que una colaboración conjunta NASA/ESA acababa mal (existen los ejemplos de las misiones Giotto y Ulysses), y siempre la ESA ha continuado hacia adelante. De manera que se tomó la decisión de asociarse con la otra organización espacial con una gran experiencia en enviar sondas a Marte.

La decisión de juntarse con Roscosmos, la agencia espacial rusa, está llena de lógica, ya que sus lanzadores Soyuz habían lanzado varios satélites y sondas espaciales para la agencia europea. Roscosmos también tenía razones de peso para unirse al proyecto ExoMars: en noviembre del 2011 lanzaron su primera misión marciana desde Mars 96, Phobos-Grunt, que tuvo un desenlace idéntico al de su antecesora. La oportunidad brindada por la ESA permitiría a los científicos rusos reconstruir algún instrumento de los perdidos en Phobos-Grunt apto para las misiones marcianas en planificación. Los acuerdos oficiales, firmados en el 2013, detallaban las responsabilidades de cada agencia, confirmando el orbitador para el 2016 y el rover para el 2018.

La verdad es que la búsqueda de metano en la atmósfera marciana ya ha comenzado. A pesar de ser preparada casi a la carrera, la misión hindú MOM transportó al planeta rojo una carga útil interesante que incluye el denominado MSM. El Sensor de Metano Marciano es un instrumento infrarrojo que está diseñado para detectarlo empleando dos bandas espectrales: una exclusivamente para la detección de metano, y un canal de referencia con el que compararlo. De momento, no tenemos resultados, solo las lecturas del canal de referencia que demuestra que el aparato es plenamente funcional. La primera misión ExoMars irá todavía más allá.

El orbitador responde al nombre de ExoMars Trace Gas Orbiter, o ExoMars TGO, y ha sido desarrollado casi por completo por la ESA. No se parece en nada a su antecesora Mars Express, ya que mientras que el veterano orbitador emplea una estructura en forma de caja, ExoMars TGO emplea un bus rectangular, o así. El núcleo de la estructura (como es norma en casi todos los orbitadores) es un cilindro central de 1.2 metros de diámetro que supone la
principal pieza estructural del conjunto, y sobre la cual se han instalado todos los soportes y piezas que le dan su forma definitiva, además de ser el interfaz entre la sonda y la última etapa del lanzador, y en su interior alberga el tanque de combustible y el propulsor principal de a bordo. La sonda está realizada enteramente en aluminio, empleando secciones con núcleo en forma de panal de abeja, y sobre ellas, láminas homogéneas en sus lados internos y externos. Una vez en el espacio, tendrá unas medidas de 3.5 metros de alto, dos metros de lado, dos de ancho, y una envergadura de 17.5 metros con los paneles solares extendidos. La estructura ha sido realizada por la firma alemana OHB, con sede en Bremen. Sobre ella se han ido instalando los distintos componentes del hardware. Su ordenador se basa en las actuales infraestructuras empleadas por la ESA, con un procesador ERC-32 al mando de todos los procesos y operaciones realizadas a bordo, y acompañado de un grabador de estado sólido de gran capacidad (128 gigabits) para almacenar tanto telemetría de ingeniería como datos de los instrumentos. Esa información sería inútil si no se enviara a la Tierra, por lo que dispone de un sistema de comunicaciones normal: trabajando en banda-X, dispone de una antena de
alta ganancia de 2.2 metros de diámetro (herencia Rosetta) situada sobre una plataforma móvil en dos ejes, lo que le permitirá apuntarla hacia nuestro planeta en todo momento. Para otras situaciones (primera fase tras el lanzamiento, maniobras de corrección de rumbo, entradas en modo seguro) empleará las dos antenas omnidireccionales de baja ganancia. Como otros orbitadores actuales, también tiene equipo para comunicar con los vehículos situados en la superficie. Suministrados por la NASA, ExoMars TGO equipa dos relés UHF Electra (conectados a una antena helicoidal), paquetes de alto rendimiento que no solo sirven para enlazar con los rovers o plataformas estáticas para compartir datos y comandos de forma bidireccional, también permite establecer con un alto grado de exactitud la posición de estos recursos de superficie, algo útil cuando se trata de elementos autopropulsados. La energía la recoge del Sol, empleando dos paneles solares gemelos de dos secciones cada uno (sobre plataformas rotatorias en un eje) cubiertos de células de alta eficiencia (20 metros cuadrados de superficie activa), alimentando los sistemas de a bordo, y cargando dos baterías de ión-litio. Estabilizada en sus tres ejes para su orientación, mantendrá siempre una de las caras mirando a Marte, y para ello emplea dos unidades de medición inercial, dos escáneres estelares, sensores solares, ruedas de reacción como actuadores para cambiar la orientación de la sonda, junto con un grupo de propulsores. ExoMars TGO está optimizada para mirar al limbo atmosférico mediante una serie de maniobras y cambios de actitud nunca antes realizadas en Marte. Para la inserción orbital, y otras maniobras menores, empleará su motor principal, que a diferencia de los grupos usados por MRO o MAVEN, es único, entregando toda la potencia él solo durante el tiempo necesario. El control termal es el usual, es decir, mantas multicapa, radiadores (concentrados en los lados antisolares) y calentadores eléctricos. En la sección opuesta al motor está el montaje para el módulo demostrador de entrada, descenso y aterrizaje, incorporando las uniones mecánicas, eléctricas y de datos, además del mecanismo de liberación mediante sistemas pirotécnicos. La carga útil científica se divide en cuatro
aparatos. Desarrollado por la ESA, NOMAD (Vertical y Ocultación para Descubrimiento Marciano) es un paquete que combina tres espectrómetros. El primero es SO, Ocultación solar, y es una réplica del canal SPICAV-SOIR de Venus Express, es decir, un sensor que equipa un filtro sintonizable acusto-óptico formado por un cristal de dióxido de telurio que lleva la luz a una rejilla de difracción tipo echelle, y de ahí al detector de Mercurio-Cadmio-Telurio HgCdTe (refrigerado por un enfriador tipo Stirling), y servido por una única apertura (un periscopio de tres espejos planos, uno de ellos inclinado 67.07º para permitir la entrada de la luz) que apunta hacia el sol para operaciones de sondeo del limbo y de ocultación estelar. Está sintonizado para detectar el infrarrojo cercano entre 2.2 y 4.3 micrones. El canal LNO, Limbo, Vertical y Ocultación, es idéntico al SO, solo que registra las longitudes de onda entre 2.2 y 3.8 micrones, y además,
dispone de ópticas para operaciones de limbo  y ocultación y para mirar a la vertical del planeta (similar al de LNO, solo que con dos espejos planos, mientras que un tercero motorizado sirve para la entrada vertical). El tercer canal es UVIS, Ultravioleta y Visible, y emplea, como el canal LNO, dos aperturas, una para mirar a la vertical planetaria (sirviendo directamente a un pequeño telescopio) y un periscopio (empleando un espejo plano para servir al telescopio de recogida) para operaciones de ocultación y sondeo del limbo, empleando un sistema fuera de ejes (un espejo de colimación y uno de enfoque), con una rejilla de difracción y un sensor CCD como detector final (y sobre él un filtro de segundo orden), registrando el espectro electromagnético entre los 200 y los 650 nm. Para seleccionar entre ópticas, se emplean cables de fibra óptica para llevar la luz que recogen los dos espejos parabólicos al espectrómetro. Todo el paquete está controlado por un microprocesador LEON3. Con esta combinación de espectrómetros, NOMAD es capad de no solo detectar gases (y partículas de aerosol como polvo en suspensión) en concentraciones muy pequeñas en la atmósfera, también será capaz de localizar sus fuentes de emisión. En el modo de ocultación solar, tanto SO como LNO pueden obtener hasta 300 espectros en cada longitud de onda durante una de estas operaciones, que durarán unos 5 minutos, completando un perfil atmosférico desde la alta atmósfera hasta prácticamente la superficie. En el modo vertical, LNO estudiará la composición atmosférica, además de examinar características de la superficie marciana como hielo y escarcha, en mediciones que se realizarán, de media, cada tres o cuatro soles marcianos, para así examinarlos dependiendo de la luminosidad o del momento del día. Por su parte UVIS registrará todo el espectro al que es sensible, tanto en vertical como en ocultación, cada segundo, pudiendo registrar más información sobre moléculas más interesantes como el ozono o el ácido sulfúrico, además de medir el contenido de aerosoles en la atmósfera. En modo de ocultación, los tres canales muestrearán la atmósfera en secciones de un km. cada una para obtener perfiles verticales de alta resolución; en modo vertical, tanto LNO como UVIS crearán columnas verticales con resoluciones espaciales de 3 x 12 km. y 5 x 6 km. (alta y baja resolución de LNO) y 8 x 5 km. para UVIS, ambos recogiendo un espectro cada segundo, mientras que en el modo del limbo se obtiene información complementaria, aunque limitada, para apoyar los otros dos modos. Con este equipo, la misión espera obtener información no solo del dióxido de carbono y sus derivados, también monóxido de carbono, vapor de agua (y derivados), dióxido de nitrógeno, óxido nitroso, ozono, metano (y derivados), acetileno, etileno, etano, formaldehido, cianuro de hidrógeno, sulfuro de carbonilo, dióxido de azufre, cloruro de hidrógeno, y otros, además de caracterizar su variabilidad espacial y temporal, recuperando información sobre temperaturas y densidades totales atmosféricas, mientras que puede localizar lugares de emisión de gases (por ejemplo, metano en concentraciones tan bajas como 1 parte por billón de moléculas atmosféricas) en una región de 30 x 300 km. cuadrados, junto con el estudio de las fuentes y “hundimientos” de gases como monóxido y dióxido de carbono, vapor de agua y otros gases traza detectados. Además, empleando el canal LNO en modo vertical, podrá hacer un sondeo de la composición superficial centrado en zonas ricas en filosilicatos y sulfatos para tratar de explicar los fenómenos de expulsión de gases, en combinación con el sensor OMEGA de Mars Express y CRISM de MRO. Un paquete tremendamente versátil desarrollado en el Instituto Belga de Aeronomía Espacial, con contribuciones importantes del Instituto de Astrofísica de Andalucía, Instituto Nacional de Astrofísica italiano y la Open University del Reino Unido.
Proporcionado por Roscosmos, ACS (Juego de Química Atmosférica) es un conjunto de espectrómetros que complementan lo que NOMAD puede conseguir. Está compuesto de tres canales: NIR, o canal de infrarrojo cercano, es una casi réplica de los canales SO y LNO de NOMAD, solo que sintonizado para registrar su longitud de onda entre los 0.7 y los 1.6 micrones, e incorpora ópticas para observación tanto en la vertical del planeta como para operaciones de ocultación, y ambas sirven a un conjunto detector final de arseniuro de indio y galio; MIR, canal de infrarrojo medio, es un espectrómetro del tipo Echelle siguiendo el concepto de dispersión cruzada, similar al módulo VIRTIS-H a bordo de Rosetta y Venus Express, en el que emplea dos rejillas de difracción, una Echelle fija y una ordinaria móvil, y solo operará en modo de ocultación solar obteniendo espectrometría de alta resolución entre los 2.3 y los 4.2 micrones empleando un detector HgCdTe refrigerado activamente; TIRVIM, Montaje de Interferómetro en forma de V de Infrarrojo Termal, es un espectrómetro del tipo  transformación Fourier empleando la configuración de doble péndulo, siendo similar al espectrómetro PFS de Mars Express, aunque cubriendo el infrarrojo de 1.7 a 17 micrones en un único canal y con un divisor de haz elaborado en bromuro de potasio, sirviendo a dos detectores HgCdTe enfriados mediante un criorefrigerador tipo Stirling (uno para el rango arriba indicado, otro cubriendo el rango de 1.7 a 4.5 micrones) además de a un conjunto de detectores piroeléctricos (no necesitan refrigeración) trabajando en el rango de 1.7 a 25 micrones, y empleará un puerto para visión del Sol (ocultación) y un escáner para sondeos en la vertical planetaria, y un espejo móvil servirá para permitir la entrada de una u otra apertura. la operación estará controlada por un microprocesador central, que dispone además de una memoria flash de 32 GB. Con los dos primeros canales, ACS podrá obtener perfiles verticales de la atmósfera (temperatura y densidad) tanto del dióxido de carbono como de otros gases menores conocidos como el metano, vapor de agua y monóxido de carbono, entre otros, en los terminadores del amanecer y anochecer entre los 10 y los 80 km. de altitud; perfilar ratios isotópicos de los principales constituyentes de la atmósfera; buscar gases no detectados como acetileno, etileno, etano, dióxido de azufre, peróxido de hidrógeno, cloruro de hidrógeno, entre otros; además de hacer búsquedas altamente sensibles de brillos nocturnos provocados por hidroxilo, oxígeno, u óxido nítrico, mientras TIRVIM se encargará de derivar perfiles verticales atmosféricos desde la superficie hasta los 55 km. con una resolución relativamente alta en la banda de los 15 micrones, especialmente sensible al dióxido de carbono; monitorizar la cantidad de polvo en la atmósfera así como nubes de condensación; registrar la temperatura superficial; cartografiar el metano en el lado diurno con su banda de 3.3 micrones; así como buscar otros gases desconocidos en la atmósfera marciana empleando su modo de ocultación. Los módulos NIR y MIR derivan del sistema TIMM-2 de Phobos-Grunt, mientras el canal TIRVIM lo hace del AOST, también de Phobos-Grunt. ACS ha sido diseñado por el Instituto de Investigación IKI de Moscú, con colaboración francesa, alemana e italiana. Diseñada a la carrera en Suiza, CaSSIS (Sistema de
Imágenes de la Superficie en Color y Estéreo) cumplirá las necesidades de la misión de saber dónde, en alta resolución, existe emisión de gases. Para ello cuenta con telescopio fuera de ejes con un espejo primario de 13.5 cm. de diámetro, una longitud focal de 88 centímetros (f/6.5), sirviendo a un sensor tipo CMOS híbrido, herencia del sistema SIMBIO-SYS de la misión a Mercurio BepiColombo. El telescopio emplea tres espejos con recubrimiento de plata, y existe un cuarto, parcialmente motorizado, que es el que lleva la luz al detector. El sistema no dispone de rueda de filtros, sin embargo utiliza una placa situada directamente sobre el sensor, en el que se han construido las tiras que conforman los filtros usados durante la misión, y también supone herencia de la misión mercuriana. La diferencia es que usa cuatro bandas distintas, especializadas para la observación marciana, y son: pancromática (650 nanómetros), infrarroja (0.95 micrones), infrarrojo cercano (0.85 micrones), y azul-verde (475 nm). En vez de tomar imágenes como si se tratara de una cámara de fotos normal, empleará una modificación del modo pushbroom denominado “Push-frame”, una estrategia ya usada en Marte en los sistemas THEMIS de Mars Odyssey y MARCI de MRO. En este modo, en vez de arrastrar un único conjunto de detectores formado una fila de píxels, va arrastrando los filtros a medida que va orbitando. Empleando sus electrónicas de gestión (basadas en BepiColombo, y usando como corazón un procesador de doble núcleo Leon 3FT) el sistema irá acumulando barridos de la superficie (hasta 8 km. de ancho desde su órbita de trabajo, entre medias de los anchos de las cámaras CTX e HiRISE de MRO) en cualquiera de las cuatro bandas a la que es sensible, combinando una, dos, tres, o las cuatro al mismo tiempo, creando así imágenes en color real y falso color del suelo marciano, con una resolución máxima de 4.6 metros. Sin embargo, la clave está en su capacidad de crear imágenes estereoscópicas sin necesidad de combinar dos observaciones distintas en dos órbitas distintas. Para ello se ha construido un mecanismo motorizado que rota completamente el telescopio 180º en al
menos 15 segundos. A causa de la extraña estrategia de apuntar sus paneles solares a nuestra estrella, y debido a la inclinación orbital, ExoMars TGO puede estar mirando levemente hacia delante en la dirección orbital, de manera que el telescopio apunta y barre una zona específica de la superficie, y mientras orbita, se posiciona de manera que el telescopio mira hacia el mismo punto, solo que ya está detrás de la sonda, por lo que, girando al máximo la cámara, volverá a barrer el mismo punto de la superficie. De esta forma, creará pares estéreo en aproximadamente 47 segundos, algo estupendo dado que el sitio a fotografiar tendrá las mismas condiciones de iluminación. De esta manera, CaSSIS se encargará de obtener imágenes de zonas identificadas como fuentes potenciales de gases traza emitidos a la atmósfera; investigar procesos dinámicos de la superficie (vulcanismo, erosión, sublimación) que ayude a restringir el inventario de gases atmosféricos; y no menos importante, ayudar a certificar futuros lugares de aterrizaje en busca de desniveles no aptos para vehículos de superficie. CaSSIS ha sido desarrollado por la Universidad de Berna, con amplias contribuciones de instituciones italianas, alemanas y polacas. Y como última contribución rusa, FREND (Detector de
Neutrones Epitermales de Resolución Precisa) es la penúltima realización de la familia de sensores de neutrones que ya han volado a otros destinos del sistema solar (HEND de Mars Odyssey, LEND de LRO, DAN de Curiosity) y pretende continuar el trabajo iniciado por el primero, solo que en alta resolución. Para ello, cuenta con cuatro contadores proporcionales rellenados con gas (Helio-3, a una presión de seis bares) y un cristal de escintilación de stilbene, con protección anticoincidencia, situados detrás de un módulo de colimación que estrecha el campo de visión para proporcionar una resolución de 40 km., en comparación con los sensores omnidireccionales del HEND de Mars Odyssey, que han creado un mapa con una máxima resolución de 600 km. Este sistema registrará neutrones con energías que van de los 0.4 a los 500 keV con los contadores proporcionales, y neutrones rápidos, de 0.5 a 10 MeV para el cristal escintilador. Acoplado a FREND hay un dosímetro, denominado Liulin-MO, encargado de detectar el flujo, dosis absorbida, e intensidad de dosis de las partículas cargadas de los rayos cósmicos. Usa un colimador, cinco detectores, y el módulo de control y dosimetría, fijado a la parte superior de FREND. De esta manera, complementará al sensor RAD de Curiosity tomando datos complementarios durante el viaje de crucero a Marte, y luego medirá la dosis en órbita marciana, así como mediciones de dosis en la superficie del planeta, todo en preparación para un eventual viaje tripulado. De esta manera, FREND está diseñado para completar un mapa de alta resolución de flujos de neutrones epitermales y rápidos desde la superficie marciana; determinar flujos de neutrones y partículas cargadas durante periodos tranquilos de actividad solar así como en épocas de emisión de partículas solares energéticas; construcción de mapas de concentraciones de hidrógeno bajo el suelo marciano a alta resolución; y comparar los datos obtenidos con los registrados por el DAN de Curiosity, así como del sensor ADRON, que estará instalado en ExoMars Rover, que debe llegar a la superficie marciana en el 2019. Con su carga de combustible a bordo, ExoMars TGO declara una masa de 3732 kg. Por su parte, el
Módulo Demostrador de Entrada, Descenso y Aterrizaje (EDM), bautizado como Schiaparelli, en honor al astrónomo italiano que afirmó observar los “canalí” en Marte, es principalmente un demostrador de tecnologías para situar en el futuro cargas útiles sobre suelo marciano. Está compuesto por varias partes: aerovaina, escudo de reentrada, y el propio módulo que se posará en su destino. Todo el conjunto posee un diámetro de 2.4 metros, y posee la misma forma que otros sistemas de reentrada empleados en misiones anteriores. El escudo de reentrada, elaborado en aluminio (núcleo en forma de panal de abeja) y láminas exteriores homogéneas elaboradas en polímero reforzado por fibra de carbono, tiene en su parte externa el material que ofrecerá a la atmósfera marciana, un nuevo tipo de placas ablativas llamado Norcoat Liege. La aerovaina sigue una construcción similar, salvo que no usa el material ablativo. En el interior de la aerovaina está el paracaídas que frenará parte del descenso por la atmósfera, y mide 12 metros de diámetro. En cuanto
al propio módulo Schiaparelli, emplea una plataforma base (construida en SENER Bilbao) sobre la que se fija todo el hardware que amartizará, que posee un diámetro de 1.65 metros. Cuenta con su ordenador, sistema de comunicaciones (transmisor UHF unido a ina antena omnidireccional), unidad de medición inercial, generación de energía, (mediante baterías), un retroreflector láser y el sistema de descenso terminal, empleando un radar altímetro Doppler y 9 motores de descenso modulados por pulsos (el mismo tipo empleado para el aterrizaje de Phoenix en mayo del 2008). Por todo el vehículo se han dispuesto cientos de sensores, tanto en las partes que soportarán el contacto con la atmósfera (sensores de medición de temperatura), sensores de presión, y de telemetría para registrar todos los parámetros del vuelo, así como un sensor solar para medir la actitud inercial antes de la entrada. Además, la propia plataforma dispone, en su sección inferior, de una parte de estructura aplastable, diseñada para amortiguar el contacto final con la superficie marciana. Se ha diseñado para poder lidiar con aterrizajes sobre terrenos rocosos con piedras de hasta 40 cm. de altura, o caer sobre desniveles inferiores a 12.5º. A pesar de estar dedicado a la prueba tecnológica, también hará ciencia. La investigación AMELIA (Investigaciones y Análisis de Entrada Atmosférica y Aterrizaje en Marte) empleará los datos derivados de su unidad de medición inercial durante el descenso para derivar perfiles de densidad, temperatura y presión con alta resolución espacial, así como revelar el comportamiento de la polvorienta atmósfera marciana, para así mejorar los modelos existentes para su uso en misiones futuras. Durante el descenso también usará su DeCa, una cámara de descenso monocromática que tomará secuencias desde la separación del escudo de reentrada hasta la llegada a la superficie, de forma similar a la realizada por el sistema MARDI de Curiosity, salvo que lo hará en blanco y negro, tomando unas 15 imágenes, a una cadencia de una cada 1.5 segundos. Esta es la única capacidad de Schiaparelli de tomar imágenes en Marte. Una vez en superficie, activará su investigación DREAMS (caracterización de Polvo,
verificación de Riesgos, y Analizador Medioambiental en la Superficie Marciana), y es una suerte de avanzado paquete meteorológico autónomo que incorpora un sensor de viento bidimensional (MetWind, Universidad de Oxford), un termómetro (MarsTem, Universidad de Padua), un sensor de presión (DREAMS-P, Instituto Meteorológico Finlandés), un sensor de humedad (DREAMS-H, Instituto Meteorológico Finlandés), un sensor de campos eléctricos (MicroARES, LATMOS de Francia, ESA-ESTEC de Holanda), un sensor de irradiación solar (SIS, INTA) para medir la concentración de polvo atmosférico, junto con su Unidad de Electrónica Central y una batería independiente. Junto con las habituales mediciones meteorológicas para caracterizar el estado básico de la meteorología marciana (temperatura, presión, velocidad y dirección del viento), ayudará a cuantificar peligros (tanto para vehículos robóticos como para futuros seres humanos) tales como velocidad del polvo aerotransportado, carga electrostática, existencia de descargas, “ruido” electromagnético que pueda interferir las comunicaciones, así como intensidad de radiación ultravioleta. Sin embargo, lo novedoso es que realizará la primera investigación de fenómenos
eléctricos en la atmósfera marciana, tales como si existe una suerte de circuito eléctrico atmosférico global entre la superficie y la ionosfera; fuerzas electrostáticas por el polvo cargado eléctricamente que podría afectar a las dinámicas de las tormentas de polvo; así como interacción entre la superficie y los gases atmosféricos gobernada por campos eléctricos atmosféricos, que puede tener efectos en los procesos que gobiernan la química de los materiales de la superficie y la producción de materiales oxidantes en la atmósfera, lo que puede tener amplio impacto en la sostenibilidad de las condiciones apropiadas para la vida. Todo el paquete, tras recibir su carga de combustible, ofrece un peso en tierra de 600 kg. Con los dos vehículos unidos, la masa máxima en el momento del lanzamiento es de 4332 kg.

Para elevar semejante masa rumbo a Marte, se ha contratado uno de los más potentes lanzadores de la actualidad, el cohete ruso Proton. Diseñado en la década de 1960 por Vladimir Chelomei, originalmente se construyó para ser el más potente de los Misiles Balísticos Intercontinentales (bombas nucleares de 100 megatones o más potentes), nunca vio servicio en este papel. Como lanzador espacial, tenía capacidad de elevar naves tripuladas Soyuz con dos cosmonautas a bordo en misiones de ida y vuelta a la Luna, sin embargo, solo lo hizo con los vehículos Zond (Soyuz modificadas para misiones automáticas y con seres vivos en su interior). También tiene el crédito de lanzar muchas de las sondas espaciales soviéticas a Marte, Venus, y al cometa Halley, junto con satélites terrestres y las estaciones espaciales soviéticas Salyut y Mir. La primera vez que occidente pudo ver el lanzador Proton entero fue durante el lanzamiento del módulo núcleo de la estación Mir el 20 de febrero de 1986. Tras la caída de la Unión Soviética, y desde 1996, este cohete es comercializado para lanzar satélites sobre todo a órbitas geoestacionarias. Ahora está en servicio la variante Proton-M, la tercera actualización. Suele disponer de tres o cuatro etapas, dependiendo de la misión, siendo la primera configuración la básica, empleando todas los denominados combustibles líquidos hipergólicos, capaces de mantenerse cargados durante tiempo indefinido dentro de los tanques de combustible de las etapas del cohete, pero tremendamente tóxicos (de ahí que a Korolev no le gustara, y que prefiriera su gran lanzador N1 de oxígeno líquido y queroseno). La variante que lanzará la combinación ExoMars TGO/Schiaparelli empleará como cuarta fase una etapa superior Breeze-M, que también usa combustibles hipergólicos, y se pondrá en marcha desde el cosmódromo de Baikonur el 14 de marzo del 2016.

El viaje a Marte durará unos 7 meses, tiempo en el cual las operaciones serán las mínimas indispensables. El verdadero movimiento comenzará tres días antes de la llegada. Si se respeta la fecha de lanzamiento, el 16 de octubre llegarán los comandos a ExoMars TGO para iniciar los
preparativos para la separación de Schiaparelli, que incluyen una comprobación de sistemas y la carga completa de las baterías. Después de esto, se armarán los sistemas pirotécnicos, mientras que la sonda maniobra para apuntar al módulo de descenso en la trayectoria de reentrada. Tras esto, y después de disparar los pirotécnicos, las conexiones se rompen, y la base de montaje libera a Schiaparelli, provocándole además una rotación de 2.5 rpm para estabilidad durante su breve viaje en solitario. Poco después, ExoMars TGO encenderá su propulsión para desviarse de rumbo de colisión y poder insertarse en órbita marciana. Schiaparelli permanecerá en hibernación los tres días desde la separación hasta la maniobra de entrada, descenso y aterrizaje para ahorrar energía.

La elipse dada para el amartizaje de Schiaparelli tiene unas dimensiones de 110 km. de largo por 25 de ancho, y las coordenadas del centro son 1.82º Sur, 6.15º Oeste, en pleno Terra Meridiani. El proceso de selección ha sido relativamente rápido, ya que se ha escogido uno de los lugares marcianos que tiene una mayor cobertura de imágenes de alta resolución (MOC de Mars Global Surveyor, HiRISE de MRO), de hecho, más del 50% de su elipse coincide con la de Opportunity, y la zona sur de la elipse coincide con el borde oeste del cráter Endeavour, el lugar de trabajo final de este exitoso vehículo autopropulsado. Han sido más motivos de ingeniería que plenamente científicos los que han llevado a seleccionar este lugar.

Lo verdaderamente importante comienza el 19 de octubre, cuando el reloj interno de Schiaparelli genera la señal por la que el ordenador activa todos los sistemas, y establece comunicaciones con ExoMars TGO, al tiempo que los orbitadores que ya están en Marte se preparan para ofrecer cobertura. El procedimiento indica que a 120 km. de altitud sobre la superficie marciana inicie el contacto con las capas altas atmosféricas, para seguir una estrategia de entrada balística, como Mars Pathfinder, Spirit, Opportunity y Phoenix. La inmensa mayoría de la velocidad que llevaba la perderá por el rozamiento atmosférico, y una vez acabe esta etapa, la velocidad habrá bajado hasta 5 veces la
velocidad del sonido. Mientras siga descendiendo, la densidad atmosférica provocará que siga decelerando, y cuando los acelerómetros de a bordo (a aproximadamente 11 km. de altitud) detecten que la velocidad ha caído a unas 2 veces la velocidad del sonido, se provocará la orden para que el mortero dispare el paracaídas, para caer a velocidades subsónicas. Cuarenta segundos después del despliegue del paracaídas, el escudo de reentrada se desprenderá (distancia al suelo, 7 km.), al tiempo que activa el altímetro radar y la cámara de descenso. Una vez alcance una velocidad vertical de entre 60 y 85 metros por segundo, y una altitud de entre 600 a 1250 metros, Schiaparelli se separará de la aerovaina y el paracaídas, para inmediatamente después encender los motores de descenso, para iniciar la fase terminal, con una maniobra de prevención de colisión con los elementos expulsados. El radar seguirá controlando el descenso y, cuando alcance una altitud de unos 2 metros sobre el suelo, o detecte una velocidad vertical de 0.8 (aproximadamente) metros por segundo, los motores se apagarán, y empleará su sección inferior aplastable para ablandar el aterrizaje. Una vez finalice todo el proceso (que puede durar unos ocho minutos) serán casi las tres de la tarde, hora local marciana, iniciará la secuencia de operaciones de superficie, empezando por la transmisión de la señal de llegada, y después de un volcado de parte de la telemetría almacenada. Después de salir de la visibilidad, entrará en hibernación, mientras el paquete DREAMS comenzará a obtener lecturas. Las baterías se han diseñado para aguantar un máximo de 9 días, y en ese plazo se espera que la transmisión de todo lo recogido durante el descenso, además de los datos de DREAMS y la cámara DeCa, se realice empleando principalmente el relé Electra de MRO, aunque también ExoMars TGO, Mars Odyssey, Mars Express y su MELACOM, y MAVEN complementen estas operaciones. Una vez las baterías se agoten, la prioridad de la misión pasará al orbitador.

ExoMars TGO entrará en órbita el mismo 19 de octubre, en una órbita altamente elíptica que durará aproximadamente cuatro soles marcianos, y estará en una inclinación que le permita estar sincronizado con el área de aterrizaje de Schiaparelli. Una vez el módulo de superficie se apague, comenzará una serie de tareas que le lleven a su órbita definitiva. Lo primero será variar la inclinación orbital, pasando a la de trabajo, inclinada con respecto al ecuador marciano 74º, optimizada para operaciones de ocultación solar. Después, empleando su propulsor, reducirá su apogeo de una órbita de cuatro soles de duración a una de un sol de duración. Entonces, estará lista para iniciar la fase definitiva. De esta forma, ExoMars TGO se convertirá en la primera sonda europea que practique operacionalmente la estrategia del aerofrenado. Esta técnica, empleada por primera vez por Magallanes en Venus, ha sido usada con gran éxito por Mars Global Surveyor, Mars Odyssey y MRO para alcanzar sus órbitas de trabajo. Como la ESA carecía de experiencia en estas maniobras, primero tenían que demostrar que eran capaces de hacerlo. Por ello, aprovechando los últimos meses de misión de Venus Express en torno al segundo planeta, se practicó una fase de aerofrenado experimental que redujo eficazmente su órbita en el mes en que lo hizo. Ahora, aprovecharán esta experiencia para llevarla a cabo con su nuevo orbitador marciano. En principio esperan comenzar con el aerofrenado en enero del 2017, y estará realizándolo hasta diciembre del 2017. Cuando finalice, habrá alcanzado su altitud definitiva, a unos 400 km. sobre Marte, pero antes de que pueda iniciar las operaciones, tendrá que pasar una conjunción solar (el momento en que el Sol se interpone en la señal de comunicaciones entre el planeta rojo y nosotros), que durará aproximadamente un mes. Antes de eso, tendrán tiempo de poner a punto la instrumentación, y obtener los primeros datos. Cuando pase la conjunción, comenzará su tarea científica, de un año marciano de duración.

Este tiempo de misión permitirá que la misión cumpla sus tres objetivos. El primero, monitorizar la atmósfera marciana con una sensibilidad sin precedentes. Empleando los paquetes NOMAD y ACS, y a partir, sobre todo, de las operaciones de ocultación solar, aunque también empleando sondeos del limbo y observaciones en la vertical planetaria, detectar y cartografiar los gases traza que allí existen; la primera cartografía del ratio de deuterio a hidrógeno en la atmósfera (información relacionada sobre todo con las reservas de agua existentes); así como la cartografía de los campos meteorológicos, para en esencia obtener las mediciones necesarias para conseguir reconstruir la circulación atmosférica (empleando las técnicas y métodos usados para los estudios meteorológicos en la Tierra) y hacer un seguimiento, hacia atrás en el tiempo, de la cantidad de estos gases traza atmosféricos en tiempos pasados para conocer la climatología pasada. Esta será la primera vez que se use a esta escala la ocultación solar en Marte, ya que es el método más potente que existe para obtener mediciones de gases que existen en una atmósfera en una concentración tan baja que no aparecen en los estudios convencionales. Hay una serie de instrumentos que la NASA ha ido lanzando al espacio desde la década de 1970, los espectrómetros ultravioleta SAGE (cuyo último ejemplar debe ir a la ISS) que han sido muy importantes. Con NOMAD y ACS, realizará al menos 24 perfiles verticales atmosféricos, con resoluciones espaciales que irán de los 500 metros a los 3 km. Guiado por los datos que obtengan sus espectrómetros atmosféricos, la cámara CaSSIS debe cumplir el segundo, caracterizar la apariencia física y la estructura de las fuentes potenciales de gases traza. Empleando su capacidad de crear perfiles estereoscópicos de la superficie a todo color, caracterizará las zonas identificadas como fuentes de estos gases, para así investigar en los procesos dinámicos superficiales, tales como sublimación, erosión o vulcanismo, que puedan contribuir al inventario de gases atmosféricos. FREND se encargará del tercer objetivo, que es ir más allá del HEND de Mars Odyssey, para construir un mapa de alta resolución (hasta 40 km.) del contenido de hidrógeno (y por su detección, de agua) en el primer metro de la subsuperficie marciana, cartografiando las latitudes superiores a 55º Norte para comprender su distribución y su origen; cartografiando la hidratación bajo la superficie en latitudes más bajas; para relacionar posiblemente esas observaciones con fuentes de gases traza y de vapor de agua; y sobre todo, para descubrir nuevas zonas ricas en hidrógeno (agua) en otros lugares de interés. Un programa muy completo, que se complementará, si continúa en operación, su antecesora Mars Express con sus sensores SPICAM y PFS.

Después de acabar su tarea principal, se convertirá en el recurso principal y enlace de ExoMars Rover con el centro de control en tierra, como lo es Mars Odyssey con Opportunity y MRO con Curiosity. Gracias a los paquetes Electra, lo que se quiere hacer es crear una suerte de estándar de comunicación para las futuras misiones a la superficie. Por supuesto, como ya ocurrió en ocasiones anteriores, si está en buena salud, ExoMars TGO continuará sus operaciones científicas, aumentando la información para crear mejores mapas y mediciones, y además para obtener imágenes que se usarán, entre otras cosas, para la búsqueda y caracterización de futuros lugares de aterrizaje, en conjunción con la potentísima HiRISE de MRO, creando mapas tridimensionales de los sitios candidatos en los que buscar grandes desniveles o agujeros peligrosos.

Importante sin duda, ExoMars TGO nos abrirá boca antes de que la misión de superficie, tanto el rover diseñado en Europa como la plataforma estacionaria elaborada por Rusia, llegue al planeta rojo para cumplir la misión de las misiones: buscar rastros de vida bajo la superficie, yendo más allá, evidentemente, que Curiosity en este sentido. Mucha suerte.