Phoenix, un tributo

miércoles, 25 de marzo de 2015

Fascinante Europa

Aún hoy, pasados los años, parece que Galileo Galilei y Simon Marius siguen pegándose sobre quien fue el primero en descubrir los cuatro primeros satélites encontrados en torno a Júpiter. Posiblemente nunca lo sabremos, pero nos dejaron como legado cuatro cuerpos del sistema solar excepcionales y fascinantes. Los cuatro son lo suficientemente importantes como para justificar misiones hacia cada uno de ellos, pero sin duda el que cuenta con una mayor prioridad es el segundo de ellos en orden de distancia. Si bien la historia nos dice que los satélites galileanos fueron encontrados por Galileo a través de su rudimentario telescopio, fue Marius el que dio los nombres que lucen con orgullo. Como Zeus, en la mitología griega (Júpiter en la romana) era conocido por descender a la Tierra con el deseo de ligarse a toda mujer de buen ver que rondara por allí, estos cuatro objetos recibieron los nombres de cuatro de ellas. De esta forma, el segundo de ellos en orden de distancia recibe el nombre de Europa, por la hija del rey de Tiro. Si seguimos los diarios de Galileo, nos damos cuenta que observó Europa por primera vez el 8 de enero de 1610, un día después de los otros tres, debido a que en ese momento su posición, vista desde aquí, coincidía con la de Io.

Curiosamente, los nombres de los cuatro satélites principales de Júpiter no volvieron a usarse hasta el comienzo del siglo XX, y hasta la época de las sondas espaciales, no supimos de él más que era un cuerpo en apariencia helado y lo que tarda en rodear al hermano mayor del sistema. Como habíamos hecho con la Luna, Venus o Marte, para empezar a avanzar los conocimientos acerca de los planetas exteriores, sobre todo acerca de Júpiter, se armó un proyecto que enviaría dos sondas gemelas para comenzar a estudiar lo que acontece allí. Aunque lo principal era la observación joviana, las dos sondas Pioneer 10 y 11 estarían preparadas para, si se daba la ocasión, obtener alguna que otra vista de los satélites galileanos. La primera de ellas, Pioneer 10 fue enviada hacia allí (y con los años, fuera del sistema solar) en marzo de 1972 para un viaje de 19 meses hasta la máxima aproximación al planeta. El 3 de diciembre de 1973 realizó la máxima aproximación al hermano mayor del sistema, y de Europa paso a 321.000 km. de distancia, y fue capaz de captar una imagen de él que, aunque
carecía de resolución para discernir características superficiales, mostró su forma esférica. Un año después, la poco favorable geometría del sobrevuelo y la mayor distancia (586.700 km.) evitó que Pioneer 11 captara imágenes claras de Europa, y tras el acercamiento joviano su gravedad la desvió para encontrarse con Saturno cinco años después.

Con la información de estas dos pioneras en la mano, los ingenieros del JPL tuvieron suficiente información para mejorar el diseño de sus dos sondas con destino al sistema solar exterior, por todos conocidas. Aunque lanzada dos semanas después que su hermana, su trayectoria más favorable provocó que Voyager 1 alcanzara 
Júpiter cuatro meses antes que su hermana. Con su misión centrada en pasar cerca de la órbita de Io con el objetivo de investigar diversos fenómenos asociados a la interacción del potentísimo campo magnético planetario con esta luna, la distancia de sobrevuelo sobre Europa impidió, a pesar de poseer un mejor equipo de cámaras que las Pioneer, obtener detalles de una resolución adecuada. Es lo que tiene pasar a 732.000 km. del satélite, aunque las imágenes las tomó a una distancia considerablemente mayor. En ellas solo vemos un montón de líneas oscuras que se entrecruzan las unas con las otras, pero nada más. Tuvo que ser Voyager 2 la que, definitivamente, tuvo que decirnos cómo era la superficie de Europa. Lo que en un primer momento les hiciera creer que eran grandes fisuras provocadas por grandes tensiones en la corteza, no eran más
que líneas estrechas modeladas en el hielo de su superficie. El resto de la luna prácticamente carece de otro relieve más que estas líneas que recorren toda la superficie. Al pasar más cerca (unos 209.000 km.) también pudo ser afectado por la gravedad del satélite, por lo que su análisis mostró que bajo el hielo existía un cuerpo dominado por los silicatos. Nada más se pudo hacer hasta que se pusiera en órbita joviana una nave espacial especialmente dedicada a la investigación sistemática del sistema de Júpiter.

A pesar de los problemas surgidos a lo largo de toda su misión, desde el comienzo hasta el final, la terca y testaruda Galileo nos enseñó Europa con nuevos ojos. Tanto fue así que la primera misión extendida estuvo plenamente dedicada al estudio de este satélite. De los 34 sobrevuelos 
practicados a satélites jovianos, doce de ellos los realizó a Europa, practicando su máxima aproximación en el cuarto acercamiento el 16 de diciembre de 1997, pasando a 196 km. de su superficie. A pesar su tremendamente limitada capacidad de enviar información a la Tierra, proporcionó información valiosísima que provocó una absoluta revolución en cuanto a lo que puede esconder un cuerpo del sistema solar tan aparentemente anodino. Desde que Galileo acabó sus días incinerada en la atmósfera joviana, solo una sonda ha pasado por Júpiter lo suficientemente cerca como para obtener interesante información acerca de Europa. El 28 de febrero del 2007, New Horizons, en su camino hacia la última frontera del sistema solar, Plutón, adquirió algo de 
energía extra del hermano mayor del sistema, además de demostrar lo que vale, que es mucho. A pesar de encontrarse casi en el otro lado del planeta (a algo más de 3 millones de km.) pudo captar secuencias con una resolución más que decente, incluso mejores que las de Voyager 1 en su día. De momento no hemos vuelto, y todavía encierra bastantes misterios.

De los 67 satélites que rodean a Júpiter, Europa es el sexto en orden de distancia. Dista del hermano mayor del sistema 670.900 km. de su capa superior de nubes, y tarda 3.55 días en rodearlo. Su órbita se encuentra prácticamente en el ecuador planetario, y su posición provoca que tenga resonancias orbitales con Io y Ganímedes, que le afectan notablemente. Tiene un diámetro de 3.121.6 km., y estas medidas le convierten en la sexta
luna más grande del sistema solar, y el decimoquinto mayor objeto de todo el sistema solar. Eso sí, su posición, en la parte exterior del inmenso cinturón de radiación joviano provoca que su entorno tenga un nivel radiactivo de 540 rems al día, lo suficiente como para que un ser humano fallezca en un  solo día. Tenemos el consuelo de que esa dosis en Io es muchísimo mayor.

Si en algo se distingue Europa es por tener una de las superficies más lisas y suaves de los cuerpos del sistema solar. Los cráteres se cuentan con los dedos de dos manos, y toda la superficie está dominada por esas leves fracturas que recorren de punta a punta el satélite. Su alto albedo (0.64) nos indica que estamos ante una enorme capa de hielo, pero su densidad (3.01 g/cm3) nos deja claro que bajo ese hielo hay un satélite relleno de minerales de hierro y silicatos. Las líneas que recorren la superficie, vistas a través de la alta resolución de Galileo nos muestra que se parecen a las

fallas submarinas terrestres, aunque dado que es hielo lo que forma la capa superficial su mecanismo para su formación es completamente distinto. Las mayores poseen unos 20 km. de anchura, y en general todas tienen en ambos lados de ellas una serie de estriaciones que nos dicen que en algún tiempo del pasado esta zona se separó. No solo eso, un examen en profundidad nos permite ver que la alineación entre las estructuras en un lado no coincide exactamente con el contrario, indicativo de la existencia de cierta deriva en el hielo. ¿Cómo es esto posible?

La misma resonancia orbital que afecta brutalmente a Io también afecta a Europa, y la gigantesca gravedad joviana también ayuda a crear un interior activo. La investigación gravitatoria muestra un cuerpo claramente diferenciado y geológicamente vivo debido a esta fuerte actividad gravitatoria. La propia gravedad de Júpiter estira y contrae la luna, y el efecto de estar encerrado entre dos grandes satélites provoca que se deforme en el lado contrario. Todo esto motiva un intenso calor que debe evacuarse en alguna parte. Las líneas de la superficie son, puede que casi literalmente, la punta del iceberg.

La pista de que algo extraño ocurre en Europa la proporcionó el magnetómetro de Galileo durante uno de los encuentros practicados sobre el ecuador. Los datos de este aparato mostraban una leve alteración de las líneas magnéticas emitidas por el planeta, y de alguna forma existía algo conductor que las modificaba. El principal candidato para semejante efecto estaba claro: agua salada. Los análisis espectroscópicos realizados mediante el sensor NIMS mostraban que las líneas poseían trazas de sales como sulfato de magnesio, emitidas hacia la superficie tras la abertura de una nueva línea que dejaba pasar el líquido elemento hacia la propia línea creada. La prueba definitiva de que bajo el hielo de Europa podría existir agua llegó de unas afortunadas imágenes de alta resolución.

Si has visto alguna vez una foto de la capa de hielo del polo norte, lo comprenderás. En la época de verano, cuando se produce el deshielo de parte de esta costra de agua congelada, aparecen a su alrededor icebergs que, afectados por las mareas y corrientes oceánicas, se desplazan hacia nuevas
localizaciones. Las imágenes tomadas por Galileo mostraron un área de la superficie de Europa con formaciones extremadamente similares. Denominadas como terreno caótico, vemos toda una serie de bloques que antiguamente eran una sola pieza, pero que la actividad subterránea desgajó y, de alguna forma, dispersó. Esto se ve claro porque los bloques de la unidad original se encuentran más elevados de lo que es el resto del área. Si una masa de agua lo suficientemente caliente como para derretir este hielo hubiera subido hacia allí bien podría haber provocado el efecto visto. Esta información, que por sí sola, hubiera abierto noticiarios, quedó relegada a un segundo plano, y todo porque una estrella llegó a Marte en el verano de 1997.

El hallazgo de este terreno caótico motivó que gran parte de la comunidad científica afirmara que bajo el hielo del satélite existe un vasto océano de agua líquida, mantenido en ese estado por el calor mareal provocado por sus acompañantes orbitales y Júpiter. Esta existencia explica el por qué los lados de muchas de las líneas no están alineados, pero con ello se llegó a otra conclusión: toda la capa de hielo superficial había derivado globalmente unos 80º. Claro, la pregunta era la siguiente: ¿cómo
de profunda es la capa de hielo superficial? Todavía sigue sin respuesta, aunque los últimos análisis indican que su grosor puede ser de 30 km. Otros afirman que puede llegar a unos 100 km., y todavía existe un grupo que cree que apenas llega al kilómetro. Sea como fuere, el calor generado en el interior afecta de manera significativa a la capa de hielo, provocando las líneas y el terreno caótico, así como la eliminación de los cráteres que en tiempos pretéritos debieron haber existido. Eso sí, Europa todavía conserva algún que otro cráter de impacto. Las gélidas temperaturas en su superficie (-160ºC en el ecuador, -220ºC en los polos) provoca que este hielo esté más duro que el granito, por lo que es lo suficientemente capaz de aguantar una colisión.

Desde la distancia, el polifacético Telescopio Espacial Hubble también ha proporcionado información tremendamente útil de lo que ocurre alrededor de Europa. Fue en 1995, meses antes de que Galileo entrara en órbita joviana, cuando hizo un importante descubrimiento. El satélite posee una muy delgada atmósfera, compuesta principalmente por oxígeno. Su presión es ridícula, de apenas 0.0000000000001 de la terrestre, de manera que cualquiera que quiera poner un pie necesita por obligación un traje espacial. Además, este oxígeno no es provocado por la acción de una forma de vida biológica, sino por la acción de la radiación ultravioleta solar y por las partículas energéticas almacenadas en el campo magnético joviano. El proceso se denomina radiólisis, y se provoca cuando las partículas de alta energía solares colisionan con la superficie del satélite, elevando las moléculas. Una vez lo suficientemente elevadas la radiación ultravioleta cumple su trabajo disociando el hidrógeno del oxígeno de la molécula de agua, y de nuevo, las partículas energéticas jovianas provocan que el oxígeno entre en un estado de alta excitación, generando colisiones entre los átomos de oxígeno, que es en definitiva lo que crea la atmósfera. En cuanto al hidrógeno, al ser el elemento más ligero, crea una suerte de anillo, un torus, de elementos neutros, como los análisis adquiridos por Galileo y Cassini mostraron. Este torus rodea completamente la órbita de Europa, y le sigue allá donde vaya, y su contenido es mucho mayor que el famoso torus de Io. Con el tiempo, las moléculas que forman el torus de Europa acabarán ionizadas por acción de la magnetosfera joviana, alimentándola.

También fue el telescopio Hubble el que, en recientes fechas, detectó algo que ni siquiera Galileo fue capaz de encontrar. Porque, al igual que Encélado en Saturno, Europa parece expulsar moléculas de agua a través de diversas plumas localizadas, parece ser, en el polo sur. Y como en el caso de la pequeña luna saturniana, esta expulsión se produce en el momento en que se encuentra más alejado de Júpiter. Con el mayor diámetro de Europa, se ha visto que la emisión es muy superior (7.000 kg/h por los 200 de Encélado), y esto contribuye no solo a la atmósfera (la altura de las plumas es de 200 km.), también al torus. No es más que una prueba de que bajo la capa de hielo existe una enorme reserva de agua líquida. Para intentar confirmar este hallazgo, quisieron revisar información pasada, y recurrieron a los datos recogidos por el sistema UVIS de Cassini durante el sobrevuelo joviano entre diciembre del 2000 y enero del 2001 y vieron, con decepción, que o la emisión de Europa era demasiado baja como para que el espectrómetro la detectara (pasó a varios millones de km. del satélite), o que directamente no había emisión. Se necesitan más datos.

Volviendo a la superficie y a su costra de hielo, también hace poco, y usando los datos adquiridos por Galileo, llegó una nueva posibilidad para Europa. El terreno caótico puede tener la pista de algo más
sorprendente. Esas regiones de icebergs a la deriva, o su equivalente, podría estar provocado por algo muy curioso: un bolsillo de agua dentro de la capa de hielo. Lo que viene a decir esto es que, además del océano principal, parece ser que parte de esa agua, caliente, por supuesto, se filtra por una serie de fisuras hasta alcanzar una cámara vacía de pequeño tamaño. Con el tiempo, esa cámara va aumentando de tamaño al derretirse el hielo, de manera que la apariencia caótica de esas zonas queda afectada en la forma ya vista. Esta sería una oportunidad para aprovechar a colarnos bajo el hielo del satélite, y confirmar si existe alguna clase de bicho allá abajo.

Si la comunidad científica entró en ebullición por los datos de Galileo no fue por encontrar pistas de la existencia de un océano global bajo el manto helado de Europa. Un descubrimiento realizado en la década de 1970 en las islas Galápagos amplió unas posibilidades inimaginables hasta ese momento.
Bajo las aguas de esta zona terrestre (y después trasladada a otras regiones oceánicas con importante actividad geológica) se encontraron una serie de fumarolas que emiten gases y partículas a una temperatura enorme, más que para escaldar. Nadie pensaba encontrar vida allí (generalmente, a demasiada profundidad y en un entorno demasiado caliente como para que cualquier ser vivo pueda existir). Por el contrario, estas chimeneas submarinas están hirvientes de vida, de todo tipo y clase, y alimentándose de lo que suelta esa chimenea. Y ahí están, muertos de risa, en un entorno en teoría imposible para la vida. Pero esta es tozuda, y tiende a aparecer donde uno menos se lo espera. La existencia de un satélite con un océano global y con una fuente continua de calor interna provocó la idea (loca en un principio, ahora se pegan para averiguar cómo llegar allí) de que en Europa bien podrían existir chimeneas submarinas similares a las terrestres. No hablamos de microorganismos que solo se podrían ver a través de un telescopio, sino de seres vivos complejos que prosperarían usando
lo que esas chimeneas expulsan. El caso del océano de Europa es que es un sistema cerrado, a diferencia de los terrestres. En el satélite de Júpiter, el océano está encerrado bajo la gruesa capa de hielo, mientras que la inmensa parte de las aguas terrestres están en la misma superficie y por ello interactúan con la atmósfera intercambiando y almacenando gases en los océanos como una suerte de sistema de regulación para así evitar crecientes cantidades de gases no deseados. En Europa esto no ocurre, de manera que el oxígeno libre que debiera circular bajo las aguas de este océano bien podría haberse acabado hace ya tiempo. Sin embargo, una investigación de hace algunos años probaría la existencia de reservas de oxígeno en este océano permitiendo a las probables formas de vida subsistir. Todo sería provocado por el bombardeo de rayos cósmicos (tanto solares como galácticos) que atravesaría el hielo hasta cierta profundidad. Estas partículas colisionarían con el hielo de agua transformando parte de ellas en oxígeno respirable que, a partir de las fisuras existentes, se filtraría hacia el océano, por lo que en pocos millones de años la concentración sería incluso superior a la de los océanos terrestres. Asumiendo un grosor del hielo superficial de unos 100 km., estaríamos hablando de aproximadamente el doble del volumen de agua de las masas acuáticas de la Tierra.

¿Cómo serían esas hipotéticas formas de vida de Europa? Ni siquiera nuestra fértil imaginación podría con semejante tarea, pero lo cierto es que sobrevivirían a los niveles de radiación que la superficie tiene que soportar, porque el hielo actuará como protección, reduciendo los niveles hasta una cantidad admisible para cualquier forma de vida. Esos bolsillos de agua en la gruesa capa de hielo también pueden ser lugares interesantes en los que podría encontrarse vida. Investigaciones recientes añaden otro ingrediente para el sostenimiento de vida bajo el hielo de Europa: la existencia de peróxido de hidrógeno. Se afirma que la cantidad de esta molécula es lo suficientemente grande como para que cualquier ser vivo se alimente de él, una vez mezclado con el agua. Aún más, al unirse al agua este se desintegrará para convertirse en oxígeno, que las formas de vida sin duda consumirán. Todo parece aliarse para conseguir un lugar propicio en el que comprobar si existe vida. Pero si la hay, ¿cómo llegó?

Revisando la información del espectrómetro NIMS de Galileo, apareció recientemente una sorpresa. En la corteza helada de Europa, aparecieron trozos de mineral tipo arcilloso, más concretamente
filosilicatos. Este mineral se asocia muy frecuentemente con materiales orgánicos. Gracias a la información recientemente recolectada acerca de los asteroides y de los cometas, se sabe que muchos de estos cuerpos podrían encerrar compuestos orgánicos simples y, mediante la colisión de uno de estos cuerpos menores con Europa, se liberarían al océano, generando con el tiempo un ecosistema. Esta es la misma teoría que se ha propuesto para el nacimiento de la vida en la Tierra, la repetida colisión de cometas y asteroides en los océanos primitivos terrestres que sembraron las semillas de lo que somos ahora. Si algo así ocurrió con Europa, nos enfrentaríamos a formas de vida sin duda complejas, peces monstruosos, y toda suerte de vida marina que podría desarrollarse en un ambiente carente de luz, soportando enormes presiones y con escasos nutrientes (o no). Para tener una previa de lo que podríamos encontrarnos bajo los hielos de Europa solo tenemos que viajar a las profundidades abisales de nuestros océanos, donde cada día nos encontramos con seres absolutamente inimaginables, rarísimos, y completamente adaptados al medio. Pero antes de dejar volar nuestra imaginación, hay que confirmar la existencia de ese gran océano subterráneo, aunque las plumas de vapor de agua emitidas por Europa son una pista clave.

El gran enemigo para una futura misión dedicada exclusivamente a Europa es el presupuesto. Las grandes misiones como Galileo o Cassini se pasaron de lo inicialmente aceptado, aunque el enorme retorno científico las ha hecho sin duda rentables. El caso es que, recurriendo a la tecnología actual, una misión de estas características aún saldría por un pico nada despreciable, provocando que la inmensa mayoría de las propuestas se hayan quedado por el camino. El esfuerzo más serio fue la
misión conjunta ESA-NASA EJSM, la Misión a Europa y al Sistema de Júpiter, en el que cada agencia planeaba enviar un vehículo propio. La ESA lanzaría una sonda con un destino final fijado en Ganímedes, mientras que la NASA se ocuparía de la misión a Europa. Pero entre la larga ruta panorámica que debería seguir, y la elevada protección contra la radiación (que no es ninguna tontería) provocaría un vehículo pesado y costoso. Como una forma más económica de llegar y explorar este satélite, la NASA redujo el tamaño y la complejidad de

esta misión y, bajo el nombre de Europa Clipper, prevé una misión que realizaría sobrevuelos continuos sobre el satélite para obtener la información deseada. Sin embargo, en el reciente presupuesto asignado para la agencia se especifica una misión a Europa, cuyo coste no podrá superar el billón de dólares, algo así como el límite impuesto a las misiones New Frontiers. A decir verdad, existen dos misiones con destino a Júpiter. El proyecto Juno, de la NASA, ya está en camino al hermano mayor del sistema tras su lanzamiento en agosto del 2011 y después de sobrevolarnos en octubre del año pasado, está en rumbo para cumplir su cita con Júpiter el 4 de julio del 2016. Sin embargo, su misión estará centrada en el propio planeta, y tanto su órbita como su diseño evitan que la sonda pueda proporcionar información nueva acerca del satélite. Mientras, la ESA decidió continuar con su misión con las miradas puestas en Ganímedes, pero en el plan de vuelo de JUICE (el Explorador de las lunas Heladas de Júpiter) están previstos diversos sobrevuelos a Europa para permitir dirigir la sonda a su entrada orbital definitiva sobre Ganímedes. Cargará 11 experimentos (tres de la NASA), estará alimentada por energía solar, y su lanzamiento está previsto para el 2020. Mucho nos tememos que aún tardaremos en ver una misión exclusiva hacia Europa.

Hace tiempo pensábamos que para buscar vida en el cosmos había que salir del sistema solar. Gracias a una terca y cabezota sonda espacial, no tenemos que viajar demasiado lejos para encontrarla. Que en nuestro vecindario galáctico existan entornos como los de Europa bien nos enseñará a buscar bichos en otros lugares, todavía más extraños. A nosotros nos encantaría ver lo que se esconde bajo el hielo. ¿Y a vosotros?

jueves, 5 de marzo de 2015

Misión al planeta Tierra: MMS

El ser humano conoce, y lleva investigando, el magnetismo terrestre desde al menos el siglo XVII (gracias a pioneros como Edmund Halley), pero nadie jamás pensó en lo que los primeros satélites lanzados al espacio empezaron a mostrar. Era una estructura extraña, como con forma de lágrima, con una forma y estructura variable, todo manejado por el también recientemente descubierto viento solar. A esta estructura se le llamó magnetosfera.

Desde entonces, todas las agencias han lanzado un montón de misiones para estudiar su forma, su dinámica, su interacción con el viento solar, y su evolución temporal, ya que la magnetosfera de hoy y la de mañana no tienen nada que ver. La NASA lanzó, desde 1963 hasta 1973, sus célebres Plataformas de Monitorización Interplanetarias, los satélites IMP. Diseñados en cuatro tandas, fueron
colocados en distintos puntos del sistema Tierra-Luna (uno incluso entró en órbita lunar), proporcionando datos ininterrumpidos desde pocos días después del lanzamiento del primero, hasta la desactivación del último, el 7 de octubre del 2006, proporcionando mucha y muy valiosa información. Al tiempo que se situaban alrededor nuestro estos pequeños, la misma agencia comenzó a elevar los seis satélites de la serie OGO, los Observatorios Geofísicos Orbitales. Tres fueron colocados en órbitas altamente elípticas cercanas al ecuador terrestre, y el resto en órbitas polares cerradas, permitiendo así cubrir desde la ionosfera terrestre hasta el límite de la magnetosfera en la zona en que colisiona con el
viento solar. A diferencia de los IMP, los OGO eran satélites enormes, con estructuras en forma de caja y capaces de transportar, por diseño, entre 30 y 40 experimentos interrelacionados, aunque nunca tal capacidad se usó. Todo este despliegue no solo se hizo para propósitos científicos, también para servir como sistema de alarma ante la actividad solar en medio del programa tripulado Apollo a la Luna. También, la incipiente agencia espacial europea, el ESRO, comenzó a estudiar el entorno cercano a la Tierra, y diseñó un par de satélites para estudios magnetosféricos que resultan ser muy interesantes. Los dos HEOS fueron los primeros vehículos espaciales europeos en salir de la magnetosfera y entrar en el espacio interplanetario, merced a sus trayectorias altamente 
elípticas. El caso es que mientras que el primero fue situado en una órbita más o menos ecuatorial, el segundo (como el resto de satélites europeos de la época, fueron lanzados por la NASA, a comienzos de la década de 1970) fue el primero en situarse en tal trayectoria pero polar, de manera que ambos cubrían casi toda la magnetosfera desde todas las latitudes. Posteriormente la NASA y el ESRO se juntaron para formar el proyecto ISEE, los Exploradores Sol-Tierra Internacionales. Constaba de tres vehículos, dos diseñados por la NASA (los números 1 y 3), mientras que la segunda corría a cargo 
del ESRO. La intención era colocar los dos primeros en órbita elíptica terrestre para estudiar fenómenos magnetosféricos en una escala espacial pequeña y en una escala temporal corta. Los dos primeros se lanzaron en 1977, y el tercero, un vehículo innovador (que todavía funciona, por cierto, ya que ha sido rehabilitado recientemente) que fue el primero en entrar en órbita en torno al punto de Lagrange 1 en 1978, para así servir como sistema de alerta temprana (más o menos una hora en avance) para así reprogramar a los otros dos para estudiar más adecuadamente los fenómenos magnetosféricos resultantes de la actividad solar. Esta experiencia permitió a la ESA (ya como tal desde 1975) aprobar en 1986 la propuesta de misión Cluster, presentada 4 años antes. Este proyecto (que junto con SOHO eran las misiones principales de la rama de física solar y terrestre del programa Horizon 2000) resultaba altamente innovador, ya que por primera vez proponía investigar la magnetosfera con cuatro satélites idénticos en todo. Mientras estos se preparaban, la NASA ya había lanzado en 1981 los dos satélites clase Explorer Dynamics Explorer, preparados para investigar la reacción de la alta atmósfera a los eventos magnetosféricos, 
que muchos de ellos provocan las brillantes auroras. Situados en órbitas coplanares (trayectorias que comparten casi todos los parámetros, tales como inclinación o perigeo, pero con distintos apogeos) el primero de ellos realizaba las investigaciones magnetosféricas, mientras que el segundo se ocupó de las atmosféricas. Cuando el segundo reentró (según lo previsto, en febrero de 1983) el primero continuó tomando mediciones hasta 1991. Sin embargo, lo interesante del concepto Cluster, de cuatro satélites al mismo tiempo en una región concreta de la magnetosfera, prometía mostrar la evolución magnetosférica prácticamente en tres dimensiones. Por desgracia, cometieron la locura de insertar los cuatro satélites dentro de la cofia del primer Ariane 5 que, en 1996, acabó explotando. Dada la altísima prioridad de este proyecto, se autorizó rápidamente la construcción de cuatro satélites idénticos a los perdidos, y para no arriesgar, se 
lanzarían empleando lanzadores rusos Soyuz de dos en dos, hecho que se produjo entre julio y agosto del año 2000. Pero todavía más notable fue la incorporación de los dos satélites TC-1 (elevado a una trayectoria ecuatorial en diciembre del 2003) y TC-2 (situado en órbita polar en julio del 2004) que daban forma a la misión conjunta de la ESA con China Double Star, y que transportaban algunos de los repuestos de varios instrumentos de los satélites Cluster. Añadidos a la constelación hasta que fueron desactivados en el 2007, proporcionaron dos nuevos e interesantes puntos de vista que incrementar los datos sobre la variabilidad de la magnetosfera. Con casi 15 años desde su lanzamiento, y todavía funcionando y proporcionando lo que ningún otro proyecto ha sido capaz antes, siguen siendo nuestro mejor recurso para vigilar lo que acontece en nuestro escudo protector. Eso sí, ya van pidiendo el relevo.

El Departamento de Heliofísica de la NASA dispone de varios programas de investigación. El que nos interesa es el Programa de Sondas Solares y Terrestres o STP, que trata de estudiar las interacciones Sol-Tierra como un sistema unido usando tanto satélites terrestres como sondas espaciales. La primera misión, de órbita terrestre, es el veterano TIMED, que después de unos 13 años desde su lanzamiento el 7 de diciembre del 2001, continúa trabajando y haciendo una investigación hasta la fecha única, vigilando con sus 4 instrumentos y desde su trayectoria a unos 625 km. de altitud las capas más externas y menos investigadas de nuestra atmósfera, la termosfera, la ionosfera y la mesosfera, que son las más propensas a variaciones a consecuencia de la deposición de la energía solar en nuestra atmósfera. A esta misión se le sumaron otras dos en el 2006. Primero, en septiembre, el satélite de 
observación solar japonés Hinode, equipado con instrumentación proporcionada por la NASA, de ahí que esté adscrita a este programa. Con el propósito de explorar la interacción entre el campo magnético solar y su corona, cuenta con telescopios óptico, de ultravioleta extremo y rayos X. Después, en octubre, la NASA ponía en el espacio a las sondas solares STEREO, dos observatorios casi gemelos con la misión de estudiar en tres dimensiones todo tipo de actividad solar, principalmente las eyecciones de masa coronal, o CME’s. Situadas en órbitas heliocéntricas similares a la de la propia Tierra (una por delante, una por detrás), se han ido alejando progresivamente de nosotros permitiéndonos, por primera vez, monitorizar todo el Sol gracias al resto de misiones que en conjunto mantienen vigilada nuestra
estrella. Ambas sondas están a punto de desaparecer detrás de Helios (recientemente se ha perdido la comunicación con STEREO-Behind) y así comenzar una nueva etapa de su misión. Así, después de casi 9 años sin lanzar una nueva misión, el programa STP está casi listo para enviar un nuevo proyecto al espacio.

La magnetosfera terrestre es uno de esos laboratorios naturales más grandes que tenemos, ya que lo que en ella estudiamos no lo podemos replicar aquí abajo. Existen muchos fenómenos energéticos, pero hay uno que hasta la fecha se nos ha escapado para poder estudiarlo apropiadamente. Se le conoce como reconexión magnética, y se produce en las llamadas regiones de difusión de electrones, localizadas en la magnetopausa diurna (la zona en la que los campos magnéticos solares y terrestres se equiparan) y en la magnetocola (la estructura en forma de cola generada por la presión del viento solar que se extiende grandes distancias más allá de los planetas). Pero, exactamente, ¿qué es la reconexión magnética? Pues por lo que se sabe, la transformación, 
frecuentemente de forma explosiva, de la energía que transportan las líneas de los campos magnéticos, en calor y energía cinética en forma de partículas cargadas y flujos de materia a gran escala, responsables en gran medida de los eventos de meteorología espacial y de las propias auroras. Para poder predecir los eventos de meteorología espacial (que proyectos como Van Allen Probes estudian con precisión) que afectan a los satélites, redes de energía y comunicaciones, así como a la navegación por satélite, es necesario obtener más información y estudiar fenómenos como la reconexión magnética. El reto sobre este fenómeno es que sucede en zonas de la magnetosfera muy pequeños y duran muy poco, de manera que se necesitan satélites con instrumentos que cuenten con una resolución y exactitud sin precedentes.

La Misión Magnetosférica Multiescala, o MMS, ha sido creada siguiendo en cierta medida el espíritu Cluster, ya que ha demostrado que es la mejor y más eficiente forma de examinar eventos magnetosféricos. Específicamente diseñadas para el estudio de la reconexión magnética, posee la instrumentación adecuada para ello, y ésta está emplazada en una plataforma muy avanzada que requerirá en principio poca atención. MMS se basa en cuatro (originalmente 5) satélites idénticos equipados de manera idéntica que estarán dispuestos en el espacio a distancias ajustables los unos de los otros para así cubrir mejor las regiones magnetosféricas y los fenómenos a investigar. Con forma de octógonos planos, con unas medidas de 3.15 de largo y 1.23 de alto (sin contar con los mástiles y las antenas de los instrumentos), cada satélite idéntico está elaborado en aluminio y con una distribución de masas
equilibrada para permitir una plataforma altamente estable en rotación. Todo el hardware está situado alrededor del extremo exterior de cada satélite, dejando el interior a los cuatro tanques de combustible. En el centro se encuentran los adaptadores de unión entre los satélites, para así permitir la separación una vez la etapa superior del lanzador ha cumplido su función. Gran parte del hardware de control es la ya típica de las misiones de la NASA, desde el ordenador, sistemas de control de actitud, generación de energía, comunicaciones y propulsión. Así, mientras el ordenador está estructurado alrededor de un procesador RAD750, la radio emite en banda-S bidireccionalmente. Cada satélite estará estabilizado por rotación, a un ratio de al menos 3 rpm, empleando para su control dos sensores solares, cuatro escáneres estelares, dos acelerómetros triaxiales y los 12 propulsores de a bordo. Está diseñado para mantenerse prácticamente en el plano de la eclíptica, permitiendo sin embargo pequeñas desviaciones no mayores a 5 grados. Sin duda lo más interesante es la adopción de receptores GPS (ocho antenas por satélite) de última tecnología. Llamado Navigator, se ha diseñado para ejecutar maniobras autónomamente calculando la distancia entre los cuatro satélites ya que estarán en contacto continuo los unos con los otros. De esta forma, a partir de Navigator, conocerá su posición en órbita terrestre, distancia con los otros satélites de la formación y cálculo de las maniobras para mantener la 
disposición. La generación energética depende del Sol, contando con células solares a la última situadas alrededor de los laterales de cada satélite. Son 8 los paneles solares por cada satélite, que proporcionarán la energía necesaria para trabajar, además de cargar la batería de a bordo. El control termal es el habitual: calentadores, mantas multicapa y radiadores, y en las partes superior e inferior dentro de los planos de separación cuentan además con escudos antimeteoritos. La instrumentación está formada por 10 experimentos, totalizando 25 sensores, divididos en tres paquetes.  El Juego de Plasma Caliente comprende dos instrumentos. FPI, Investigación de Plasma Rápido, pretende estudiar el plasma de rápido movimiento, y para ello cuenta con cuatro espectrómetros duales de iones y lo mismo para electrones, cada uno con una visión en arco de 45º, para así obtener una imagen completa y tridimensional del plasma. En esencia lo que hace es recibir, desde la apertura y empleando un filtro, partículas de cierto tipo,  cierta velocidad y cierta dirección, dirigiéndolas a una placa detectora en donde colisionan, provocando un torrente de varios millones de electrones provenientes de la dirección opuesta, permitiendo así al sistema detectar el fenómeno, tardando en 
ello apenas varios nanosegundos. De esta forma, FPI está diseñado para medir electrones e iones, y mediante el filtrado por sus energías específicas, medir la cantidad de partículas de cada tipo que entra en el aparato desde todo tipo de direcciones y con energías diferentes durante una extensión de tiempo muy determinada, generando una imagen de los iones del plasma cada 150 milisegundos y de los electrones del plasma cada 30. HPCA, Analizador de Composición del Plasma Caliente, es un tipo novedoso de espectrómetro de masa que emplea el tiempo que tarda una partícula en viajar dentro del instrumento para averiguar la velocidad, y a partir de ello, la masa, dándonos con ello el tipo. Para ello usa una lámina de carbono en la entrada para extraer un electrón, ionizando la partícula, que acaba golpeando una placa de parada. Para medir el tiempo que tarda en hacer el recorrido, la extracción del electrón en la apertura del HPCA genera una señal de tiempo que es la que emplea el aparato para completar su medición. No es tan rápido como FPI, realiza las mediciones una vez cada 10 segundos, y emplea la rotación del satélite para barrer todo el espacio alrededor suyo, por lo que solo se necesita un aparato por vehículo. Además, dispone de una capacidad nunca antes puesta en el espacio. Tras un montón de años de experiencia con aparatos similares, se ha visto que los protones 
provenientes del viento solar abrumaban los sensores evitando la detección de ciertas partículas almacenadas en la magnetosfera, como el oxígeno magnetosférico. Sin embargo, HPCA emplea en su apertura oscilaciones de radio frecuencia para barrer la mayoría de protones del viento solar del instrumento, para así hacer mediciones más claras. El segundo paquete, Juego Detector de Partículas Cargadas o EPD, también comprende 2 instrumentos. FEEPS, Sensor de Partículas Energéticas de Ojo de Mosca. Emplea dos aparatos idénticos en cada satélite, totalizando 18 campos de visión simultáneos y distintos, empleando detectores de silicio de estado sólido, todo para estudiar todo el cielo en busca de la cantidad de electrones de distintas energías y diferentes direcciones de llegada que hay en su entorno. Para ello, los detectores se diseñaron unos para detectar iones y otros para electrones, y estos últimos disponen en su apertura con una lámina de aluminio de 2 micrones de grosor para evitar así la entrada de iones. Por su parte, los diseñados para detectar iones son tan delgados que así evitan que los electrones, cuando pasen, provoquen una señal legible en la telemetría. EIS, Espectrómetro de iones energéticos, pretende ir más allá que HPCA. También emplea detectores de estado sólido, y el principio de medición es similar el de HPCA, contar el tiempo que tarda la partícula en viajar dentro del instrumento para hacer el análisis de masa. Cuando un ion entra en el instrumento, primero tiene que pasar por uno de los detectores, desviando varios electrones hasta una placa detectora microcanal, que amplifica la señal y envía 1 millón de electrones hacia el otro lado, y ocurre lo mismo al golpear la segunda lámina. Los cálculos de tiempo que se cuentan son los de las placas microcanal, y a partir de ellos se averigua la velocidad de la partícula, y a partir de ello, la energía total y la masa, tratando de descubrir protones o iones de helio y oxígeno, y todo esto lo hará, en combinación con FEEPS, a 1/3 de la rotación del satélite, la cadencia necesaria en los lugares en los que sucede la reconexión magnética. Y el tercer paquete es el Juego de Campos,
que comprende seis aparatos. Los AFG y DFG, Magnetómetros de Núcleo Saturado Analógicos y Digitales, se utilizarán para detectar y medir los campos magnéticos alrededor de los satélites, y el empleo de dos tipos distintos permitirá que ambos comparen sus mediciones sobre la fuerza del campo magnético hasta niveles muy bajos. Ambos sensores están colocados al final de los dos mástiles de 5 metros de largo que se prolongan desde localizaciones diametralmente opuestas.  EDI, Instrumento de Deriva de Electrones, se empleará para estudiar campos tanto eléctricos como magnéticos. Consiste en un par de Unidades Detectoras de Pistola. En modo de detección de campos magnéticos, una de las unidades emite electrones que quedan atrapados en una línea de campo magnético, haciendo círculos casi completos, separándose casi un km. del satélite antes de volver y ser atrapado por el segundo detector. Midiendo el tiempo entre la emisión y la recepción, se puede calcular la fuerza del campo magnético por el que ha viajado. Cuando se trata de analizar campos eléctricos, la técnica es similar, pero en vez de seguir círculos, los electrones derivan de formas predecibles, y a partir de esas derivaciones, medir la fuerza de los campos eléctricos. Esta técnica se estrenó en el cuarteto Cluster, solo que llevado a un nivel superior en velocidad, y sobre todo en precisión, que es para lo que se han diseñado. Aunque diseñados para ser instrumentos activos, también tienen un modo pasivo, en el que reciben los electrones que existen en su entorno y así analizarlos. Y todo esto, a un ratios de hasta 1000 veces por segundo. Los SDP y ADP, Sonda Doble del plano de Rotación y Sonda Doble Axial, están diseñados para medir campos eléctricos. Para ello emplearán un par de electrodos para detectar los cambios que hay en ellos. Sin embargo, estos cambios son tan pequeños que para sentirlos fiablemente hay que separar los electrodos todo lo posible entre ellos. Así, los SDP están al final de
cuatro antenas de 60 metros de largo que nacen desde el centro del satélite, cubriendo así el plano de rotación. Por su parte, los dos ADP nacen perpendiculares al plano de rotación, y miden cada uno 14.75 metros de largo. Además, usará las mediciones de EDI para calibrar las suyas propias. Y para acabar, el SCM, Magnetómetro de Bobina de Búsqueda, un sistema de inducción (una bobina de cable alrededor de un material ferromagnético) que usará un campo magnético cambiante para inducir un cambio de voltaje en la bobina. De esta forma, se usa el cambio de voltaje en el magnetómetro para medir cómo cambia el campo magnético. Su posición está en el segundo mástil de los magnetómetros el mismo que el del AFG. Para controlar los seis aparatos de este paquete, y calibrarse en conjunto, está la Caja de Electrónicas, permitiendo así coordinar, adquirir y transmitir la información de los sensores al ordenador central. Sin embargo, un dispositivo centralizado de control, el CIDP, Procesador Central de Datos de los Instrumentos, es el verdadero interfaz entre los tres paquetes y el ordenador principal. Para acabar, hablar del instrumento de control a bordo de los cuatro satélites MMS. La experiencia de más de 50 años de mediciones de partículas y campos demostró que la emisión solar de ultravioleta extremo sobre las superficies de los satélites provoca la emisión de partículas energéticas, elevando el potencial positivo de un satélite, provocando con ello una suerte de capa de partículas que previene que los instrumentos midan todo lo que deben. Para mitigarlo, se desarrollaron los sistemas ASPOC, los Controles Activos del Potencial del Satélite, que cada satélite MMS porta dos de ellos. Para reducir el potencial de un satélite, ASPOC emite un haz de iones para bajar la cantidad de partículas que pueden contaminar las lecturas y así reducir el potencial positivo alrededor de ellos. Esta técnica se demostró en el satélite Geotail, y es parte importante de la misión Cluster. A plena carga en el momento del lanzamiento, cada satélite desplaza una masa de 1.250 kg. Con los cuatro satélites apilados uno sobre otro, el conjunto mide 5.9 metros de largo, y dan un peso en báscula de 5.000 kg.

Debido a la enorme masa de los cuatro satélites juntos, se decidió que serían lanzados empleando el célebre Atlas V en configuración 421, es decir, cofia de cuatro metros y dos aceleradores sólidos expulsables alrededor del núcleo Atlas. Si todo va bien, el 12 de marzo, desde la habitual plataforma 41 de Cabo Cañaveral, se pondrán en marcha hacia órbitas altamente elípticas, inclinadas moderadamente sobre el ecuador (28º), con perigeos de 7.640 km. y apogeos de 76.400 km.

Una vez acabe el periodo de puesta a punto y comprobaciones, los cuatro satélites se establecerán en una configuración piramidal de distancias variables entre ellos, para tratar de captar los procesos de la reconexión magnética en detalle. La primera parte de la misión ocurrirá en el lado solar terrestre, cerca de la onda de choque entre el viento solar y la magnetosfera. En esta zona la investigación se centra en el intercambio de energía entre los campos magnéticos solar y terrestre. Cuando sus órbitas deriven hasta un punto en el que su apogeo esté dentro de la magnetocola terrestre, indagará en el
contacto de las líneas del campo magnético terrestre que se retuercen entre sí liberando tremendas cantidades de energía. De esta forma, ya sea delante o detrás de la Tierra, el cuarteto MMS pasará sobre las regiones de reconexión magnética en apenas un segundo, siendo capaces de recoger información a ratios 100 veces superiores a lo que se puede actualmente. Los propósitos con que se lanza esta misión son seis: ¿qué condiciones determinan cuando se inicia y cuando cesa la reconexión?; ¿qué determina el ratio al que ocurre la reconexión?; ¿Cuál es la
estructura de la reconexión?; ¿cómo se desmagnetiza el plasma en la región de reconexión?; ¿cuál es el papel de las turbulencias en el proceso de reconexión?; y ¿cómo la reconexión acelera partículas a altas energías? Con la información que tomen, serán capaces de ver si la reconexión ocurre en zonas aisladas, en una gran región al mismo tiempo o viajando a través del espacio. Como la reconexión magnética se da en todos los cuerpos con campos magnéticos, usar el terrestre es una solución económica de demostrar teorías aplicables a fenómenos cósmicos que todavía no entendemos.

Seguramente os estaréis preguntando si esto tendrá aplicaciones prácticas. Para los físicos, es posible. Ahora que se habla de nuevas fuentes de energía y demás, se lleva investigando en la aplicación práctica de la fusión nuclear para proporcionar energía. La fusión nuclear es lo que se da en el núcleo del Sol y es lo que hace que brille, y como su nombre indica, se trata de fusionar dos átomos (en este caso, hidrógeno) transformándolos en otras partículas, aprovechando la energía liberada en la fusión para acumularla y usarla, a diferencia del método usado actualmente en las centrales nucleares, la fisión (es decir, la división de un átomo y usar esa energía liberada). Si en el Sol se da la fusión es porque el núcleo de nuestra estrella está encerrado dentro de un potente campo magnético que provoca la contención de la energía liberada, evitando así que explote. Para aprovechar la fusión nuclear aquí en la Tierra hay que crear un campo magnético de contención para evitar eso mismo, y uno de los procesos que evitan su creación es precisamente la reconexión magnética. De ahí que necesitemos al cuarteto MMS en órbita.

No los podemos ver, ni oír, ni saborear, pero con misiones como MMS, podemos sentir los campos magnéticos que se dan en torno nuestro y el montón de fenómenos que allí arriba se producen. Desde aquí, toda la suerte del mundo.

sábado, 28 de febrero de 2015

viernes, 20 de febrero de 2015

Sorprendente Encélado

Era la noche del 28 de agosto de 1789 en Inglaterra, y William Herschel estaba deseoso de usar su nuevo telescopio, un ejemplar de 1.2 metros de diámetro, entonces el mayor del mundo. Se puso a observar, y apuntó a Saturno. Dadas sus dimensiones, era capaz de registrar mucha más luz que su antiguo telescopio de apenas 16.5 centímetros de diámetro. En aquel momento, los anillos estaban de perfil y el planeta en el equinoccio, de manera que resultaría más fácil encontrar algún satélite previamente desconocido. La verdad es que tuvo suerte: descubrió un punto de luz que llamó su atención, que apenas sobresalía de los anillos. Acababa de descubrir el sexto satélite de Saturno. Más tarde, en 1847, su hijo John, en una compilación, bautizó los siete satélites que se conocían en aquel momento al planeta de los anillos. Como Saturno, o Cronos en la mitología griega, era el líder de los Titanes, este satélite en concreto recibió el nombre del gigante Encélado. En realidad, Herschel padre podría haber descubierto Encélado en 1787, pero debido al pequeño tamaño de su telescopio y las pobres condiciones de observación le resultó imposible.

Creemos que no hace falta decirlo, pero aún así lo haremos. Dada su lejanía a nosotros, al bajo nivel de luminosidad que ofrecía y su proximidad a los anillos resultaba tremendamente complicado saber cosas de él, solo lo que tardaba aproximadamente en completar una revolución en torno a Saturno, y posteriormente, por medios espectroscópicos, que su superficie está compuesta por hielo principalmente. Si queríamos saber algo más acerca de él, teníamos que acercarnos a muy corta distancia. El surgimiento de la era espacial puso este objetivo más cerca.

Hasta 1972 no nos atrevimos en cruzar el cinturón de asteroides que divide el sistema solar en dos debido al riesgo de que cualquier vehículo pudiera ser destruido allí por el impacto de alguno de los objetos que allí residen, pero también porque, dada su distancia al Sol, los paneles solares necesarios para proporcionar una energía suficiente serían impracticablemente grandes como para ser montados en una sonda espacial. El desarrollo de los generadores termoeléctricos de radioisótopos, más sencillamente conocidos como RTG’s, hizo posible estas misiones, siendo la primera la célebre Pioneer 10. Su sonda hermana, lanzada un año y un mes después, fue reprogramada en vuelo para aprovechar la inmensa gravedad joviana y ser lanzada directamente a un encuentro con Saturno. Eso sí, debido a una poco favorable alineación entre los dos planetas, el viaje entre ellos sería de casi cinco años.

El propósito de enviar a Pioneer 11 al señor de los anillos fue tanto para ampliar nuestros conocimientos del sistema solar como para tener un punto de partida en el momento que las especializadas sondas Voyager alcanzaran el sistema saturniano. Siguiendo su trayectoria de escape del sistema solar, Pioneer 11 se encontró con Saturno el 1 de septiembre de 1979, y particularmente con Encélado en el momento en que cruzaba por segunda vez, y desde el exterior, el plano de los anillos. La máxima aproximación a este satélite (entonces considerado el tercero en orden de distancia) se produjo a unos 222.027 km. de su superficie, y dada la velocidad de salida y a su plataforma estabilizada por rotación, apenas tuvo tiempo de hacer unos breves escaneos ultravioleta que apenas nos proporcionaron información. Tuvieron que ser las dos Voyager las que nos mostraran como era esta luna en particular.

No pasó mucho más cerca Voyager 1 en su sobrevuelo el 12 de noviembre de 1980, ya que lo sobrevoló a unos 202.000 km. de su superficie. Sus cámaras, infinitamente mejores que las de Pioneer 11, nos mostraron, desde la lejanía, un mundo carente de cráteres de impacto pero tremendamente brillante, indicativo de que el hielo de agua es el principal constituyente de su superficie, de manera que refleja prácticamente toda la luz solar que le llega. Las imágenes a larga distancia también revelaron que Encélado se encontraba en el interior de la parte más densa del difuso anillo E, lo que llevó a los científicos a creer que la luna podría estar, de alguna forma, activa geológicamente, no en el extremo en que se había descubierto en Io el año anterior, pero lo suficiente como para surtir de material este anillo. Afortunadamente, el 26 de agosto de 1981 Voyager 2 pasó mucho más cerca de su superficie,
y las imágenes de alta resolución mostraron cosas muy diferentes a las vistas por su hermana 9 meses antes. En estas, los cráteres aparecían por doquier, pero lo más extraño y excitante era que gran parte de ellos estaban en distintos estados de degradación. Además, a medida que se iba aproximando a las regiones ecuatoriales, la densidad de craterización disminuyó dramáticamente. Era la evidencia de que la superficie de Encélado era geológicamente joven, y que probablemente todavía estaba en actividad. El escaso tiempo de investigación y la velocidad del sobrevuelo evitó que la sonda averiguara si se encontraba activo en aquel momento. Se tardarían nada menos que casi 24 años en volver a ver este astro en detalle.

La misión Cassini/Huygens, preparada por las agencias NASA, ESA y ASI, se planeó para realizar una labor casi calcada a la que se preparó para Galileo en torno a Júpiter. Con un número de satélites interesantes mayor que en torno al hermano mayor del sistema, se cuidó mucho la trayectoria en su misión principal de cuatro años para sobrevolar al menos una vez todos ellos. Quien recibiría más atención era obviamente la enigmática Titán, con 45 acercamientos, pero el segundo en prioridad fue Encélado, con 4. La sonda, con casi 6 toneladas de masa, es el artefacto más pesado jamás lanzado por la NASA para una misión de espacio profundo, y se encuentra excepcionalmente equipada para la exploración sistemática. Elevada en octubre de 1997, después de coger impulso en Venus, la Tierra y Júpiter, logró la hazaña de entrar en órbita de Saturno el 1 de julio del 2004. El primer sobrevuelo a Encélado no ocurriría hasta febrero del 2005.

A estas alturas, y con Cassini orbitando el sistema saturniano en los últimos 10 años, ha transformado enormemente la perspectiva que teníamos de ese pequeño mundo, y ahora se le califica, a la altura de Europa, como el mejor lugar en el que empezar a buscar bichos ahí fuera. Pero, ¿cómo es Encélado?

Es actualmente el decimotercer satélite, de los 61 que colecciona, en orden de distancia, y orbita Saturno a una distancia de aproximadamente 180.000 km. de la capa superior de nubes del planeta, tardando 32.9 horas en terminar una vuelta alrededor del planeta. Tiene una resonancia 2:1 con Dione, y como la inmensa mayoría de satélites de su tipo, su rotación está fijada marealmente, es decir, que al igual que nuestra Luna, siempre ofrece la misma cara a Saturno por lo que su rotación es la misma que su traslación alrededor del planeta. Su órbita discurre prácticamente en el plano del ecuador de Saturno, que está inclinado 26.44º con respecto a la vertical. Sus dimensiones son de 513.2 x 502.8 x 496.6 km., lo que denota que no es perfectamente esférico. Su superficie, compuesta principalmente por hielo de agua, es la más refractiva del sistema solar, de manera que posee el albedo más alto de todos los cuerpos del sistema solar. Es algo así como una enorme bola de nieve flotando en el espacio. Debido a esto, su densidad es notoriamente baja, delatando que existe poco silicato en su interior. Por tamaño, es la sexta luna más grande del planeta, pero por su superficie y por su colocación, es la segunda más interesante.

Ampliamente craterizada, los accidentes de Encélado son nombrados siguiendo nombres y lugares del famoso libro “Las Mil y Una Noches”, pero después de las misiones Voyager, apenas conocíamos algo más de un tercio de la geografía del satélite. Todos los sobrevuelos, así como aproximaciones lejanas de Cassini realizados entre el 2005 y el 2011 nos han permitido conocer prácticamente el cien por cien de Encélado, solo que a distintas resoluciones. Eso ha bastado para proporcionar descubrimientos espectaculares. La espera, no cabe duda, mereció la pena.

Los dos primeros acercamientos, en febrero y marzo del 2005, siguieron mostrando, aunque con mejor resolución (lógicamente) la superficie y los fenómenos que la modelaron. En el sobrevuelo de febrero, sin embargo, algo apareció. En los datos del magnetómetro se empezó a detectar una suerte de anomalía, indicativo de lo que parecía ser una especie de atmósfera que se concentraba en el polo sur de Encélado. Además, las cámaras de a bordo parecieron detectar lo que debía ser una pluma de material expulsada de esa misma región. En aquel momento se pensaba que fuera un defecto en la cámara, una partícula asentada en las lentes. Pero llegó el tercer sobrevuelo del 14 de julio, cuya distancia máxima se redujo de los 1.500 km. proyectados a unos 175 km. reales. En este acercamiento Cassini sobrevoló por el polo sur, y su sistema ISS detectó algo totalmente inesperado:
cuatro líneas de fractura paralelas, y a ambos lados de cada una, lo que parecía ser hielo azul, posible indicativo de una más que reciente formación. También sobre esa zona el instrumento CIRS detectó temperaturas más elevadas de lo proyectado, lo que hacía sospechar que ese calor anómalo era el que había creado esas fisuras, llamadas provisionalmente llamadas “zarpazos del tigre”. Pero no solo eso, también los instrumentos INMS y CDA encontraron una pluma de material que Cassini atravesó afortunadamente, detectando enormes cantidades de vapor de agua y partículas sólidas expulsadas de allí. Sin embargo, la confirmación de la existencia de las plumas de gas y polvo llegó prácticamente por casualidad, mientras realizaba un paso lejano. Cuando el satélite se interpuso entre la sonda y el Sol de repente apareció un abultamiento
directamente sobre el polo sur. Cuando este humilde cronista vio por primera vez esas imágenes, solo pudo pensar que eran defectos de las imágenes, pero estábamos equivocados: eran los géiseres en plena actividad, soltando material a velocidades tremendas. Este hallazgo formidable llevó a planificar una extensión de la misión para poder pasar más veces, pero sobre todo, más cerca del satélite, para obtener imágenes de mayor resolución e información de mayor calidad.

Gracias a las imágenes proporcionadas por Voyager 2 y Cassini sabemos que Encélado posee distintas unidades superficiales. Dividido casi mitad a mitad, tenemos un hemisferio enormemente craterizado (en distintos grados de degradación) y otro en apariencia carente de cráteres, ofreciendo a primera vista una superficie suave y lisa, aunque un examen en profundidad nos permitirá encontrar en ambos muestras de actividad geológica reciente. El polo sur es algo totalmente distinto. Todos los cráteres del satélite están
deformados en mayor o menor grado, dependiendo de la actividad geológica que han soportado. Los más prominentes son el par Alí Babá y Aladín, y carecen de la característica forma circular. Inusualmente, el centro de ambos cráteres (y de un buen montón de ellos) tienen una estructura en su centro en forma de domo, posible indicativo de procesos de fractura o relajación viscosa provocada por la actividad geológica, es decir, hubo un tiempo en que ese hielo estaba más caliente, de manera que la superficie era más flexible y más fácil de modelar; por el contrario, con una temperatura inferior el hielo es más rígido, de manera que es más duro, y un estrés adicionar provocará una fracturación. Son innumerables los cráteres de Encélado que muestran relajación viscosa.

Viajando por su superficie nos encontramos un buen montón de cañones, fracturas, surcos, líneas,
escarpados, etc. Todas estas formaciones geológicas fueron creadas por actividad tectónica, siendo el segundo satélite helado tras Ganímedes en ofrecer esta rica diversidad superficial. Hay cañones de hasta 200 km. de largo, con un ancho máximo de 10 km. y una profundidad de al menos 1 km. También hay estrechos pero profundos surcos que parecen dividir las áreas craterizadas de las regiones libres de ellos. Estos surcos se encuentran caóticamente agrupados y alineados, ofreciendo estructuras en forma de chevron. Por su parte, gran parte de las fracturas que se ven en Encélado se concentran en la región craterizada de su superficie, y para resolver cómo se formaron todavía se tardará un tiempo. Se piensa que es un efecto secundario de los impactos. Por el contrario, a diferencia a lo visto en Europa, gran parte de las líneas que transcurren por la superficie carecen de bordes elevados, y los pocos que hay apenas se elevan del suelo 1 km.

Si en los cráteres hay variedad, en la región de terreno suave y liso también hay diferencias. Hay un tipo que está cruzado por toda una serie de líneas, surcos y escarpados, mientras que el otro tipo posee algún que otro cráter de impacto y otras formaciones geológicas de suave relieve. La cobertura completa actual nos ha permitido encontrar otra unidad geológica entre los terrenos suaves. Localizada en el hemisferio situado en la dirección orbital existen una serie de surcos y riscos que se entrecruzan unos y otros. Estas regiones nuevas, se sospecha, se generaron por actividad geológica provocada por la propia posición de Encélado en el sistema saturniano.

Y, por supuesto, está el intrigante polo sur. El hallazgo de las líneas de fractura, bautizadas
Alexandria, Cairo, Baghdad y Damascus Sulci, provocó cambios en el plan de vuelo y una misión extendida que proporcionó muchas oportunidades de observar las fracturas y analizar qué emiten exactamente. La zona en la que se localizan es tremendamente grande y alcanza aproximadamente la línea de los 60º latitud sur. Las imágenes de más alta resolución muestran más fracturas, de menor longitud y profundidad, pero todo indica que éstas se están expandiendo. Las imágenes en color real y falso color han mostrado que las áreas a lo largo de estas fracturas son una suerte de hielo azul o verde, posible indicativo de que están libres de partículas. Se sospecha que su edad es insultantemente baja: apenas 1000 años, de manera que es el área superficial más joven de todos los satélites de Saturno. También se ha encontrado una composición completamente distinta a todo lo encontrado en el resto de Encélado. Hielo de agua cristalino o componentes orgánicos simples están entre los materiales que les dan forma. El examen de las imágenes de alta resolución muestra que son auténticas fisuras tectónicas con forma de V, que de cuyo centro salen, a alta presión, materiales evaporados. Recientemente, el conteo de fisuras concentradas en el área del polo sur deparó la alucinante cifra de nada menos de 101 fracturas mayores y menores que expulsan material a ratios distintos.

Los cuatro sulci del polo sur, algunos con forma de Y, otros son lineales, se encuentran abiertas durante buena parte de su órbita alrededor de Saturno, lo que permite la eyección de material a alta velocidad. Parte de este material queda retenido por la gravedad del satélite creando una atmósferaparcial en torno al polo sur, compuesta al 91% por vapor de agua, nitrógeno al 4%, dióxido de carbono al 3.2% y 1.7% de metano, sin embargo, la inmensa mayoría de lo expulsado abandona el propio campo gravitatorio de Encélado, y su posición en la zona más densa del anillo E deja claro que es el satélite el que crea y abastece de material este anillo. Todo esto es provocado por una intensa actividad geológica concentrada en la región sur, dando forma a criovulcanismo. En lugar de expulsar roca fundida, lo que se emite es agua mezclada con otros materiales derretidos que, en satélites como Tritón, forma una suerte de colada, como las de lava en la Tierra o Io. En Encélado, por el contrario,
esta actividad se parece más a los géiseres terrestres, solo que con una tremenda potencia y velocidad de unos 2.189 km/h., la suficiente como para superar la velocidad de escape. Si espectaculares son los géiseres emitidos, lo que emite no puede ser más fascinante: además de vapor de agua, monóxido y dióxido de carbono, se detectaron hidrocarburos como propano, etano o acetileno, junto con moléculas orgánicas simples y complejas. La temperatura de las zonas que emiten estos gases, apenas -116ºC (por el contrario de los -198ºC de las regiones ecuatoriales) indicaba que debía existir un agente anticongelante para evitar que gran parte de estos gases volvieran a estado sólido. El hallazgo definitivo de amoniaco en las emisiones (el principal anticongelante natural) permitió dibujar una imagen más exacta de cómo se emite todo esto. Una vez completado el análisis del material que expulsa dio una sorpresa. La composición se asemejaba a la de los cometas. Casi nada.

Pero, ¿por qué es Encélado tan activo aún siendo tan pequeño? Ni siquiera tras los sobrevuelos de las Voyager se suponía algo así, y dada la enorme distancia de sus aproximaciones, su trayectoria no estuvo influenciada por su gravedad. Gracias a los sobrevuelos cercanísimos de Cassini (que llegó a pasar a apenas 48 km. de su helada superficie) tenemos un mayor conocimiento de cómo es por dentro, así como alguna teoría de qué sucedió para tener actividad geológica. Tras los acercamientos de comienzos de 1980 la conclusión es que todo el satélite era puro hielo entero, por lo que la densidad sería bajísima. La información transmitida por Cassini nos muestra que, aunque su densidad no es precisamente la terrestre, con 1.61 g/cm3, todavía posee una apreciable cantidad de silicatos y minerales de hierro, lo que le hace el más denso de todos sus acompañantes helados.

En la Tierra, la clave de la actividad geológica es que el interior de nuestro planeta todavía posee suficiente calor interno como para mantener una capa fundida bajo la corteza. Este calor fue y es generado por la desintegración de elementos radiactivos naturales, y se sospecha que lo mismo ocurre en Encélado actualmente. Lo extraño de esta actividad geológica es que se concentra en el polo sur, como la información del instrumento CIRS demuestra. De hecho, que Encélado emita hasta 15.8
gigavatios de energía calorífica (lo mismo que 20 centrales eléctricas de carbón) demuestra que su interior, además de diferenciado, todavía retiene ese calor radiactivo que provoca su actividad. Pero no es lo único. Al igual que Io alrededor de Júpiter, Encélado está afectado, dada su posición, por las fuerzas de marea de Saturno. De esta forma, el satélite, dependiendo de su posición en torno al señor de los anillos, se estira y contrae. Una serie de imágenes durante diversas ocultaciones solares, desde el punto de vista de Cassini, muestra a Encélado en ambos lados del planeta, y cuando se encuentra en el apogeo de su órbita, la
emisión es aproximadamente cuatro veces que en el perigeo. De esta forma, la gravedad de Saturno deforma levemente la superficie del satélite, de manera que en su punto más próximo, los sulci del polo sur están casi cerrados, y en el más alejado, abiertos todo lo que pueden, e incluso provocando la creación de nuevas fisuras. También, dada su resonancia orbital con Dione, este satélite contribuye al calentamiento mareal provocado por Saturno. Por ello, en este tira y afloja Encélado se estira y contrae hacia dentro o hacia fuera, provocando más calor interno. Sin embargo, un estudio en profundidad ha demostrado que el principal agente de la actividad del satélite es del propio calor interno que genera, siendo el efecto de la gravedad saturniana y de Dione poco menos que testimoniales. Pero la pregunta de por qué se concentra en el polo sur, es de momento un misterio. Hay dos teorías compitiendo por averiguar este fenómeno. Una sugiere que el satélite migró desde una zona de la órbita en torno a Saturno hacia el interior hasta ocupar la posición actual, provocando un incremento en la velocidad rotacional del satélite, provocando un aplanamiento por los polos, igual que en la Tierra. Y la segunda supone que una gran concentración de material caliente y de baja densidad se elevó por el interior del satélite
provocó un desplazamiento de lo que es actualmente el polo sur desde su posición original, situado tal vez en la zona de latitud media del hemisferio sur, por lo que la propia gravedad de Encélado, junto con la de Saturno, provocó que compensara este desplazamiento y se ajustara a su nuevo emplazamiento, generando esa forma elipsoidal en vez de perfectamente esférica. El problema es que esto debería haber afectado ambos polos, pero el norte está muerto de risa, plagado de cráteres, mientras que el sur ofrece una actividad geológica sin parangón. Una probable explicación a este respecto es que la litosfera en la región sur es mucho más delgada que en el norte, de forma que el calor ha afectado de una forma más efectiva esta zona. Pero de momento siguen siendo teorías.

Además del calentamiento radiactivo y mareal, hay una tercera fuente de calentamiento que provoca la expansión de las líneas de fractura del polo sur, y podríamos llamarlo calentamiento por fractura,
ya que las fallas, por órbita, se desplazan aproximadamente 0.5 metros lateralmente. Este fenómeno provoca un rozamiento que calienta el hielo y lo deshace, dejando vía libre al escape a presión de todo el material interno. Y de aquí nos surge otra pregunta: ¿acaso tiene Encélado algo así como una masa líquida bajo esas líneas de fractura? La respuesta es seguramente sí. Un análisis a las partículas del anillo E muestra que un 6%  de ellas posee una concentración de entre un 0.5 y un 2 % de sales de sodio por masa, una concentración significativa como para tenerla en consideración. En la salida de los sulci del polo sur, la concentración de partículas con sales de sodio se eleva al 70%, y su cantidad de sales es superior al 99%. Hasta la fecha, tales concentraciones de sales son inauditas en una región tan alejada del Sol, por lo que, unido a la velocidad de expulsión de los gases, deja claro que ahí abajo tiene que haber una suerte de océano subsuperficial, o en su defecto, toda una serie de cavernas llenas de agua líquida, mantenida en ese estado por las sales y el amoniaco. Luego, por el calor interno, esta agua se transforma en vapor, y dada la estrechez de las fracturas, el vapor es expulsado a presión y a una
velocidad tremenda. Eso sí, las partículas que poseen sales no adquieren la velocidad de escape de la gravedad de Encélado, por lo que vuelven a caer a su superficie. Esta es la razón de la distinta composición química del polo sur con respecto al resto del satélite. Todo se junta: agua líquida, sales, moléculas orgánicas, ¿vida? Esta respuesta puede estar más cerca gracias a las nuevas informaciones llegadas desde allá, ya que los análisis realizados al seguimiento de la señal de radio enviada por Cassini a lo largo de sus acercamientos muestra en la zona del polo sur una anomalía gravitatoria, y dado lo potente de esta, solo puede ser generada por una masa considerable de agua líquida salada, concentrada bajo entre 30 y 40 km. de profundidad bajo el hielo, y con un espesor de 10 km. Falta ir allí para comprobarlo.

A pesar de su pequeño tamaño Encélado es ahora un objetivo de máxima prioridad, superando incluso a Europa, en el que buscar alguna clase de “bicho” que pueda vivir por allá. Y encima, su acceso es muchísimo más fácil, ya que las líneas de fractura están abiertas y ofrecen la posibilidad de penetrar en ellas y averiguar qué ocurre ahí abajo.

Ahora que sabemos que Encélado es uno de los suministradores de material al anillo E (no el único) podemos afirmar que esta difusa concentración en forma de disco en torno a Saturno no es una estructura efímera (en escalas temporales geológicas) sino sostenida en el tiempo, y además, su gravedad ayuda a mantener las partículas en su sitio, como hacen otras lunas más pequeñas en su sistema principal de anillos. Pero Encélado también influye en otro ámbito, este casi invisible, en el sistema de Saturno. El campo magnético de Saturno es uno de los más potentes del sistema solar, y como ocurre en los de la Tierra y Júpiter, está cargado de partículas ajenas que se transforman al introducirse en su magnetosfera. Las emisiones de iones y electrones provenientes de las líneas de fractura de Encélado, por lo que se detectó en el año 2011, son capturadas por la magnetosfera, y a través de una suerte de puente eléctrico, llegan al polo norte saturniano, generando espléndidas auroras. Es una de las maravillas que encierra el señor de los anillos, y que Cassini, nuestra cronista desde allá, nos está mostrando.
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¿Qué futuro nos espera acerca de Encélado? Es una buena pregunta. A raíz de los descubrimientos realizados por Cassini en el tiempo que lleva (y todavía tiene suficiente combustible hasta el 2017, aunque la misión podría acabarse antes por razones presupuestarias) se idearon distintos conceptos, alguno de ellos incluso con la misión de entrar en su órbita. Esta propuesta, bajo el escasamente
original nombre de Enceladus Orbiter, se trababa de un vehículo de diseño inusual (una estructura externa rectangular para servir de escudo al hardware, situado internamente) que transportaría cinco experimentos: una cámara, un radiómetro infrarrojo, un espectrómetro de masa, un analizador de polvo y un magnetómetro. Este concepto no pasó de la fase de diseño. Las últimas ideas para explorar Encélado con experimentos especializados y un presupuesto contenido son las propuestas JET, Viaje por Encélado y Titán y LIFE, Investigación de la Vida Para Encélado. Con un diseño heredado del previsto para Enceladus Orbiter, JET debería transportar un espectrómetro de masa (STEAM, herencia Rosetta/ROSINA) y una cámara infrarroja de alta resolución (TIGER) para explorar los dos satélites más interesantes del sistema saturniano. En cuanto a LIFE, ha sido ideado como una misión de ida y vuelta con el propósito de recoger muestras de los chorros de materia que expulsa el satélite y entregarlas para su análisis en laboratorio, en esencia, repetir lo completado con Stardust. Esta misión usaría hardware más que probado y fiable y poca pero potente instrumentación (cámara de navegación, espectrómetro de masa, contador de polvo) junto con el sistema de recolección de muestras pasivo usando una raqueta de rellena de aerogel.  JET y LIFE, por concepto, encajan bien en el programa Discovery, aunque dado el carácter competitivo de las propuestas, y a que el generador de energía que deberían usar (los generadores nucleares tipo ASRG) han sido abandonados por la NASA, su futuro puede ser bastante negro. A su favor, que la comunidad científica presiona para volver con misiones especializadas. Esperamos que haya suerte.