Resumen del año 2011

En fin, allá vamos con el resumen. Este año 2011, la verdad, es que no ha estado nada mal. Resultados extraordinarios, misiones que comienzan sus periplos, aunque también despedidas de otros vehículos fabulosos. Y para variar, Cassini abrió el festival, en esta ocasión observando la mayor tormenta jamás vista en Saturno, que nos ha durado hasta casi mitad de año. Y por supuesto, mucho hemos podido ver allá. La fuente gigante de calor en Encélado, sobrevuelos a varios satélites, las evidencias de la rotación doble del planeta, tardando menos un hemisferio que otro, las precipitaciones de Titán y sus cambios superficiales, aunque también problemas en la propia sonda, en uno de sus instrumentos. A mitad de febrero, pudimos contemplar el extraordinario fin de misión de la sonda cometaria Stardust, que realizó su acercamiento al cometa Tempel 1 de manera exitosa. Mientras, por Marte, buenas y malas noticias. Comenzando por las buenas, gracias a todas las sondas orbitales hemos tenido muchos datos importantísimos: Dunas en movimiento, rastros de agua tras remover terreno, hallazgos de minerales inesperados, detección de depósitos subsuperficiales de dióxido de carbono helado en el polo sur gracias al radar SHARAD de la MRO, etc. Y por la superficie, el incansable Opportunity, tras casi tres años de camino desde que abandonó el cráter Victoria, por fin ha alcanzado el Endeavour, en el que tendrá trabajo durante mucho tiempo, aunque de momento estará parado para poder soportar el crudo invierno marciano. Mucho promete este accidente, y nuestro aguerrido viajero seguirá allí alerta y funcionando. Sin embargo, entre lo malo, fallos en dos de las sondas orbitales (un problema gordo en el grabador de datos de la Mars Express que la ha tenido inactiva desde agosto hasta fin de noviembre y un grave fallo en la rejilla CCD de la cámara HiRISE de la MRO a mitad de septiembre) y lo más triste: la confirmación del fin de la misión del otro MER, Spirit. Llevaba sin comunicar desde fin de marzo del 2010, y aunque esperable, no deja de ser triste. Fueron algo más de seis años recorriendo el cráter Gusev, que nos han dejado a cambio un planeta completamente diferente a como era antes de su llegada en el 2004. S in duda la echaremos de menos. Por otro lado, en la ISS ya se han quitado el casco de la obra. Por fin las obras en el gran mecano espacial se terminaron, a la vez que los ya míticos transbordadores han dejado de volar. Las tres últimas misiones de estos insignes vehículos han sido magníficas, cerrando una época apasionante de la conquista del espacio, aunque nos tememos que no podrá volver en mucho tiempo. Y por fin, este año nuestra querida Messenger alcanzó la órbita de Mercurio impecablemente, y lleva desde abril en tiempo de tarea principal, y ya tiene autorizada la extendida. Gracias al tiempo que lleva allí, prácticamente el 98% del planeta está cartografiado, y otros datos valiosísimos de este bellísimo astro nos han llegado, para intentar entenderlo mucho mejor. Dawn, por otra parte, en julio comenzó a orbitar su primer destino: Vesta. Sin duda, este astro es un lugar intrigante, espectacular, castigado, enorme, y todavía le queda allí la mitad de su tiempo de exploración antes de que se largue camino de Ceres. Y este es el año en el que hemos podido ver el Sol al completo, gracias al dúo Stereo. Gracias a sus trayectorias opuestas, por fin somos capaces de estudiar lo que ocurre en Helios en el lado que desde aquí no podemos ver. Aunque no es lo único que las sonda solares nos han proporcionado. Acabando en Venus, la tímida pero resultona Venus Express sigue con su silenciosa tarea, estudiando el vortice polar sur, evidenciando que su centro no está en el polo geográfico. En cuanto a las que siguien de viaje, Rosetta ha entrado en la hibernación, de la que despertará en el 2014, y New Horizons, la sonda a Plutón, Caronte, y el cinturón de Kuiper, ha atravesado la órbita de Urano, y sigue alerta a lo que ocurre donde le rodea. En otro orden de cosas, este año también se han iniciado mu chos proyectos apasionantes. En agosto la sonda joviana Juno, que

promete investigar al hermano mayor del sistema como nunca se ha hecho, se puso en camino de manera exitosa. El tándem GRAIL, diseñadas para realizar el mapa gravitatorio lunar más exacto de la historia, despegó el día 10 de septiembre, llegarán a Selene una hoy, la otra mañana, para realizar su tarea de 90 días de duración a partir de marzo del 2012. Y por último, el todoterreno más grande y ambicioso que la NASA ha preparado para recorrer

la superficie marciana, es decir, Curiosity, ya se encuentra en la ruta hacia el planeta rojo, a donde llegará el 6 de agosto al crater Gale. Aunque otra con destino a Marte, la rusa Phobos-Grunt, lanzada a principios de noviembre, ha quedado varada y con problemas gravísimos en órbita baja terrestre. Su contacto es intermitente, y es probable que caiga a la Tierra a mitad de enero. Lo peor es que con ella comparte destino la minisonda china Yinghuo-1, que también se podría perder. El drama marciano vuelve a golpear con fuerza a la nación rusa. Por otro lado, gracias al telescopio Kepler, estamos encontrando multitud de planetas, de muy diversos tamaños y condiciones en una región diminuta del espacio. Algo extraordinario. Y todo lo que nos espera en el 2012: Más Cassini por el señor de los anillos, el séquito marciano a lo suyo, la llegada de Curiosity para unirse a la cohorte de sondas, la misión de GRAIL, Messenger y su labor extendida, el fin de la misión de Dawn en Vesta y su inicio del viaje hacia Ceres, y el lanzamiento de la última estructura para la ISS. Es posible que no prometa tanto como este año que está a punto de acabar, pero esperamos que también sea fértil en grandísimas noticias. Y desde luego, estaremos aquí para relatarlo.

Ventana al Espacio (XXXVI)

La galaxia NGC 7331, desde el observatorio Rancho del Sol.

Gigantes de la exploración espacial: Pioneer Venus 1 y 2

Venus es el segundo planeta del sistema solar que más visitas de sondas espaciales ha recibido. Hasta 1967, de todas las que se prepararon, solo tres (las Mariner 2 y 5 de la NASA y la Venera 4 soviética) devolvieron resultados. A partir de esa fecha, la NASA se centró en Marte, mientras que los soviéticos seguían con sus programas paralelos. Con la excepción de la Mariner 10 hacia Mercurio, en febrero de 1974, el resto de sondas fueron soviéticas. Hacia mediados de la década de los años 1970 la NASA triunfaba en Mercurio, Marte, (Mariner 9 y Viking 1 y 2) y en el exterior del sistema solar (Pioneer 10 y 11), y preparaba las Voyager para su largo periplo. Es por esos días que se empezó a preparar un proyecto ambicioso hacia Venus. Fue elegido el programa Pioneer, para cerrarlo con un broche de oro.

Como los últimos ejemplares de un programa exitoso, se prepararon dos vehículos con objetivos distintos. El primero, el Pioneer I, sería un orbitador multidisciplinar, con una larga lista de experimentos para estudiar el planeta desde diversos aspectos, y la segunda, la Pioneer J, sería un bus de transporte para transportar a Venus cuatro sondas que atravesarían la atmósfera y la examinarían in situ. Después de varios años de sequía, y tras los éxitos marcianos, Venus centró toda la atención.

La Pioneer I, también llamada Pioneer Venus 1 o Pioneer Venus Orbiter, era una nave cilíndrica, de 2’5 metros de diámetro, y 1’2 de altura, poseía dos mástiles, uno para las antenas y otro para parte del instrumental. Los paneles solares estaban alrededor del cilindro, proporcionando energía continua. Fueron instalados 17 experimentos: OCPP, o fotopolarímetro para las nubes (medía la distribución vertical de las nubes venusinas), herencia de las Pioneer 10 y 11; ORAD, o radar cartográfico de superficie (para realizar un mapa global básico de la superficie); OIR, es decir, radiómetro infrarrojo (para medir las emisiones infrarrojas emitidas por la atmósfera del planeta); OUVS, espectrómetro ultravioleta para brillo de aire (para medir la luz ultravioleta emitida y dispersada); ONMS, espectrómetro de masa neutral (determinar la composición de la alta atmósfera); OPA, analizador de plasma del viento solar (mediciones de las propiedades del viento solar); OMAG, el magnetómetro (caracterización del campo magnético de Venus), situado en un mástil de 4’7 metros de largo; OEFD, detector de campo eléctrico (estudios de la interacción del viento solar con la atmósfera venusina); OETP, sonda de electrones de temperatura (estudios de las propiedades térmicas de la atmósfera); OIMS, espectrómetro de masa de iones (cuantificar la cantidad de iones en la ionosfera); ORPA, analizador potencial para el retardado de partículas cargadas (estudio de las partículas de la ionosfera); dos experimentos de radio ciencia (caracterizar el campo gravitatorio de Venus); experimento de radio ocultación (estudio de la atmósfera); experimento de barrido atmosférico (estudios de la alta atmósfera); experimento de radio ciencia para atmósfera y turbulencias del viento solar; y el OGBD, detector de estallidos de rayos Gamma (experimento astrofísico para detectar y medir los GRB, o estallidos de rayos Gamma asociados a estrellas en la fase final de su vida). La masa máxima en el momento del lanzamiento era de 582 kg.

La Pioneer J, o Pioneer Venus 2, o Pioneer Venus Multiprobes, comparte el mismo diseño que su hermana. El bus es de forma cilíndrica, con idénticas medidas que el orbitador, pero sin las protuberancias ni mástiles. El cometido del bus era transportar cuatro sondas que atravesarían la atmósfera venusina para examinarla. Aún así, también incorporaba experimentos: BIMS, espectrómetro de masa de iones; BNMS, espectrómetro de masa neutral; experimento para interferometría diferencial larga de base; experimento de propagación atmosférica; y experimento de turbulencia atmosférica. Sobre las sondas atmosféricas, transportaría cuatro, una de mayores proporciones que las otras tres. Medía 1’5 metros de diámetro, y la sonda propiamente dicha unos 75 centímetros. Era la única de las cuatro equipada con paracaídas. Portaba 7 experimentos: Espectrómetro de masa neutral (análisis in situ de la composición de la atmósfera); cromatógrafo de gas (apropiado para caracterizar los componentes de la atmósfera); radiómetro de flujo solar (mediciones de a qué profundidad penetran los flujos solares en la atmósfera); radiómetro infrarrojo (cálculo de la distribución de la radiación infrarroja); espectrómetro para el tamaño de las partículas de las nubes (mediciones del tamaño y forma de las partículas de las nubes); nefelómetro (búsqueda de las partículas de las nubes); y sensores de temperatura, presión y aceleración. Las otras tres sondas eran idénticas entre sí, con un diámetro de 80 centímetros, y carecían de paracaídas, por lo que el único frenado era el proporcionado por el rozamiento atmosférico. Como experimentos, cada sonda portaba un nefelómetro y la misma gama de sensores de temperatura, presión y aceleración, un radiómetro de red de flujos (para cartografiar la distribución de las fuentes de energía irradiada por la atmósfera). Con las cuatro se utilizaría además la señal de radio para caracterizar los vientos, las turbulencias y la propagación por la atmósfera. El bus declaraba una masa de 290 kg, la sonda grande 315 kg, y cada una de las sondas pequeñas 90 kg. El conjunto entero poseía un peso en báscula de 904 kg.

Las Viking estaban en Marte realizando misiones extraordinarias, las Voyager se dirigían hacia el exterior del sistema solar pasando por los gigantes gaseosos. Así, las Pioneer Venus tuvieron que esperar a la cola de la lista de prioridades para el despegue. Cada sonda despegaría a bordo de un Atlas-Centauro en 1978. El 20 de mayo la Pioneer Venus Orbiter despegó desde Cabo Cañaveral, el 8 de agosto la Pioneer Venus Multiprobes hizo lo propio. Sería la última sonda planetaria que la NASA lanzaría en 11 años.

El 4 de diciembre de 1978 la Pioneer Venus Orbiter adoptó la órbita venusiana, con un perigeo máximo de 142 km. de altitud y un apogeo de 66.900 km, tardando 24 horas para completarla, con una inclinación de 17º norte. Ese perigeo fue adoptado para medidas de radar e ionosféricas. Esta sonda se diseñó para una misión especialmente prolongada. En cuanto a la Pioneer Venus Multiprobes, liberó sus sondas atmosféricas días antes de llegar al planeta. La sonda grande fue expulsada el 16 de noviembre, mientras que las pequeñas lo hicieron el 20, en secuencia. El bus las acompañaría. Las sondas pequeñas se dividían en sonda norte, sonda nocturna y sonda diurna. El 9 de diciembre alcanzaron la atmósfera del planeta. La sonda grande se introdujo perfectamente, abrió su paracaídas, y comenzó su descenso magníficamente. 54 minutos después llegó a la superficie (coordenadas 4º 24’ N, 304º E) y se perdió el contacto con ella. La sonda norte duró 53 minutos hasta llegar a la superficie y terminar su alocada carrera hacia el suelo (59º 18’ N, 4º 48’ E). La sonda nocturna sufrió ese mismo final, tardando 56 minutos en contactar rudamente con la superficie venusina (28º 42’ S, 56º 42’ E), y su señal se perdió dos segundos después. La sonda diurna compartió ese destino, alcanzando el duro suelo del planeta en 55 minutos (31º 18’ S, 317º E). La diferencia es que la sonda sobrevivió a ese tosco aterrizaje y continuó transmitiendo datos durante una hora y 8 minutos antes de que se perdiera el contacto definitivo. Hasta la fecha ha sido la única sonda americana que ha operado en la superficie de aquel planeta. El bus también entró en la atmósfera, tomando datos con sus instrumentos, y su señal se perdió a una altitud de 110 km. Su destino probable fue el de la incineración en la atmósfera. Ese fue el fin de la Pioneer Venus 2.

La Pioneer Venus Orbiter estuvo en esa órbita hasta julio de 1980, cuando elevó su perigeo hasta 2200 km. de altitud, para ahorrar combustible y así prolongar su tiempo de misión. Su radar fue desactivado en marzo de 1981 para centrar la atención en el resto de experimentos. Ese mismo año pareció observar rayos en la zona nocturna del planeta. Con el tiempo recibió compañía: en 1982 las Venera 13 y 14, en 1983 las Venera 15 y 16, y en 1986 las Vega 1 y 2, todas soviéticas. Con todas ellas pudo realizar tareas conjuntas de exploración de la superficie y la atmósfera. Durante esos años, pudo detectar un incremento súbito de azufre en la atmósfera, y como a lo largo del tiempo, esa cantidad se fue reduciendo progresivamente. Cuando el cometa Halley alcanzó el perihelio el 9 de febrero de 1986, fue orientada de tal forma que el instrumento OUVS pudo estudiar la pérdida de agua del cometa, a la vez que la armada del Halley lo estudiaba de cerca.

En 1991 la nueva sonda de la NASA, Magallanes, llegó, y la Pioneer Venus Orbiter todavía seguía allí. Durante los meses en que compartió planeta con la recién llegada, el ORAD volvió a actuar, para poder examinar zonas previamente ocultas a su alcance, para apoyar la tarea de Magallanes. Así, periódicamente fue reduciendo su perigeo, para iniciar su última fase de trabajo. Su epílogo empezó en mayo de 1992, cuando ya andaba escasa de combustible, y cuando pasaba a apenas 150 km. de altitud sobre el planeta. Su última transmisión se recibió el 8 de octubre de 1992, y se incineró en la atmósfera poco después, concluyendo una misión exitosa.

Entre sus resultados, el más importante fue la cartografía básica del planeta. Puso en evidencia que en su mayor parte el planeta era en general una planicie suave y lisa, aunque de ella sobresalían dos grandes placas continentales. Una situada en el ecuador, que recibió el nombre de Afrodita Terra, y otro, de la extensión de Australia, fue bautizada como Ishtar Terra. Es allí donde se concentran las mayores elevaciones, siendo el mayor el Maxwell Mons, que sobrepasan los 10 kilómetros de altitud. Por supuesto, notó la presencia de cráteres de impacto en la superficie, pero la escasa resolución (la máxima fue de 75 km.) y que varios terrenos se le escaparon, provocó que el conteo de cráteres no fuera preciso. El mapa de radar cubría un área de entre 73º norte y 63º sur. En cuanto a observaciones infrarrojas, pudo ver como a la altura del polo norte las nubes clareaban, no una, ni dos, sino muchas veces. Imágenes en ultravioleta pusieron en evidencia la continua actividad de los rayos en la atmósfera, así como la aparición de manchas negras que ocultaban las nubes en el lado diurno del planeta. En cuanto a los resultados de las sondas de la Pioneer Venus 2, depararon resultados casi idénticos: una neblina presente hasta 30 km. de altitud, y que no había fenómeno de convección entre los 10 y los 50 km. de altura.

El programa Pioneer Venus es, sin duda, y a pesar de no acaparar titulares, uno de los más exitosos que ha tenido la NASA. El tener una sonda orbitando un planeta continuamente desde diciembre de 1978 hasta 1992 ha proporcionado datos sobre un planeta en continuo cambio, además de ser una de las más longevas de la historia. Se merecía un lugar en esta crónica.

Enigmático Io

Era la noche del 7 de enero de 1610, en Padua. Galileo Galilei observaba Júpiter a través de su telescopio, y mientras lo miraba, comenzó a ver varios puntos que parecen rodearle por el ecuador. Al día siguiente pudo contar bien esos puntos, y vio que eran cuatro. Cuando lo hizo público, a través de esas observaciones y de otras, se confirmó que ese planeta poseía cuatro satélites. Otro astrónomo, el alemán Simon Marius, apareció para quitarle el descubrimiento a Galileo, pero con el tiempo se demostró que el genial astrónomo italiano los había visto antes. Sin embargo, Marius se llevó "su" victoria, ya que los nombres de estos cuatro satélites fueron sugeridos por el observador alemán.

Visto a través del telescopio, los cuatro satélites galileanos no son que cuatro débiles puntos que, en diversos momentos, se tapan unos a otros. Sin embargo, hay uno que parece llamar más la antención. Se trata de Io, y emitía, a ojos de los observadores, un color rojo mucho más intenso que el de Marte. De los cuatro, es el más interno, y se calculó su tiempo de rotación alrededor de Júpiter en unas cuarenta horas. Poco se podía hacer desde Tierra, y aunque varios ilustres astronómos, como William Pickering (descubridor de Febe, luna saturniana) y Barnard (que encontró Amaltea, y una de las estrellas más cercanas a la Tierra, que lleva su nombre) pudieron distinguir diferencias de lumunosidad, pero poco más. Tuvieron que ser las sondas espaciales las que nos resolvieran el misterio.

Se esperaba que la Pioneer 10 nos ofreciera las primeras vistas de todo lo principal allá en el hermano mayor del sistema. Pasando a unos 132.000 km. de la capa superior de nubes de Júpiter, tendría una interesante perspectiva, pero la enorme radiación reinante provocó una saturación en los intrumentos que nos privaron de las imágenes de este satélite en especial. Un año después, en diciembre de 1974, la Pioneer 11 pasó a 194.000 km. de las nubes jovianas, a la altura de los polos, y desde allí nos envió la primera imagen de esta luna, una visión del polo norte de Io. Con una resolución máxima de 375 km., y realizada desde más de 400.000 km. del satélite, solo pudimos ver su característico color amarillento y una serie de manchas oscuras indescifrables. Tuvieron que ser las Voyager las que nos mostraron la realidad de este satélite. Todo en él eran respiraderos volcánicos que expulsan lava contínuamente, y además pudieron observar una erupción.

Posteriormente, la sonda multipropósito Galileo, que tantas cosas nos mostró en el sistema joviano, realizó extraordinarias fotografías de este fascinante astro en contínua erupción, comprobando que allí no hay cráteres de impacto. En su último sobrevuelo, pasó a apenas 106 km. de su viva superficie, realizando imágenes con una resolución impresionante de los flujos de lava que recorren el satélite. Además, a lo largo de los años, fue capaz de ver cambios en varios lugares, modificados en relativamente poco tiempo. Sin duda, un gran vistazo. La última vez que hemos visto a Io con los ojos de una sonda espacial fue el 28 de febrero del 2007, cuando New Horizons cruzó el sistema joviano para coger velocidad en su camino a Plutón. Pasando a millón y medio de kilómetros de la capa superior de nubes del planeta, fue capaz de observar hasta tres gigantescas erupciones de tres volcanes distintos, mientras que gracias a sus instrumentos pudimos ver los puntos calientes de los volcanes y respiraderos en la zona nocturna. Desde entonces, seguimos esperando nuevas sondas que se acerquen. Quizás Juno nos enseñe alguna vez este satélite, pero no es seguro.

Vayamos por partes. Io es el cuarto satélite por tamaño del sistema solar, el tercero por tamaño de Júpiter y el quinto por distancia al planeta. Tiene un diámetro de 3.642 km., es el más interior de los galileanos, y se encuentra por completo en el interior del poderoso cinturón de radiación joviano. Da una vuelta a Júpiter cada 42'5 horas, y tarda lo mismo en dar una vuelta sobre sí mismo, como la Luna. Dista de la capa superior de las nubes del planeta unos 350.000 km., y respecto a sus compañeros orbitales Europa y Ganímedes, posee órbitas de resonancia, siendo la resonancia con Europa de 2:1 (Es decir, cada dos órbitas de Io, una de Europa), y la correspondiente con Ganímedes es de 4:1.

A la pregunta de por qué Io es tan diferente a todo lo que existe en el sistema solar exterior, es por dos motivos. Uno de ellos tiene que ver con Júpiter y su gigantesco tirón gravitatorio, que tira del satélite hacia él. El otro, es a causa de las órbitas de resonancia con Europa y Ganímedes, ya que las fuerzas de marea de estas órbitas tiran de Io al contrario de la fuerza de gravedad joviana. Este doble efecto provoca que el interior del satélite sea tremendamente caliente, provocando una fuente de calor interna bestial. Su corteza está formada de silicatos, por lo que es más parecido a los planetas del sistema solar interior que a sus acompañantes en Júpiter o a el resto de satélites del sistema solar exterior, mayormente creados por el hielo. Bajo la superficie existe una capa fluída de lava incandescente que alimenta contínuamente los volcanes.

Es sin duda el objeto más activo del sistema solar, y además es el objeto rocoso más caliente del sistema solar, más que Mercurio, y mucho más que Venus, ya que en los surtidores de lava se

han llegado a leer unas temperaturas de 1610º C. Expulsa la lava a velocidades cercanas a 1000 m/s, más o menos 20 veces más rápido que aquí en la Tierra. Se han llegado a observar gigantescas nubes de material que han llegado a más de 100 km. de altitud. Como es de suponer, la superficie de Io está formada principalmente por azufre, sulfuros, y gran cantidad de silicatos, dándole ese aspecto de colores pastel.

Sus características superficiales recibieron nombres de deidades o figuras mitológicas de todas las culturas terrestres relacionados con el fuego, las tormentas, e incluso provenientes del Inferno de Dante. Posee hasta al menos 10 cimas más altas que el Everest terrestres, y la más alta es Boösaule Montes, de hasta 17 km. de altura. Los orificios, respiraderos y volcánes son naturalmente omnipresentes. Se dividen en calderas, respiraderos y volcanes en escudo. De las calderas, también llamadas Patera, una de las más activas es Tvashtar, mientras que la mayor es Loki, con 202 km de diámetro.

De todos estos volcanes, naturalmente, salen largos flujos de lava kilométricos, siendo los que salen del volcán Prometeo los mas notorios, alcanzando más de 90 km. de largo, mientras que son los que salen de Masubi los más largos, superando los 500 km. Uno de los volcanes más activos es Zamama, una boca explosiva que siempre

ofrece espectáculo. La verdad es que es un satélite que cada vez que parpadeas

algo ha cambiado.

Un último ingrediente es que posee una tenue atmósfera, formada en un 90% de dióxido de azufre, lógica debido a las erupciones contínuas. Io es, además importante en conjunción con el campo magnético joviano, que ayuda a expulsar material volcánico del satélite hacia el espacio interplanetario, aunque también se queda algo de ese detritus. También provocado por el campo magnético, existe alrededor de toda la órbita de Io una nube de partículas que tiene su origen en el propio satélite. Formada por sulfuro, oxigeno, potasio y sodio, ésta se altera cada vez que Io pasa por ella, creado un efecto de "plátano" por el lugar en el que pasa. Otro efecto de Io en el campo magnético tiene que ver con el cinturón de radiación planetario que, mediante su rotación, provoca que las partículas de esa nube de material entren en contacto con acumulaciones de plasma relacionadas con los cinturones, y que llevan partículas hacia los extremos más largos de la magnetosfera joviana, alargándola más allá de lo normal, proporcionando un esquema muy particular.

Siempre hay un satélite que da la nota en cada planeta, como Titán en Saturno, Miranda en Urano, Tritón en Neptuno, pero nada como Io. Como hemos contado, es completamente distinto a cualquier otro objeto de la región, y es un lugar que se quiere estudiar con exquisito detalle. Si bien las sondas que hemos mencionado han estudiado en mayor o menor grado este satélite, se quiere hacer una sonda cuyo objetivo primario es estudiar en profundidad todo lo que ocurre en Io. Para ello, entre la multitud de propuestas de sondas que hay para enviar a estudiar cosas en un futuro más o menos cercano, existe una, llamada de momento Io Volcano Explorer, que sería una sonda que examinaría con instrumentos especiales los procesos que se dan allí, a lo largo de 18 meses de misión y 10 sobrevuelos, a lo largo de una órbita de resonancia, inclinada unos 49º respecto al ecuador joviano, recorriendo Io de sur a norte. Si bien no ha recibido autorización para su desarrollo, es una idea bastante atractiva. Equiparía generadores nucleares tipo ASRG, un compartimento blindado parecido al construido para Juno, y como mínimo cuatro experimentos: una cámara de alta resolución resistente a altas dosis de radiación (resolución máxima de 10 metros), un espectrómetro termal para cartografía (derivado del THEMIS de Mars Odyssey, resolución de hasta 1 km.), un espectrómetro de iones y masa neutral, herencia de Cassini, y dos magnetómetros. Despegaría a bordo de un Atlas 401 en el 2015, llegaría a Júpiter en el 2021, y sobrevolaría Io a alturas de hasta 100 km. de su superficie. Estaría adscrita a una de las secciones del programa Discovery. Pero lo dicho, de momento es una propuesta, sin financiación, y toda la información de este proyecto está en un documento muy elaborado. Esperemos que se decidan pronto.

Io es uno de los lugares más extraños y fascinantes del sistema solar. Si se quiere estudiar en profundidad el cómo del proceso volcánico, es el ideal. Aunque también es un lugar para soñar (¿Alguien recuerda la película "Atmósfera Cero"?)

Los 17 ojos de Curiosity, y más cosas

Ahora que Curiosity está en el espacio, es momento de hablar algo más detenidamente de algunas de sus características, de las que en otra entrada no comentamos. Este es el momento.

Antes de empezar, debemos recordar que este tremendo vehículo ha sido construido partiendo de la experiencia acumulada gracias a sus predecesores Sojourner, Spirit y Opportunity, y básicamente, posee características idénticas. Varios de los parámetros estrenados en el diminuto todoterreno de 1997 fueron adaptados y mejorados para sus hermanos mayores, los MER, y ahora el MSL también las equipa.

En total, Curiosity porta 12 cámaras de ingeniería, por las seis de los MER. Se reparten en cuatro cámaras de navegación y 8 cámaras de prevención de obstáculos, también llamadas NavCam y HazCam. Ambos sistemas son versiones casi idénticas a las que están funcionando por Marte a bordo de Opportunity, y evidentemente, servirán para lo mismo. Las cuatro NavCam están situadas junto al sistema Mastcam, en la parte exterior del montaje, en grupos de dos cámaras colocadas en vertical. Proporcionarán imágenes de navegación en blanco y negro, y combinadas también podrán realizar imágenes estéreo de la superficie. El sistema es redundante, por eso equipa cuatro cámaras. La separación entre ambas cámaras es el doble que en los MER, lo que mejorará las imágenes en 3D. Las cuatro cámaras tienen una apertura f/12, y son capaces de captar detalles de un tamaño de dos centímetros a 25 metros de distancia, y puede enfocar cualquier cosa desde 50 centímetros hasta el infinito

Las cámaras de prevención de obstáculos (o HazCam) en Curiosity son 8, cuatro en la parte delantera, y cuatro en la trasera, éstas situadas en parejas a cada lado del soporte del MMRTG. También derivan de las que llevan los MER, y son cámaras con lentes de ojo de pez, capaces de distinguir objetos de dos centímetros a 10 metros de distancia, y es capaz de ver desde cosas de 10 centímetros hasta el infinito. En gran medida el funcionamiento es idéntico al de las NavCam, y también proporcionarán imágenes estéreo del lugar en el que se encuentren. El sistema delantero está a 68 centímetros del suelo, y el trasero 10 centímetros más alto. Las HazCam estarán protegidas durante el vuelo y amartizaje por unas cubiertas, que una vez esté posado en el suelo marciano el todoterreno, unos mecanismos pirotécnicos se encargarán de retirar, para permitir su visión. La labor continuada de los MER en el planeta rojo ha permitido que la programación del sistema de navegación pueda tomar sus propias decisiones, basándose básicamente en las imágenes de las HazCam, y es una característica que Curiosity poseerá. Claro, que también responderá a las órdenes desde el centro de control, desde el cual se enviará la ruta a seguir planeada tras el estudio de las imágenes de las NavCam o incluso del sistema Mastcam.

En cuanto a los sistemas científicos, seguimos con las cámaras. En el anterior artículo ya hablamos de estos instrumentos, aunque hay características que nos saltamos. Empezamos con la que se usará primero, la MARDI, la cámara de descenso. La cámara que grabará el recorrido final en su amartizaje no es solo una cámara de vídeo de campo ancho, lo es a todo color, ya que equipa un tipo de filtro que es usado actualmente en todas las cámaras digitales que extisten a la venta. Grabará imágenes con un tamaño de 1600 x 1200 pixels por frame (imágenes de prueba aquí), que serán grabadas en una memoria flash interna con una capacidad de 8 Gb. Unas primeras imágenes desde esta cámara permitirán a los controladores de Curiosity tener las primeras impresiones sobre el lugar de aterrizaje. Dependiendo de la prioridad que haya en los siguientes días, el resto de la secuencia de la toma de Marte llegará al centro de control, donde las conjuntarán y nos proporcionará el vídeo desde el momento en que el escudo de reentrada se separa hasta que las ruedas han tocado el suelo. Desde una altura de 2 km., tomará instantáneas con una resolución de metro y medio. No solo eso, sino que durante el recorrido de misión, será usada para tomar imágenes directas del suelo obteniendo instantáneas de una resolución de 1’5 milímetros, para uso geológico o de seguimiento de sus recorridos.

También es a todo color la MAHLI. Es enfocable, y servirá para lo mismo que las MI de los MER, aunque la diferencia es que al obtener imágenes en color el estudio de las rocas será óptimo. Deriva así mismo de las cámaras comerciales, así como su sistema de autoenfoque y en el dispositivo CCD. Posee cuatro juegos de luces de diodos, dos de ellos son luces blancas para tomar imágenes de objetivos en sombra o para imágenes nocturnas, mientras que las otras dos proporcionan luz ultravioleta para que los minerales de las rocas resalten bajo esa luz. Desde una distancia de un metro, distinguirá cosas con un tamaño de medio milímetro. Además, es capaz de apuntar hasta el infinito, por lo que se usará para tomar imágenes de navegación, para revisar la estructura de Curiosity, y como el brazo robot es capaz de subir más alto que la altura del mástil de las cámaras, será capaz de tomar “autorretratos”, para diversos fines. Este es posiblemente el objetivo más versátil. Tomará imágenes de 1600 x 1200 pixels (imágenes de prueba aquí), y las imágenes se guardarán en una memoria interna de 8 Gb.

La herramienta más potente de Curiosity es el ChemCam, y es la que le proporciona ese aspecto de cíclope tan pa rticular. ChemCam se divide en dos partes, la microcámara remota (RMI), y el espectrógrafo de rotura inducido por láser (LIBS). El LIBS emite un haz láser de infrarrojos a una distancia de hasta 7 metros, vaporizando el lugar en que ha chocado. La luz emitida por la vaporización es analizada por el espectrógrafo, a través del telescopio de 110 mm. de apertura del RMI y una red de fibra óptica que viaja hacia el instrumento. Es capaz de calcular sin duda alguna la composición química de cualquier cosa que analice, incluso el agua. El RMI será capaz de realizar imágenes monocromáticas de 1024 x 1024 pixels de la zona vaporizada, para ponerlas en contexto, o realizar imágenes con independencia de la herramienta láser.

Y por último, las Mastcam. Cuando el proyecto del MSL se comenzó a gestar, la idea original de las

Mastcam era el de montar en el todoterreno dos cámaras gemelas con zoom incorporado, lo que las hubiera convertido en las primeras de su

tipo en viajar a otro planeta. El lento desarrollo de estos objetivos

propició que otro tipo de cámaras fueran diseñadas, y que finalmente serán las que viajarán a Marte. Sobre las cámaras gemelas con zoom, se siguió trabajando en ellas hasta que llegó la notificación oficial de que serían las otras, más sencillas y ya terminadas, las que volarían. Por lo tanto, las Mastcam son dos cámaras para dos objetivos concretos. En el lado derecho se sitúa la Mastcam-100. Diseñada para imágenes en modo teleobjetivo, lleva una lente con una longitud focal de 100 milímetros, como su nombre indica. Será capaz de distinguir objetos de al menos 7 centímetros a un km. de distancia. A la izquierda, la Mastcam-34, con una lente de longitud focal de 34 milímetros, para función de gran angular, realizando imágenes de campo ancho 3 veces más extensas que la Mastcam-100, y es capaz de distinguir objetos de 22 centímetros a 1 km. del todoterreno. En el resto, son prácticamente iguales: son cámaras a todo color de 2 megapixels, capaces de tomar instantáneas de 1600 x 1200 pixels (imágenes de prueba aquí). Cada cámara posee su propia memoria interna de 8 Gb, capaces de guardar miles de imágenes antes de su transmisión al centro de control. Ambas cámaras están situadas a 2 metros del suelo y se separan 25 centímetros la una de la otra. Las imágenes se pueden combinar para crear instantáneas estereoscópicas, y gracias a sus filtros, también son capaces de observar el espectro de infrarrojo cercano, así como otro filtro especial permitirá apuntar directamente al Sol para calcular la cantidad de polvo en suspensión en la atmósfera. Mastcam-34 también servirá para realizar las clásicas imágenes de 360º alrededor del vehículo

para examinar cada localización en la que se detenga. Para ello tardará unos 25 minutos y tomará 150 imágenes para completar un giro completo. Gracias a Mastcam-100 y su capacidad de ver más lejos que ninguna otra cámara, podrá identificar cualquier característica de la superficie que llame la atención a sus científicos para luego dirigirse a ella. Además, cada una es capaz de grabar vídeo en alta definición (720p) a una velocidad de captura de entre 4 y 7 frames por segundo, dependiendo del tiempo de exposición.

No cabe duda de que han echado el resto en sus sistemas visuales, pero hay otras curiosidades de Curiosity, y no solo en el propio vehículo. Existe un experimento que no está montado en el todoterreno, sino que va anclado en el interior del escudo de reentrada (que es el más grande fabricado hasta ahora). Se llama MEDLI, o instrumento de entrada, descenso y aterrizaje. Son un juego de sensores colocados por todo el escudo de reentrada que tomará datos ocho veces por segundo a partir de 10 minutos antes del contacto

con la atmósfera hasta 4 minutos después de la apertura del paracaídas. Debido a que la masa del conjunto de reentrada, sin contar con la fase de crucero expulsada previamente, es de 2431 kg., al diámetro (4’5 metros) del escudo de reentrada, y a la velocidad de entrada, será el vehículo que sufra un mayor estrés durante el proceso de contacto con la atmósfera, así que se han montado esos sensores para tomar medidas acerca de las condiciones del escudo de reentrada durante todo el proceso, para ayudar a diseñar futuras misiones que tengan como destino la superficie marciana, ya sea una sonda automática, ya sea un módulo de descenso tripulado. Concretamente son 7 sensores de presión (MEADS, sistema de datos de la entrada atmosférica marciana) y siete enchufes con múltiples sensores de temperatura (MISP, enchufes de sensores integrados). Cada enchufe de sensores lleva termoacopladores para calcular la temperatura a distintas profundidades de las losetas de protección térmica del escudo, y además incluye un sensor que mide el ratio de desprendimiento del material del escudo de reentrada. Los sensores de presión proporcionarán mediciones para concretar un perfil de densidad y de los vientos atmosféricos, además de medir la presión a la que es sometido el escudo, así como calcular la velocidad y la orientación de la cápsula de descenso. Serán datos muy importantes.

Para comunicación con el centro de control a través de la Red de Espacio Profundo de la NASA, posee tres antenas. La primera es la de alta ganancia en banda-X, a través de una antena hexagonal y omnidireccional de 0’3 metros de diámetro, construida en España y situada en el lado izquierdo del vehículo. Se usará para enviar y recibir comandos a Curiosity, a velocidades de transmisión superiores a 800 bits por segundo. La segunda, es la de baja ganancia, también en banda-X, solo para que Curiosity reciba comandos. Es una barra vertical sin movimiento, colocada detrás de la de alta ganancia. Y por último, el emisor-receptor Electra UHF, una evolución de las tradicionales antenas UHF, aunque más ligeras y con un mayor ratio de descarga. Es la segunda antena de este tipo que volará a Marte (la primera la lleva la MRO), y proporcionará un intercambio de información entre el todoterreno y las sondas en órbita, la Mars Odyssey, la MRO e incluso la Mars Express. Si bien la vía prioritaria es la antena de alta ganancia, la UHF transmitirá a una velocidad mucho mayor la información a sus compañeras orbitales para que éstas las transmitan al centro de control, también con una velocidad de transmisión mucho mayor.

La mayor diferencia entre los tres tipos de vehículos autopropulsados construidos por la NASA, es en el sistema térmico. Mientras que el Sojourner y los MER llevan unos calentadores internos que utilizan ridículas cantidades de material radioactivo y mantas térmicas, Curiosity equipa un sistema tremendamente eficaz, tanto, que no equipa esas mantas. Esta ha sido una de las razones por la cual el lugar de aterrizaje no se ha elegido por los rigores climáticos del planeta, sino por el del máximo interés científico. Una red de tuberías de unos 60 metros recorren hasta el más mínimo rincón del interior del todoterreno. Por esas tuberías circula un fluido, que curiosamente es calentado por el calor emitido por el MMRTG, y también posee la cualidad de eliminar el exceso de calor interno. Unas pequeñas chimeneas eliminan el exceso de calor que emite el MMRTG cuando no es necesario para calentar las electrónicas de la sonda. Como sistema de reserva, también posee calentadores eléctricos.

Las coordenadas de aterrizaje de Curiosity en Marte son las siguientes: 4’5º S, 222ª W, en el lado noreste del suelo del cráter Gale, de 154 km. de diámetro. La razón por la cual se ha elegido esta zona es por el máximo interés científico. Posee un pico central estratificado, además de tener minerales que parece que se han desarrollado en lugares húmedos. La elipse de amartizaje es reducida, de 20 x 25 km., a diferencia de las de las anteriores sondas. Todo esto es por el sistema de guiado, heredado de los transbordadores y las cápsulas Apollo. Un algoritmo de guiado de entrada calcula el posible error en distancia respecto a la elipse de aterrizaje y corregirlo sobre la marcha. El diseño de la aerovaina es similar al de las cápsulas Apollo, y para mantener el rumbo durante el contacto con la atmósfera posee cuatro grupos de propulsores del sistema de control de reacción. Este sistema permite variar la rotación y el rumbo, para una mayor exactitud en el proceso final de amartizaje. Varios equilibradores de masa colocados en las esquinas de la aerovaina permiten ayudar a los propulsores, para posteriormente ser expulsados antes de la extensión del paracaídas.

Sin embargo, hay dos razones más que la NASA no ha… reconocido. Una de ellas, según las malas lenguas, es que, debido al retraso del desarrollo del vehículo, y para enganchar a la gente, se ha buscado un lugar espectacular para que su desarrollado sistema de visión pueda proporcionarnos imágenes impactantes para así captar los máximos seguidores para la misión. Y la tercera de ellas tiene que ver con Opportunity. Os preguntaréis: ¿Qué tiene que ver el único MER funcional en la misión de Curiosity? Os lo diremos: Tenemos a Opportunity en Terra Meridiani, Spirit estaba en el otro lado del planeta, en el cráter Gusev, y ahora que su misión está terminada oficialmente, la sala que ocupaba el equipo científico de Spirit lo está por los de Curiosity, y no solo eso, ya que si se hubiera elegido un lugar de aterrizaje cercano al de Opportunity, el trabajo de ambos todoterrenos se molestaría, en cuestión de prioridad en el envío de comandos. Por ello, el cráter Gale se sitúa varios cientos de kilómetros al oeste de Gusev. Así, se volverá a tener funcionando en puntos opuestos de la superficie marciana dos todoterrenos. Nadie pensaba que los MER duraran tanto, ni siquiera que sus misiones coincidirían en tiempo con la de Curiosity, algo que, como sigamos así, ocurrirá a partir del 6 de agosto del 2012, cuando Opportunity, el Mariscal de Marte, lleve nada menos que 8 años y seis meses.

Y por último, un vídeo espectacular sobre cómo será la misión. Nos toca disfrutar.