Ventana al Espacio (XLVI)

Eyección de masa coronal (CME) del Sol, 31 de agosto, desde SDO

Gigantes de la exploración espacial: Stardust

La premisa del programa Mariner Mark II era la de investigar, a un relativo bajo costo, objetos no investigados o poco conocidos del sistema solar. De los tres proyectos adscritos, dos de ellos eran relativos a cometas: uno de ellos (CRAF) sería un orbitador para estudiar sistemáticamente el objeto, mientras que el segundo (CNSR) contemplaba la recolección de muestras cometarias. Recortes presupuestarios cancelaron el programa, salvando, eso sí, la tercera propuesta, una sonda para la investigación en profundidad del sistema de Saturno. Sin embargo, las propuestas cometarias siguieron en las mentes de los científicos, y mientras la ESA se quedó con la propuesta orbital, la idea de la recogida de muestras cometarias estuvo circulando por los despachos de la NASA hasta la aparición del programa Discovery.

Seleccionada en 1995 tras una dura competición con otras propuestas, Stardust tenía como principal objetivo la recolección de muestras de un cometa de manera pasiva. Otros objetivos eran la toma de imágenes de alta resolución del núcleo del cometa, así como la recogida de muestras de polvo interestelar (de un flujo de partículas galácticas que cruza el sistema solar, descubierto por las sondas Ulysses y Galileo) de la misma manera que serían recogidas las del cometa. Para su desarrollo se utilizaron partes de otras sondas, debidamente actualizadas, y también nuevos materiales.

Echando mano de diseños modulares usados para sondas de espacio profundo creados por la empresa Lockheed Martin, la estructura de esta sonda era rectangular, con unas medidas de 1’7 metros de alto, 0’66 metros de ancho y 0.66 de fondo. El bus de Stardust estaba fabricado a base de placas de fibra de grafito, acopladas a una estructura interna construida en aluminio, a base de celdas en forma de panal de abeja para

aligerar la masa máxima del vehículo. Para la estructura exterior fueron colocadas láminas de Kapton y policianato para protección contra las partículas del cometa. Dos paneles solares de tres secciones, colocados a los lados del bus proporcionaban la energía necesaria a una batería de níquel hidrógeno. En la parte delantera de los paneles solares se colocaron dos escudos Whipple como el instalado en Giotto para protección (capaces de proteger la sonda de partículas de hasta un centímetro de diámetro), y un tercero en la sección frontal de la estructura de la sonda, elaborados mediante placas de material compuesto, recubiertas de un material cerámico llamado Nextel (más resistente que el acero y muchísimo más ligero). Estaba estabilizada en sus tres ejes para orientación, complementada con dos sensores solares y dos escáneres estelares, acompañados por dos unidades de medición inercial. Para su propulsión incorporaba 16 propulsores, en dos juegos de 8 para maniobras durante el trayecto. Una antena parabólica de 0.6 metros de diámetro, fija en la parte superior, proporcionaba las comunicaciones durante los eventos principales, unida a un transmisor-receptor de banda-X, idéntico al usado en la sonda Cassini. Tres pequeñas antenas de baja ganancia garantizaban el contacto en las primeras fases de misión tras el lanzamiento o si existían problemas, junto con una antena de media ganancia, para su uso durante el resto del periodo de misión. El ordenador estaba controlado por un procesador RAD6000 (también usado en las sondas marcianas desde 1996 hasta el 2008), derivado de los usados para los ordenadores personales Macintosh, con una memoria RAM de 128 MB, que proporcionaba el control (un 20% utilizado por el software de control de vuelo) y a la vez el almacenamiento de los datos de los experimentos, junto con una pequeña memoria programable de 3 MB para almacenamiento de datos o software para ejecutar operaciones.

Su instrumental estaba formado por cuatro experimentos. El principal era la NC, o Cámara de Navegación. Utilizando el ensamblaje óptico de la cámara de campo ancho de las Voyager, prescindía del tubo Vidicon para así acoplarle una matriz CCD, proveniente de un repuesto de la misión Galileo, mejorada con el detector CCD de repuesto de 1024 x 1024 pixels para las cámaras de la sonda Cassini. Esta cámara realizaba imágenes en blanco y negro (resolución aproximada, 6 metros a 100 km. de distancia) del núcleo del cometa para su estudio. Un filtro de varias posiciones permitía el estudio en falso color y color casi real del núcleo para examinarlo geológicamente, así como para estudiar la cantidad de polvo y gases que emitiría. Su capacidad de tomar imágenes a distintos ángulos (proporcionada por un espejo en una pequeña plataforma móvil) permitía la obtención de instantáneas estereoscópicas. Delante de la abertura de la cámara estaba colocado un periscopio con la tarea de proteger la óptica de la cámara cuando entrara en la coma del cometa, y estaba formado por una serie de espejos fabricados a base de metales altamente pulimentados diseñados para resistir los impactos de los fragmentos de polvo emitidos sin que con ello se resintiera la capacidad de obtener imágenes claras. Este periscopio además proporcionaba una capacidad de aumento para que la cámara adquiriera imágenes de largo alcance para propósitos de navegación hacia su objetivo. En la fase de mínima altitud durante el encuentro cometario el periscopio no resultaba necesario. También disponía del CIDA (Analizador de Polvo

Cometario e Interestelar), instrumento diseñado para detectar y analizar las partículas y sus componentes. Estaba compuesto por un espectrómetro de masa unido a un tubo finalizado en un disco de plata diseñado para recibir los impactos de las moléculas para dirigirlas por ese tubo hacia el espectrómetro. Una vez las partículas llegaban al espectrómetro era capaz de medir la masa de los distintos iones (separadas de las partículas mediante una rejilla electrostática) a base de calcular el tiempo que tardaban en viajar dentro del tubo. Instrumentos similares viajaron a bordo de las sondas Vega soviéticas y de la Giotto europea para sus misiones hacia el cometa Halley. Otro instrumento era el DFMI, también llamado Instrumento de Monitorización del Flujo de Polvo. Montado en los escudos Whipple, eran una serie de sensores acoplados a un plástico polarizado especial que generaban pulsos eléctricos, para así medir el flujo, tamaño y distribución de tamaño de las partículas cometarias que impactaban en el escudo. Por último, el sistema de radio ciencia, aquí llamado Experimento de Ciencia Dinámica (DSE), para realizar mediciones utilizando el sistema de telecomunicaciones para calcular la masa del cometa. Además, utilizando la unidad de medición inercial registraba el impacto de las moléculas mayores contra la estructura de Stardust. Para la recolección de las muestras, echaron mano de nuevas tecnologías. Una cápsula de retorno de muestras (medidas: 81 cm. de diámetro, 50 cm. de alto), montada en la parte trasera de la sonda, equipaba en su interior una raqueta (denominada SSC o Recolector de Muestras de Stardust)

fabricada en aluminio, y con una serie de celdas rellenadas de un material a base de silicio, ultraligero, de ultra baja densidad, microporoso y tremendamente resistente llamado aerogel, capacitado para atrapar las partículas que expulsara el cometa. La raqueta poseía dos caras con una superficie captadora de 1000 centímetros cuadrados por las dos caras, siendo la cara “A” la encargada para obtener las muestras del cometa (grosor del aerogel, 3 cm.), mientras que la cara “B” recibiría las partículas de polvo interestelar (grosor del aerogel, 1 cm.). Una vez la raqueta estaba llena tras el sobrevuelo del cometa, un mecanismo, utilizado para abrir la aerovaina y sacar la raqueta, la volvía a introducir, cerrando herméticamente la cápsula de retorno de muestras, para su posterior retorno a la Tierra, usando una aerovaina, un escudo de reentrada (con un sistema de protección termal a base de un material ablativo especial apropiado para reentradas a alta velocidad), un par de paracaídas y una baliza UHF para su posterior localización una vez tocaba tierra. La inmensa mayoría de componentes de Stardust eran redundantes, por si fallaba el principal, el de reserva se activaba para cumplir su función. El peso en báscula de Stardust antes del lanzamiento era de 385 kg.

Colocada en la punta de un Delta 2-7426, su despegue estaba fijado para el 6 de febrero de 1999. Se produjo un día después a causa de pequeñas dificultades técnicas, colocándole en el espacio. El cometa de destino se llama 81P/Wild 2, un cometa de período orbital largo que, a causa de un paso muy cercano a Júpiter, alteró su órbita lo suficiente como para llevar a este cometa a las cercanías del Sol, por lo que se aprovechó esta rara oportunidad. El objetivo era acercarse al cometa a una velocidad relativamente baja para que el material emitido por la coma del Wild 2 no fuera letal para Stardust.

Durante su largo camino hacia Wild 2 (la recolección de muestras estaba prevista para el 2 de enero del 2004) tenía prevista una pasada cerca de la Tierra, prevista para el 15 de enero del 2001. Para ello tendría que hacer una órbita elíptica alrededor del Sol para regresar y así modificar su órbita

para hacerla coincidir con la del cometa. Eso sí, el 9 de noviembre de 1999, una de las mayores tormentas solares de toda la historia (100.000 veces más intensa que las habituales) afectó de lleno a Stardust. La NC y los escáneres estelares se saturaron de miles de puntos que el ordenador registraba como estrellas, y al perder la orientación correcta, entró en modo seguro para proteger los sistemas. La anomalía fue grave, aunque por suerte a los pocos días la sonda estaba de nuevo en un estado correcto y continuó con su trayecto. El 22 de febrero del 2000, Stardust expuso al ambiente espacial la raqueta del aerogel, para recolectar partículas del ámbito interestelar, y así estuvo hasta el 1 de mayo. Otro problema surgió en la NC, cuando, siendo usada para propósitos de navegación, se encontró que la lente estaba como empañada. Antes del sobrevuelo a la Tierra se decidió empezar a calentar el objetivo por si lo que se había acumulado era algo así como condensación. El sobrevuelo a la Tierra, realizado con éxito (pasó a 6.008 km. de nosotros, y luego a 98.000 km. de la Luna), confirmó que se había obrado bien, y las imágenes mejoraron. Si bien no lo suficiente como para maravillar, eran ya lo suficiente claras para operar con normalidad. Además de comprobar la mejora en la cámara, modificó la trayectoria para acercarla al Wild 2.

El año 2002 fue importante para Stardust. Fue el segundo período en el cual la raqueta estuvo expuesta a las partículas de polvo interestelar, esta vez desde el 5 de agosto al 9 de diciembre de ese año. Antes, obtuvo el record de ser la sonda alimentada por energía solar que había funcionado a mayor distancia de nuestra estrella (ahora lo posee Rosetta, y próximamente Juno). Además, aprovechó la coyuntura para acercarse a un

asteroide. Se trataba del 5535 Annefrank, una pequeña china a la que se acercó a  3.079 km. el 2 de noviembre. Este sobrevuelo fue usado como ensayo general de las operaciones que se realizarían con los sistemas de a bordo (entre ellos el nuevo software para seguimiento autónomo del núcleo, derivado del usado en Deep Space 1), y más importante aún, la cámara. Obtuvo varias imágenes que nos mostraron la forma irregular del objeto, pero poco más.

El momento crucial de la misión llegó el 2 de enero del 2004, cuando Stardust se aproximó a 237 km. de la superficie del Wild 2. La idea original era de haberlo realizado a 150 km, pero una revisión de los protocolos

de seguridad obligó a aumentar la distancia mínima para garantizar la supervivencia de la sonda. Aún así, extrajo la raqueta de la cápsula, y comenzó la recolección de muestras. A la vez, los instrumentos y la cámara empezaron a operar para tomar todos los datos posibles para estudiar al cometa. Las imágenes que tomó la NC evidenciaban un cometa con una superficie llena de agujeros (algunos muy profundos), cráteres, y sobre todo los chorros de material. Una vez todo acabó, la raqueta se guardó dentro de la cápsula de retorno, que se cerró herméticamente, y puso rumbo hacia la Tierra. Entre todos los impactos recibidos por la sonda, al menos 10 de ellos atravesaron la primera capa de protección de los escudos Whipple.

La fecha clave era la vuelta a casa con las muestras, programada para el 16 de enero del 2006. Sin embargo, en el mes de septiembre del 2004, cuando la sonda Genesis, que recolectó partículas que emitió el Sol, nos devolvió su cápsula de retorno, ésta se estrelló contra el suelo, a causa del fallo de los disparadores pirotécnicos del paracaídas, un fallo similar al de la sonda suicida de Galileo. La gente del proyecto Stardust revisó la manera en que fueron instalados los mismos sistemas en la cápsula de su sonda, alarmados por si les sucedería a ellos lo mismo. Con los dedos cruzados, ese mes de enero, Stardust alcanzó la Tierra, y soltó la cápsula a 110.728 km. de distancia, modificando después la trayectoria para evitar la colisión con la atmósfera

terrestre. En cuanto a la maniobra de la cápsula, fue tal y como se proyectó, reentró a la mayor velocidad de reentrada de un objeto fabricado por el hombre, y se posó suavemente en el suelo de las instalaciones del Utah Test and Training Range. Una vez la cápsula tocó tierra, fue trasladada a una base aérea cercana, metida en un avión rumbo a Houston para su transporte a las instalaciones de curación de materiales planetarios del Centro Espacial Johnson para su análisis. Mientras, Stardust fue colocada en órbita solar y fue puesta en hibernación, a la espera de que la encargaran nuevos cometidos. De los 85 kg. de combustible con los que fue cargada antes del lanzamiento, le quedaban en ese momento unos 30.

Una vez abierta la cápsula, en la raqueta se contabilizaban miles de impactos en el aerogel. Varios de los fragmentos eran de unas proporciones decentes, el mayor era de unos 1.000 micrómetros. En uno de los agujeros, se podría hasta meter un dedo meñique. El análisis de las partículas mostró una serie de elementos muy curiosos: se encontraron elementos orgánicos (principalmente glicina), dos de ellos con nitrógeno biológicamente utilizable, muchos tipos de hidrocarburos, silicatos deformados en conjunción con silicatos cristalinos (olivina y piroxeno) como prueba de la mezcla de partículas planetarias e interestelares. Silicatos hidratados y minerales de carbonato no fueron hallados entre las muestras. Entre las muestras del cometa, se detectaron 45 impactos de polvo interestelar. Más recientemente, un estudio en profundidad proporcionó pruebas de que en el cometa había agua, encontrando minerales que se forman en contacto con el agua, aunque en medios ambientes muy cálidos. Entre los minerales hallados, estaba el titanio y el vanadio. Fue una sorpresa gigantesca.

El 4 de julio del año 2005 la sonda Deep Impact se aproximó al cometa 9P/Tempel 1, y lanzó al Impactor para que se estrellara contra él, para crear un cráter que originó una nube de material en el momento de la colisión, que fue estudiado por observatorios orbitales (XMM-Newton, Hubble…) así como por telescopios basados en Tierra (los Keck de Hawaii…). Debido a la nube de material emitida y al destello provocado, Deep Impact fue incapaz de contemplar el cráter originado por el impacto, y la sonda se alejó del cometa, iniciando un nuevo programa de observación. Varios científicos se quedaron con las ganas, y la gente del proyecto Stardust dejó caer la idea de que su sonda podría ser llevada a observar el Tempel 1 para contemplar, en unos años, eso sí, el resultado de tan traumático evento. La propuesta oficial fue presentada a la NASA en marzo del 2006. También existía la posibilidad de construir una sonda específica para ello. Esta segunda opción era más cara, y además, Stardust estaba en un estado fabuloso. Así, el 3 de julio del 2007, la misión Stardust-NExT (Nueva Exploración del Tempel 1) quedó aprobada.

Esta nueva misión estaba diseñada para observar los cambios producidos en el cometa Tempel 1, así como realizar imágenes para cartografiar zonas de la superficie del cometa que no habían sido vistas por Deep Impact. Los objetivos eran en esencia seis: mejorar nuestra comprensión de los procesos que suceden en las superficies cometarias a base de fotografiar el Tempel 1, incrementar la geografía fotografiada de la superficie del cometa, así como los de los flujos planos de material, las zonas activas y las regiones que se sabe que poseen agua helada, caracterizar el cráter provocado por el Impactor de Deep Impact, medir la densidad y distribución de masas de las partículas del Tempel 1, y analizar la composición de las partículas de la coma del cometa, igual que hizo en Wild 2. Eso sí, para llegar al Tempel 1 sería necesario consumir el combustible restante, por lo que tras el sobrevuelo al cometa, inevitablemente llegaría el final de la misión.

Tras varios años de maniobras en el espacio (incluyendo un último sobrevuelo a la Tierra, el 14 de enero del 2009, a 9.100 km. de altitud), Stardust se colocó en la trayectoria para visitar el Tempel 1. Proyectada para el 14 de febrero del 2011, se acercaría a unos 200 km. del cometa, para poder ver

zonas no vistas previamente de la superficie su superficie, y posteriormente, ver la zona modificada por el Impactor. La fecha se cumplió, y pasando a 181 km. de altitud sobre el Tempel 1, tomó 72 imágenes del núcleo, dejando claro que el cráter provocado en el 2005 apenas se distinguía, ya que una franja de material oscuro era lo único que le delataba. Gracias a estas imágenes, se aumentó la cartografía a un 70% de la superficie del Tempel 1. Así, Stardust se alejó, con apenas unas gotas de combustible en su tanque.

Su siguiente actividad fue la última. El 24 de marzo del 2011, el centro de control transmitió la orden: encender los motores para consumir el combustible restante. Esto tenía un doble propósito: finalizar la misión de Stardust, y comprobar la tasa de consumo, asegurando así que la cantidad de combustible cargada en la sonda se había consumido en su totalidad, para, de esta forma, poder diseñar métodos de control de combustible más precisos para un mejor manejo de las naves espaciales. Una vez acabada la tarea, la última orden fue enviada. Era la que apagaba el transmisor. Era el fin de uno de los proyectos más longevos y exitosos de la historia de la NASA.

En total, fueron 12 años, un mes y 18 días de viaje por el sistema solar interior, sobrevolando la Tierra, el asteroide Annefrank, y los cometas Wild 2 y Tempel 1. Nos devolvió muestras del Wild 2, que nos han mostrado que los cometas son aún más complejos que lo supuesto anteriormente. Y desde luego, enseñó a la NASA nuevos métodos de control y navegación para futuras sondas espaciales. Sin duda, una labor ejemplar.

Por cierto, en el futuro tendrá una “heredera”, ya que en el 2016 la sonda OSIRIS-REx, viajará a un asteroide, recogerá muestras y las traerá a casa. Esperemos que su labor sea tan exitosa como la de esta extraordinaria sonda sobre la que hemos hablado.

A por los cinturones de radiación terrestres

Puede que no sea la más llamativa, ni la más espectacular, ni siquiera la más apasionante. Sin embargo, bajo nuestro punto de vista, su misión tiene una importancia capital para comprender la relación entre la Tierra y el Sol, y sus efectos con nuestras actividades. Pero antes, un inciso, relacionado con la misión.

Es posible que si os preguntáramos qué es la meteorología, respondierais: por supuesto, cómo no lo vamos a saber. Todos la sufrimos: Calor abrasador, tormentas, rayos, granizadas, etc., tienen un gran efecto sobre la sociedad. Pero, ¿y si preguntamos por la meteorología espacial? Seguramente recibiríamos alguna respuesta del tipo: ¿es que acaso llueve en el espacio? La verdad es que la respuesta es un poco más compleja, y aquí estamos nosotros para intentar responder dudas. Desde el descubrimiento del viento solar, y el estudio de su variabilidad, hemos comprobado que tiene un gran efecto sobre la magnetosfera terrestre, que posteriormente se puede trasladar a la misma Tierra. Al igual que el clima terrestre, en la meteorología espacial existen momentos de calma y épocas muy turbulentas.

La meteorología espacial depende exclusivamente de la actividad solar, que se rige por sus ciclos de 11 años. Sus efectos se sienten principalmente en la magnetosfera, la ionosfera, y en la alta atmósfera, y pueden poner en peligro los vehículos espaciales o buena parte de la infraestructura en la superficie. En los momentos de mínima actividad solar, se dice que hay calma en la meteorología espacial. En el máximo solar, muchos eventos solares provocan cambios bruscos en la magnetosfera terrestre que provocan a su vez cambios en la atmósfera. Las fuentes de meteorología espacial son varias: eyecciones de masa coronal (CME), sucesos muy energéticos generados en el campo magnético solar que provocan la expulsión de enormes nubes de material y partículas energéticas altamente cargadas que alcanzan la Tierra en dos días. Suelen generar las maravillosas auroras, pero son tremendamente peligrosas para los satélites orbitales (y no digamos astronautas) y pueden afectar grandemente a las redes de energía terrestres; llamaradas solares, que son sucesos que liberan grandes cantidades de rayos X que expulsan una gigantesca cantidad de energía. Uno de estos eventos puede provocar que la atmósfera se expanda, provocando que los satélites sufran una resistencia “aerodinámica” consistente en una reducción de la altitud deseada; regiones de interacción corrotantes (CIR), que son los conductores del viento solar, que varía de velocidad dependiendo de la actividad de la atmósfera solar y su magnetosfera. Debido a esta variabilidad del viento solar, se pueden provocar perturbaciones geomagnéticas en el entorno terrestre, provocando una acumulación de partículas energéticas; tormentas geomagnéticas, que se producen con el contacto de una CME o con el campo magnético interplanetario. A causa de uno de estos fenómenos, la potencia de la magnetosfera terrestre disminuye, permitiendo que las partículas cargadas procedentes de Helios o del espacio profundo entren en contacto con la atmósfera, provocando igual peligro para todo lo que se encuentre en sus cercanías. Si es importante pronosticar la meteorología aquí abajo, aún más lo es allí arriba. Satélites de la red GPS, de estudios del medio ambiente terrestre, la propia ISS y sus astronautas, así como gobiernos, deben conocer con margen suficiente cuál es la actividad solar para no poner en riesgo la infraestructura tecnológica en la superficie. Una CME que se introduzca en la Tierra puede provocar que las redes de energía de una zona de nuestro planeta se sobrecargue de energía, provocando incrementos peligrosos que pueden destruir por completo transformadores eléctricos, centrales productoras y tendidos, dejando a toda una región (o a varios países enteros) sin suministro eléctrico, y con ello, sin suministro de agua y/o calefacción. Actualmente tenemos varios satélites que estudian al Sol y sus ciclos de actividad. El principal es el veterano SOHO, que desde diciembre de 1995 lleva estudiando a Helios continuamente. Bajo el programa de Sondas Terrestres y Solares, se continúa con esta monitorización, tan vital para todos. El satélite TIMED lleva desde el 2001 examinando la alta atmósfera terrestre (una región muy poco explorada) para ver como evoluciona al contacto con la actividad solar, mientras que el dúo de sondas STEREO ha contribuido grandemente en los pronósticos de la meteorología a base de estudiar las CME’s en tres dimensiones en combinación con SOHO. Otras sondas, como Wind o ACE, también contribuyen con sus mediciones sobre el viento solar y los campos magnéticos interplanetarios a pronosticar los eventos de la meteorología espacial. Ahora, la NASA ha puesto en órbita una misión cuyo objetivo es estudiar la relación de la meteorología espacial en los cinturones de radiación de Van Allen, un aspecto muy poco conocido.

Reciben el nombre de Sondas de Cinturones de Radiación y Tormentas (RBSP), y pertenece al programa Living With a Star, adscrito a la división de Heliofísica de la agencia americana. De reciente creación, ya posee de dos proyectos en el espacio. El primero es el Observatorio de Dinámica Solar (SDO), y desde febrero del 2010 lleva observando a Helios con una resolución y calidad no vistas, obteniendo imágenes de nuestra estrella en alta definición. El segundo es el ahora lanzado. El objetivo de este programa es obtener la información científica necesaria para poder responder a esos aspectos del Sol y el medio ambiente espacial que afectan directamente a la vida y a la sociedad. La tarea de RBSP es estudiar en profundidad los cinturones de Van Allen y su variabilidad provocada por la meteorología espacial, que es capaz de averiar gran parte de los componentes electrónicos de los satélites, así como afectar gravemente la salud de los astronautas.

El proyecto incluye la construcción de dos satélites gemelos, que cargan el mismo conjunto de instrumentos para estudiar la extensión espacial y temporal de los cinturones de radiación, así como su contenido de partículas energéticas. Cada satélite se estructura de la misma forma. El bus es una caja hexagonal de aluminio con unas medidas de 1.8 metros de largo por 1.3 de alto, a base de un cilindro central y placas homogéneas y en forma de panal de abeja. Carga cuatro paneles solares desplegables, dos mástiles y un rico equipamiento. El ordenador usa como procesador principal el RAD750, usado en misiones de espacio profundo como Deep Impact, Mars Reconnaissance Orbiter, Juno, GRAIL o Curiosity. Posee una memoria RAM de 16 MB, mientras que el almacenamiento corre a cargo de un grabador de datos SD de 16 GB. Además, el sistema informático posee componentes altamente tolerantes a la radiación, para evitar que los sistemas de a bordo dejen de funcionar a causa de una dosis excesiva. Las comunicaciones las gestiona un transmisor de banda-S, unido a dos antenas para transmisión y recepción de datos y telemetría. Estas antenas están situadas de manera que permite un contacto permanente con Tierra, una en la parte superior y otra en la inferior. El sistema es capaz de transmitir 2 Mbps., permitiendo que cada satélite envíe diariamente hasta 6.61 GB de información. Los paneles solares están sujetos a la plataforma superior del bus, dando una forma de cruz a cada satélite, proporcionando una envergadura de 3.2 metros, y generando la suficiente energía para los sistemas de a bordo, almacenándola en sus baterías para funcionar durante los eclipses. Están estabilizadas por giro, a un ratio de 5 rpm., controlado por un grupo de 8 propulsores, que se encargan además de las correcciones de órbita y cambios en la velocidad de cada vehículo. El sistema de control de actitud se complementa con

sensores solares y escáneres estelares. Además, el eje de rotación fluctuará entre los 15º y los 27º para evitar un exceso de insolación. El equipo científico está formado por 5 componentes. El primero recibe el nombre de ECT, o Juego de Partículas Energéticas, Composición y Plasma Termal. Su misión es realizar las mejores mediciones de la magnetosfera interna de la Tierra en la historia a base de medir la velocidad, dirección y composición de las partículas de los cinturones de radiación. Está compuesto por tres instrumentos: MagEIS (Espectrómetro de Iones y Electrones Magnéticos) es un aparato que comprende cuatro sensores, uno de alta energía, dos de media energía, y uno de baja energía. Su labor es realizar las mediciones más claras posibles de los electrones e iones energéticos. HOPE (Espectrómetro de Masa de Helio, Oxígeno, Protones y Electrones) analizará los iones de helio y oxígeno así como los protones y electrones que encuentre en torno a cada satélite. REPT (Telescopio de Protones y Electrones Relativísticos) se encargará de observar y analizar lo que suceda en los eventos de tormentas geomagnéticas. REPT medirá el rango más alto de energía, HOPE el rango medio y MagEIS el rango bajo en los cinturones de radiación. En conjunto, el objetivo de ECT es establecer qué procesos físicos provocan aumentos de energía durante las tormentas geomagnéticas, averiguar los mecanismos dominantes de pérdida de electrones relativísticos en los cinturones, observar cómo trabaja el entorno de plasma de la magnetosfera interna para controlar la aceleración y pérdida de partículas en los cinturones, y desarrollar modelos para mejorar los pronósticos de los efectos de la meteorología espacial en los cinturones. EMFISIS, Juego de Instrumentos y Ciencia Integrada de Campo Eléctrico y Magnético, proporcionará los primeros estudios esenciales de ondas de plasma en los campos magnéticos y eléctricos para desvelar su interacción con los cinturones de radiación que provocan la aceleración, el transporte y la pérdida de partículas. Para ello, dispone de dos tipos de magnetómetros: MAG es un magnetómetro de núcleo saturado triaxial que se encarga de estudiar el campo magnético terrestre en general para ver su variabilidad lenta, mientras que MSC, Magnetómetro de Bobina de Búsqueda Magnética, prestará atención a la rápida variación en la potencia y en las ondas del campo magnético terrestre. Cada magnetómetro se sitúa al final de los dos mástiles, que se prolongan 3 metros más allá de los paneles solares de los que nacen, y proporcionan una envergadura de 8.1 metros una vez en su sitio. Además de estos instrumentos posee una unidad de procesamiento de

datos central con una capacidad de almacenamiento de 500 MB. Usando EMFISIS se espera obtener detalles acerca de la diferenciación entre los procesos que afectan a la aceleración, transporte, precipitación y pérdida de partículas de los cinturones, así como comprender los efectos de un tipo de corriente denominada de “anillo” y otros fenómenos de las tormentas geomagnéticas sobre los iones y electrones de los cinturones, junto con la determinación de cómo y por qué esta corriente de “anillo”, y fenómenos asociados, varían durante las tormentas geomagnéticas. EFW, Juego de Campos Eléctricos y Ondas, se encarga de detectar y seguir cambios en las fuerzas eléctricas a lo largo de la región de los cinturones de radiación. Está compuesto por diversas antenas extensibles: dos de ellas se extienden 50 metros desde lados opuestos del bus de cada satélite, dos de 40 metros nacen también de lados opuestos en el bus, separados 90º de las de 50 metros, observando por todo el plano de rotación. Para evitar variaciones en el ratio de rotación, cada una de estas antenas está enrollada en carretes como los de las cañas de pescar, y se extenderán de forma lenta. Junto con estas antenas, del eje de rotación (del centro de las plataformas superior e inferior) aparecen dos mástiles extensibles de 6 metros cada uno, con sensores ubicados en sus finales. Usando toda esta red de antenas (que le proporcionan a cada satélite una envergadura de 101.7 metros y una altura de aproximadamente 15 metros), que incluyen en su final una esfera del tamaño de una pelota de baseball, los investigadores serán capaces de comprender cómo las partículas altamente cargadas son aceleradas, dispersadas y transportadas por los cinturones de radiación. RBSPICE, Experimento de Composición de Iones de RBSP, es un instrumento con la labor de estudiar cómo se comporta en torno a la Tierra la corriente de “anillo”, una corriente eléctrica de partículas atrapadas por la magnetosfera que rodea por completo nuestro planeta. Este instrumento está especializado en detectar protones de media energía, electrones e iones en función a la energía y al ángulo, siendo capaz de medir el amplio campo de energías esperadas en la corriente de anillo, su intensidad y la composición de los iones tanto en los momentos de calma como en los eventos de tormentas geomagnéticas. Con RBSPICE, se podrán observar los efectos de esta corriente de “anillo” y diversos fenómenos solares sobre los cinturones de Van Allen, a la vez que permitirá detectar fenómenos desconocidos que provocan que esta corriente varíe durante las tormentas geomagnéticas. Gracias a los datos que proporcione, se podrán realizar modelos de predicción del comportamiento de los cinturones de radiación que serán usados para poner a salvo a otros satélites, así como mostrará la contribución de las tormentas geomagnéticas a la alimentación que sostienen a los cinturones de radiación. Y por último RPS, Espectrómetro de Protones Relativísticos. Este instrumento se centra en el estudio del cinturón de Van Allen interior, y a un tipo muy concreto de protones que pueden poner en grave peligro tanto a satélites como a astronautas. Para ello, tratará de resolver la cuestión de cómo los eventos de partículas energéticas solares, grandes tormentas magnéticas y ondas de choque interplanetarias afectan a esta zona. De esta manera, podrá observar cómo la desintegración de neutrones de albedo de los rayos cósmicos provoca el sostenimiento del cinturón de radiación interno a base de alimentarlo con protones, como resultado del choque con la atmósfera terrestre. Usando sus datos los científicos serán capaces de estudiar un ámbito bastante poco conocido, el de los protones de alta energía almacenados allí, que actualmente está sobreestimada. Además de esta tarea científica, RPS proporcionará a los ingenieros la base de un nuevo modelo estándar para el diseño de satélites resistentes a la radiación, básicamente porque lo que se conoce de estos ambientes es poco, y en algunos casos, nulo. En total, cada satélite posee 8 instrumentos que adquirirán datos de estas zonas prácticamente por primera vez. Además, estos instrumentos tienen la enorme ventaja de que funcionan cada uno de manera independiente, de manera que cada grupo científico asignado a cada instrumento puede trabajar con él sin interferir la labor del resto. Una vez los dos satélites fueron terminados y recibieron su carga de combustible, desplazaban una masa de 647.6 kg. para RBSP-A y 666.6 kg. para RBSP-B (a causa de que carga los mecanismos de unión y expulsión entre los dos vehículos), y en el momento del lanzamiento daban un peso en báscula de 1314.2 kg.

Para situarlos en el espacio, se ha recurrido a uno de los más usados de la actualidad: el Atlas V-401, la misma configuración que situó en el espacio a su compañera de programa SDO. Pero la verdad es que el lanzamiento ha sido toda una odisea. Estaba programado para el 24 de agosto, pero la fecha no se cumplió por un problema de comunicación entre el lanzador y el control de tierra. El 25 no se pudo por un empeoramiento del tiempo, mientras que el 26 se tomó la decisión de dejarlo para el 30 ante la proximidad del huracán Isaac. Finalmente se cumplió, y actualmente tenemos a esta pareja rodeándonos, preparándose para ponerse a pleno rendimiento.

¿Por qué dos satélites en vez de uno? Básicamente, para cumplir los requisitos del programa. Un satélite no sería práctico: si la misión solo actuara con un único vehículo, estaríamos muestreando estas zonas, pero seríamos incapaces de observar en tiempo real como varían en contacto con los fenómenos solares. Para ello, los dos satélites serán colocados en órbitas muy parecidas para que la zona del espacio examinada por la primera sea analizada por la segunda poco tiempo después. Si esta región explorada ha cambiado de alguna forma entre el paso de una y otra, se podrán construir los modelos de predicción tan largamente buscados.

Los cinturones de radiación de Van Allen se conocen desde el mismo principio de la era espacial. Los descubrió el Explorer 1, el primer satélite situado en órbita por EE.UU., y reciben el nombre del científico que informó de su detección, el profesor de la Universidad de Iowa James Van Allen. Misiones posteriores extendieron en cierta manera estos hallazgos, mostrando que existen en realidad dos cinturones. El interior se extiende desde la última capa atmosférica hasta los 6.430 km. de altitud, mientras que el segundo se extiende entre los casi 13.000 km. hasta los casi 42.000 km. de altitud. Se sabe que en torno a otros planetas (especialmente en Júpiter) hay estructuras análogas, pero se desconocen los procesos que los generan y mantienen, así como su comportamiento. Este es uno de los objetivos principales de RBSP, comprender por qué varían, como, y la manera en que se mantienen, a la vez que se estudiará su variabilidad como respuesta a la meteorología espacial. Con lo que nos proporcionen, seremos capaces de entender los procesos físicos que los gobiernan, y mientras, podremos pronosticar los eventos de la meteorología espacial para mitigar mejor que nunca sus efectos. No se ha podido elegir mejor época para lanzar este proyecto. Precisamente ahora el Sol está cerca del máximo, de manera que RBSP podrán completar un estudio inmejorable sobre la respuesta y la interacción de los cinturones de radiación con los fenómenos solares.

Para estudiar los cinturones de radiación, se han preparado dos órbitas paralelas, de esta manera, los dos satélites orbitan entre los 500 y los 675 km. en el perigeo, y los 30.050 y los 31.250 km., con una idéntica inclinación sobre el ecuador terrestre de 10º, tardando unas 9 horas en recorrerlas. Los dos satélites podrán intercambiar órbitas, de manera que el que un día es el vehículo líder, al siguiente puede ser el “perseguidor”. Desde estas órbitas, a lo largo de 2 horas y media, transmitirán todos los datos recogidos y almacenados durante buena parte de la órbita, mientras que se espera que durante un 90% de cada día, cada satélite retransmita datos en tiempo real del entorno que le rodea para usarlos como los satélites meteorológicos, es decir, para retransmitir información continua sobre la meteorología espacial y así pronosticar los eventos más peligrosos. De esta manera, RBSP se convierte en uno más de los eslabones de la cadena, uniéndose a ACE, SOHO, Wind, Cluster y los tres satélites restantes de la constelación THEMIS. Con la puesta en marcha de RBSP también se ha abierto un “servicio de meteorología espacial” que todo usuario registrado podrá seguir en tiempo real.

Con un periodo de misión principal de dos años (con capacidad de estar bastantes más) esta pareja podrán proporcionarnos detalles muy importantes. En una sociedad tan tecnológica como la actual, no podemos dejar que los fenómenos solares nos afecten. Son demasiadas las cosas que dependen de la tecnología, y cualquier llamarada solar o evento similar podría destrozar gran parte de nuestra infraestructura. Para los que dicen que invertir en misiones espaciales es tirar el dinero, nosotros les responderemos que si cada vez hay más artefactos espaciales allí arriba es precisamente para que el mundo sea consciente de los peligros que nos acechan de todas partes del universo, y también de lo “burros” que somos al creernos lo más del mundo. Estamos a merced de la naturaleza, y con misiones como esta lo que conseguiremos será paliar sus efectos cada vez mejor, pero habrá que seguir atentos. Un momento de despiste, y toda la civilización se derrumbará como un castillo de naipes ante el violento soplo del Sol. Mucho ojo.