Ventana al Espacio (XLVII)

Autorretrato de Curiosity, usando MAHLI, Sol 84

Gigantes de la exploración espacial: SMART-1

Si hay una palabra que define a la ESA, es la siguiente: innovación. Al ser una agencia sin los presupuestos sin límite que tuvo la NASA en sus primeros tiempos, para sus proyectos lo han tenido que suplir con imaginación e inventiva. Puede que haya tenido en órbita terrestre uno de los mayores satélites de observación de nuestro planeta (el potente ENVISAT) pero en cuestión de sondas espaciales, los presupuestos son restringidos. Aún así, a principios de la década de 1990, la ESA lanzó un programa científico con múltiples objetivos, tanto en el sistema solar como hacia la investigación del universo. Llamado Horizon 2000, incluiría satélites terrestres, sondas cometarias y marcianas (y posteriormente a Venus), así como telescopios de infrarrojos, de rayos X, de rayos Gamma, etc. Había otro lugar que se incluía en este programa, y no era otro que la Luna.

La idea de una sonda lunar partió de la Corporación Espacial Sueca, uno de los colaboradores dentro de la Agencia Europea del Espacio. La propuesta no solo era la de un vehículo que investigara diversos aspectos lunares, sino que también serviría para la prueba de nuevas tecnologías aplicadas a la exploración espacial.

Para esta nueva serie de demostradores tecnológicos, se creó el programa SMART, acrónimo de Pequeñas Misiones para la Investigación Avanzada en Tecnologías. El principal motivo de esta sonda, llamada SMART-1, era el de probar modelos de experimentos de reducidas dimensiones que operarían con la misma eficacia que los tradicionales. Aunque, sin embargo, la mayor carga tecnológica era su sistema de propulsión.

SMART-1 era una sonda de dimensiones modestas. Su caja de electrónica, con unas medidas de 1 x 1 x 1 metros incluía todos los sistemas de control, el motor principal y los experimentos de a bordo. A cada lado, dos largos paneles solares proporcionaban la energía necesaria para alimentar los sistemas de la sonda, además de una envergadura de 14 metros. De tres secciones cada uno, equipaban células solares de arseniuro de galio, más eficientes que las tradicionales de silicio. Estaba estabilizada en sus tres ejes, usando escáneres estelares avanzados, sensores solares y una unidad de medición inercial. Un grupo de propulsores químicos ayudaban a controlar la actitud de la sonda. Comunicaba con Tierra usando nuevos componentes como sistema principal, aunque también poseía un sencillo transpondedor en banda-S unida a una antena de baja ganancia. Lo demás, eran elementos novedosos. El buque insignia de este vehículo era el SEPP, o Propulsión Primaria Solar Eléctrica. Se trataba de un propulsor de energía solar de efecto Hall (nombre técnico Snecma PPS-1350-G), que utilizaba gas xenón como propulsante. Los átomos de xenón eran inyectados en una cámara de descarga con forma de donut, y son atacados por electrones, transformándolos en iones.

Dentro y fuera de la cámara de descarga se montaron bobinas transportadoras de corriente, generando y manteniendo un campo magnético orientado como los radios de las llantas de las ruedas. Mediante el efecto Hall, los iones y los electrones son desviados en direcciones opuestas dentro del campo magnético formando un campo eléctrico, que provoca que los iones sean expulsados por la tobera, para recibir nuevos electrones para anular la carga eléctrica y evitar que los iones regresen al interior del motor, y eso consumiendo 1.350 vatios de electricidad. Si bien el impulso específico era menor que el producido por los cohetes químicos, su eficiencia resultaba enorme, proporcionando con el tiempo un impulso diez veces superior al que se consiguen con los combustibles tradicionales. Su mayor ventaja es que puede operar durante largos períodos de tiempo para que vaya acumulando impulso, consiguiendo velocidades fabulosas. Un tipo de motor parecido ya se había probado, con éxito, en la sonda de la NASA Deep Space 1, demostrando la viabilidad de este tipo de propulsores. La diferencia era que mientras que en la sonda de la NASA fue utilizado para llevar a la sonda primero hasta un asteroide, y luego a un cometa, SMART-1 lo usaría para alcanzar la órbita de la Luna. Para comprobar el rendimiento del motor y tomar datos del sistema, fue montado el llamado EPDP, o Paquete de Diagnóstico del Propulsor Eléctrico, para así asegurar su correcto funcionamiento y para ayudar a diseñar futuros propulsores que incluir en nuevas sondas, y apenas pesaba 800 gramos. Su instrumental científico eran 6 experimentos miniaturizados. El sistema de televisión recibió el nombre de AMIE o Experimento de Micro Cámara Lunar Avanzada, que era una pequeña cámara a color acoplada a una rejilla CCD y un filtro de tres posiciones (para luz amarilla, luz roja, e infrarrojo cercano), para tomar instantáneas de la superficie selenita con una resolución máxima aproximada de 80 metros. El conjunto de la cámara solo pesaba 2’1 kg. Uno de sus espectrómetros era el D-CIXS, o Demostración de Espectrómetro Compacto de Rayos X. Combinaba un telescopio acoplado al espectrómetro, para la detección de los rayos X emitidos por los distintos minerales de la superficie lunar, y especialmente dedicado a la observación de magnesio, silicio y aluminio, aunque también era capaz de detectar, dependiendo de la actividad solar a la que era sensible el aparato, calcio, hierro y titanio. En conjunción con este instrumento, también llevaba el XSM o Monitorizador de los rayos X Solares, para detectar la variabilidad de la actividad solar para ayudar a la tarea del D-CIXS y hacer estudios individuales del Sol. Estos dos experimentos en su conjunto pesaban apenas 5’2 kg. El segundo espectrómetro era el SIR, o Espectrómetro Infrarrojo de SMART-1, se encargaba básicamente de realizar un mapa mineralógico centrado en la olivina y en el piroxeno con 256 longitudes de onda distintas, y apenas pesaba 2’3 kg. También equipaba el SPEDE, o Experimento de Polvo, Electrones y Potencial Energético de la sonda, lo utilizó para monitorizar la exosfera lunar y la cantidad de polvo en el entorno selenita. Apenas pesaba 800 gramos. Y el último era el KaTE, o Experimento de Telemetría, Seguimiento y Control en banda-Ka, se trataba de un sistema experimental de telecomunicaciones de alto rendimiento para el envío y retorno de datos de alta velocidad, además de para realizar las funciones radio científicas en la órbita lunar a través del experimento RSIS (Investigación de Radio Ciencia de SMART-1). Todo este sistema pesaba 6’2 kg. Otros componentes interesantes eran elementos tecnológicos puestos a prueba en la misión. Junto con KaTE, el motor iónico y el SPDP, cargaba dos interesantes elementos. Laser Link era un sistema de comunicaciones mediante un emisor láser que disparaba pulsos para que estaciones en Tierra especialmente preparadas recibieran esta emisión, en este caso, a una estación óptica situada en Tenerife. Las comunicaciones con láser son enormemente atractivas, pero problemáticas para una misión de espacio profundo. Con este experimento, y contando con AMIE como aliado, se esperaba poder dirigir el haz láser directamente a la estación de Tierra. OBAN, Navegación Autónoma de A Bordo, podría decirse que es el hermano europeo de AutoNav, desarrollado para las sondas americanas. Este complejo programa informático usaría toda la información a su alcance (a través del sistema de control de actitud) en conjunción con AMIE para que la propia sonda administrara su navegación durante todo el viaje hacia la Luna. De esta manera, la cámara de SMART-1 adquiriría imágenes de la Tierra, la Luna y de asteroides en el fondo estelar para poder establecer su posición y actuar en consecuencia. La masa total de SMART-1 en el momento del lanzamiento era de 370 kg, siendo 82 los correspondientes al combustible de xenón.

SMART-1 fue construida, ensamblada y realizó todos sus tests ambientales en las instalaciones de Saab Space situadas en Linköping, Suecia. Posteriormente, fue embarcada rumbo a Kourou para su lanzamiento a bordo de un Ariane 5, en compañía de dos satélites de telecomunicaciones, debido a las reducidas dimensiones de los tres vehículos y gracias a las tremendas capacidades del lanzador francés. Finalmente el lanzamiento se produjo el 27 de septiembre del 2003, y tras 42 minutos del proceso, SMART-1 quedó en una órbita de transferencia geoestacionaria de 7.035 x 42.223 km. de altitud sobre la Tierra. Entonces, llegó el momento de actuar para el motor iónico.

Para alcanzar la órbita lunar, iba a realizar a lo largo de dieciséis meses múltiples órbitas en combinación con el uso del motor iónico durante aproximadamente un tercio del tiempo de cada órbita en el perigeo. Aprovechando el impulso provocado por el motor iónico y el tirón gravitatorio terrestre, dedicaría ese tiempo para elevar el apogeo de la órbita hasta hacerla coincidir con la de la Luna, hasta dejarse atrapar por la gravedad selenita. Durante el tiempo de viaje, tuvo oportunidad de que sus experimentos funcionaran a modo de calibración, incluyendo las primeras imágenes de la cámara AMIE, enseñándonos tanto África como América del Sur en blanco y negro, y demostrando unas extraordinarias capacidades.

Llegado el mes de noviembre del 2004, dos meses antes de lo previsto gracias a la eficacia del motor iónico, SMART-1 había alcanzado un apogeo que la colocaba en la posición idónea para ser capturada por la gravedad lunar. Así, el 11 de noviembre llegó al punto Lagrange 1, en las cercanías de la Luna, entrando en su esfera de influencia. Posteriormente, el 15 de noviembre realizó su primer periselene, para luego completar su primera órbita lunar, altamente elíptica, a unas altitudes de 6.704 x 53.208 km., tardando unas 129 horas para completarla. Una vez confirmada su órbita, el motor iónico fue usado para decrecer la órbita de SMART-1 para adoptar la de trabajo. Al tiempo, comenzó a usar sus experimentos para la observación selenita.

Tras un período de tres meses, en febrero del 2005 fue aprobada una extensión de sus operaciones hasta agosto del 2006, posteriormente alargado hasta el mes de septiembre de ese año para combinar sus estudios con observaciones realizadas desde Tierra. No solo consiguió tomar desde su órbita imágenes sobresalientes, sino que detectó depósitos de calcio en el Mare Crisium.

Poco combustible quedaba en el depósito, y la financiación del proyecto se estaba consumiendo. Así, se preparó su tosco fin de misión para el 3 de septiembre del 2006. Mientras, fue bajando su órbita para ofrecer en sus imágenes detalles sorprendentes de la superficie lunar. Finalmente, su labor concluyó estrellándose contra la superficie selenita aproximadamente en las coordenadas lunares 34º 24’ S, 46º 12’ W, y pudo ser visto desde el continente americano y las islas del Océano Pacífico.

Los logros de esta diminuta sonda son más tecnológicos que científicos. SMART-1 ha sido uno de los mayores alardes tecnológicos de la ESA, demostrando que con pocos recursos e instrumentos se pueden conseguir resultados comparables a los de vehículos mayores. Pero sobre todo, el excepcional funcionamiento del motor iónico permitió que SMART-1 adoptara de manera tremendamente eficiente una órbita lunar mediante la cual realizar operaciones científicas. Durante todo su tiempo de misión, el motor iónico acumuló unas 5.000 horas de operación continua sin ningún problema. Fue tal el éxito cosechado por este sistema que el actual satélite de estudios de gravedad terrestre GOCE (que ha confeccionado el más preciso mapa de gravedad terrestre del momento) de la ESA montó una evolución de él, y en el futuro el proyecto europeo-japonés para la exploración de Mercurio BepiColombo, para su largo viaje hacia el primer planeta, montará el llamado MTM, o módulo de transferencia a Mercurio, que equipará tres motores iónicos con sus correspondientes paneles solares, que transportará a las dos sondas para el estudio mercuriano hasta allí a partir del 2014.

Por último, el éxito en las operaciones científicas de SMART-1 llevó a la ESA a contribuir en la misión lunar hindú Chandrayaan-1 con tres experimentos, siendo dos de ellos versiones mejoradas de dos usados en el pequeño demostrador tecnológico (SIR-2 y CIXS), que operaron maravillosamente hasta que la deficiente protección termal del vehículo hindú acabó con las electrónicas de control tras 312 días de operación selenita.

Y si queréis conocer otros alardes tecnológicos de la ESA, existe el programa PROBA, primo hermano del SMART, que está cosechando resultados realmente impresionantes.

Misión al planeta Tierra: un resumen

Desde el comienzo de esta Crónica, nos hemos centrado sobre todo en las misiones que se dirigen a otros planetas. A partir de ahora, también nos dedicaremos, en la medida de lo posible, de las misiones dedicadas a nuestro propio planeta. Son igual de interesantes, o más, ya que lo que nos proporcionan tiene un fuerte impacto sobre toda la sociedad, y si se combinan con la información obtenida por las sondas espaciales, puede tener buena parte de las respuestas de hacia dónde puede evolucionar la Tierra. La situación actual es la siguiente.

Desde principios de los años 1960, las agencias espaciales llevan estudiando nuestro planeta, el impacto de todas las características entre ellas, e incluso nuestro propio impacto sobre el medio ambiente. Todo este caudal de información nos ha proporcionado una perspectiva global en que cada elemento que da forma a la Tierra tiene un profundo impacto en el resto. De esta manera, la investigación terrestre mediante satélites ha llevado a un estudio general de lo que se ha llamado el sistema terrestre. Es por todos conocido que la Tierra posee tierra emergida, vastos océanos, y una atmósfera que permite la vida, y esta vida también permite mantener la atmósfera, controlar la climatología y evitar que las tierras emergidas pierdan todas sus propiedades. Además, la gran influencia del Sol provoca amplios efectos sobre el sistema terrestre, tanto en el mismo globo como en la magnetosfera que nos protege. Para ir conociendo mejor estos efectos, cada vez han sido puestos en órbita satélites más potentes y capaces con el objeto de paliar en su mayoría los efectos de los fenómenos que suceden en la Tierra y que ponen en peligro la sociedad. Por ello, cuanta más información se tenga, mejor se podrán pronosticar muchos de estos fenómenos y reducir sus efectos. También hay muchos satélites dedicados a ayudar a la sociedad de otras maneras: mejorar las cosechas, planificar la expansión urbana, estudiar la geología y la biología, y detectar nuevos recursos susceptibles de ser aprovechados. Con todo este conjunto, allí arriba tenemos una enorme legión que tienen observado nuestro planeta al detalle.

La NASA posee uno de los mayores programas de observación global de la Tierra, el llamado EOS (Sistema de Observación Terrestre). Este programa estaba integrado, cuando se creó, por 10 satélites, de los cuales tres son las herramientas principales. El primer vehículo del programa es Terra, también

llamado EOS AM-1. Recibe este nombre por la palabra latina que significa Tierra, y uno de los objetivos fundamentales de este satélite es el estudio de la superficie continental, pero también estudia a la vez la atmósfera, la climatología y los océanos. Es un gran satélite de 6.8 metros de largo x 3.5 de diámetro, y a plena carga, daba un peso en tierra de 5.190 kg. Está situado en una órbita polar sincrónica solar, a 705 km. de altitud, que cruza el ecuador a las 10:30 de la mañana de norte a sur (nodo descendente), y equipa cinco instrumentos muy capaces (ASTER, CERES [dos unidades], MISR, MODIS y MOPITT) capaces de observar la superficie (resoluciones de 15 a 250 metros), monitorizar los efectos de las interacciones entre las cuatro esferas terrestres (superficie emergida, océanos, atmósfera y biosfera), mientras que
analiza y sigue la cantidad de sustancias que genera la polución de las ciudades. Los objetivos de Terra en esencia se estructuran en cuatro (comenzar la monitorización a largo plazo del sistema terrestre, ayudar a la predicción de desastres, mejorar nuestra habilidad de detectar los efectos del ser humano sobre el planeta, y proporcionar los primeros datos estacionales y anuales del sistema terrestre) y desde su lanzamiento en diciembre de 1999, hasta la fecha, lo está realizando con devoción y atención. Otra de las misiones de Terra es obtener información sobre la cantidad de energía solar (o radiación termal) que llega a la Tierra, cuánta la abandona y cuánta se queda por efectos de los gases de la atmósfera. Terra es considerado el buque insignia de EOS, de esta manera lidera una de las dos principales constelaciones de satélites de monitorización terrestre, la llamada Constelación de la Mañana, que junto con Terra, hay otros tres satélites que comparten sus características orbitales. En mayo del 2002 la NASA lanzó el “hermano” de Terra. Recibió el nombre de Aqua (o EOS PM-1), por la palabra latina para Agua. Situado en una

órbita en esencia idéntica, pero en otra posición distinta (también orbita a 705 km. sobre la Tierra, pero cruza el ecuador a la 1:30 de la tarde de sur a norte, también llamado nodo ascendente) como su propio nombre indica está dedicado al estudio de las masas oceánicas, su interacción con la atmósfera y la superficie continental. Comparte con Terra el diseño del bus, aunque es un poco más grande (4.81 x 16.70 x 8.04 metros) y más ligero (2.934 kg. en el momento del lanzamiento). Aqua también es líder de su propia constelación de satélites, la Constelación de la Tarde, más conocida como Tren A, dedicada principalmente al estudio en general de la atmósfera. También dispone de seis instrumentos (AIRS, CERES [dos unidades], MODIS, AMSU-A [dos unidades], AMSR-E y HSB), y está dedicado a proporcionar datos sobre el ciclo del agua, la circulación oceánica, el cambio global, los efectos de las nubes y de los procesos hidrológicos terrestres sobre el clima y la respuesta de los ecosistemas al cambio global y el ciclo del carbono atmosférico. Y en julio del 2004 se puso en órbita el tercero de los satélites principales de EOS. Aura (por la palabra latina que significa aire), como su nombre indica, está

centrado en la observación de la atmósfera. Comparte plataforma con Terra y Aqua, y tiene unas dimensiones de 4.70 x 17.37 x 6.91 metros, y declaraba un peso en báscula de 2.967 kg. Comparte Tren A con Aqua, y es el que cierra esta constelación. Carga cuatro instrumentos (HIRDLS, MLS, OMI y TES [no confundir con el instrumento TES de la sonda marciana Mars Global Surveyor]) dedicados a controlar la calidad del aire en la atmósfera, la cantidad de ozono atmosférico y el clima en general. De esta manera, en combinación con Aqua y el resto de satélites del Tren A, Aura proporciona una visión global de la evolución mensual, estacional y anual de la atmósfera terrestre. Recientemente, se ha puesto en órbita un satélite de nueva generación para ayudar, y posteriormente sustituir, a estos satélites. Se llama Suomi NPP, Asociación Polar Nacional Suomi, conocido antes como Proyecto Preparatorio

NPOESS (Sistema Nacional de Satélites Medioambientales Operacionales en Órbita Polar). Este vehículo es una mezcla de satélite medioambiental y probador de nuevos instrumentos tecnológicos, que en un futuro puedan incorporar los satélites sustitutos de Terra, Aqua y Aura. Esta misión debería haber sido lanzada cinco años antes de cuando lo ha hecho (noviembre del 2011) y los avatares políticos han provocado cambios en la formulación de los proyectos. El principal es que NPOESS fue reestructurado para convertirse en JPSS, Sistema Conjunto de Satélites Polares, en el que colaboran la NASA y el NOAA, la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica, en esencia, el servicio meteorológico estadounidense. Debido a que muchos de los datos de EOS acaban siendo utilizados por los servicios meteorológicos, el NOAA ha decidido colaborar con la NASA para así compartir datos y reducir el tiempo de procesamiento y distribución. Suomi NPP es un satélite de gran tamaño (2.128 kg. a plena carga) que equipa cuatro instrumentos novedosos (VIIRS, CrIS, ATMS y OMPS) y una actualización de uno ya existente (CERES). En esencia, su misión se puede comparar a la de Terra, Aqua y Aura, con unos objetivos similares, ya que monitoriza la superficie y los océanos, analiza la atmósfera (temperatura y humedad) y determina la cantidad de ozono atmosférico, aunque con la diferencia de que orbita a mayor altitud. Las características orbitales de Suomi NPP recuerdan a las del Tren A, es decir, trayectoria polar sincrónica solar, cruzando el ecuador a la 1:30 de la tarde en nodo ascendente, pero a 824 km. El objetivo final de Suomi NPP es servir de puente entre EOS y JPSS, proporcionando continuidad en los datos entre estos dos programas.

Todo esto, en cuanto a la NASA. Lo contado arriba no quiere decir que otras agencias estén de brazos cruzados, todo lo contrario. La Agencia Europea del Espacio también tiene un muy importante programa de monitorización del sistema terrestre. Se llama Living Planet, y ha desplegado satélites muy útiles para controlar la evolución de diversos aspectos de nuestro planeta. Los principales satélites que tenía la ESA para monitorización global, por desgracia, han dejado de operar. Este programa se inició en 1991 con el lanzamiento de ERS-1, el satélite europeo de escaneo remoto, al que le siguió ERS-2 en 1995. Usando instrumentos idénticos en general, estos dos gemelos han revolucionado la visión que tenemos de la Tierra, y esta visión alcanzó grado superlativo con Envisat, un gigante de más de ocho

toneladas de peso en Tierra capaz de observar el sistema terrestre de una vez, obteniendo imágenes en visible, a través de radar, e infrarrojas, mediciones de la topografía terrestre y oceánica, datos atmosféricos acerca del ozono, humedad y aerosoles, y calcular la velocidad y dirección del viento. Envisat fue situado en órbita polar en marzo del 2002, y ha funcionado conjuntamente con ERS-2 (ERS-1 cesó sus operaciones en el año 2000) proporcionando información muy importante, consiguiendo monitorizar desastres con una precisión sin precedentes. De esta manera, entre erupciones volcánicas, incendios, riadas, etc., ha sido muy solicitado. También se hizo famoso siguiendo el desastre de aquel buque petrolero, el Prestige, que llenó de porquería gran parte de la costa gallega. Como hemos dicho, ya no los tenemos. ERS-2 fue apagado en septiembre del 2011, y Envisat se perdió en abril de este año. Se esperaba que el mayor satélite de investigación terrestre pudiera funcionar hasta el 2014, que era la fecha en la que la ESA esperaba tener en funcionamiento los sustitutos de Envisat.

Hasta ahora hemos hablado de los satélites multipropósito. Acompañándolos, existe también una alta concentración de satélites con objetivos mucho más concretos, que se pueden dividir en todas las partes del sistema terrestre: la superficie, los océanos, la atmósfera y la magnetosfera. De la primera categoría, son posiblemente los menos conocidos. En abril de 1999, la NASA lanzó para el programa de satélites comerciales Landsat el Landsat 7, el hasta ahora último de esta serie de satélites. Este satélite desplazaba menos de dos toneladas en el momento del lanzamiento, y trabaja en una órbita polar sincrónica a 705 km. sobre nuestro planeta. Realmente Landsat 7 se puede considerar como el primer satélite de la Constelación de la Mañana, ya que alcanzó esa trayectoria ocho meses antes que Terra. Solo porta un instrumento, el ETM+ (Cartógrafo Temático Mejorado Plus), que es capaz de observar la superficie terrestre con una resolución de 15 metros en blanco y negro, 30 metros en visible, infrarrojo cercano e infrarrojo medio y 60 metros en infrarrojo termal. Fue diseñado para realizar imágenes del suelo en forma de tiras diagonales de 180 km. de ancho, que luego un sistema corrector de a bordo procesaba para ofrecer productos de alta calidad compensando el movimiento orbital de Landsat 7. Es capaz de producir 532 imágenes al día, guardándolas en una memoria de estado sólido de 378 gigabits. Por desgracia para la misión y los usuarios de estas imágenes (granjeros, planificadores urbanos, políticos, geólogos, etc.) en el año 2003 el sistema corrector dejó de funcionar de manera permanente, dando como resultado una pérdida de un 22% de los datos adquiridos por el satélite. Aún con eso, Landsat 7 sigue siendo válido, y gracias a todas las imágenes recolectadas este archivo ha sido utilizado para crear varios servicios de mapas por internet, uno de los más célebres el Google Maps. Un minuto por detrás de este vehículo, está uno de los más curiosos y desconocidos: Earth Observing-1. Este satélite, lanzado en noviembre

del 2000 junto con el argentino SAC-C, que comparte Constelación con ellos, pertenecía en un principio al programa de desarrollo tecnológico New Millenium, y estaba dedicado en principio a la validación de novedosos componentes diseñados para simplificar, reducir y abaratar los vehículos espaciales manteniendo unas capacidades científicas idénticas (o superiores) a los ya existentes. Comparado con Terra es bastante pequeño, si lo hacemos con Envisat resulta diminuto (apenas 573 kg.). Sin embargo, eso no quiere decir que sea menos capaz. Earth Observing-1 fue construido para probar y validar nueve avances tecnológicos, siendo tres de ellos componentes científicos. El principal, ALI (Cámara Terrestre Avanzada) es un sistema diseñado para probar que con elementos más pequeños puede obtener resultados comparables a los que consiguen los satélites Landsat. El principal motivo de este sistema es hacer una comparación directa con el ETM+, para así poder desarrollar cámaras más capaces y más pequeñas para futuros satélites de este programa. ALI tiene mejor resolución en blanco y negro (10 metros), mientras que en modo multiespectral comparte los 30 metros, aunque con 9 bandas espectrales por las siete del ETM+. El diseño de ALI es radicalmente distinto, permitiendo observar continuamente la superficie con un conjunto lineal de espectrómetros, con los que consigue escanear todo el ancho del campo de visión a modo de tiras estrechas verticales por cada espectrómetro del conjunto, para luego unirlas para crear la imagen requerida, en vez de hacer barridos por toda la zona de escaneo. ALI tiene un acho de escaneo de 37 km., con el que puede concentrarse en zonas más concretas. A la vez, dispone de otros dos sistemas muy interesantes. Hyperion es una cámara hiperespectral que es capaz de observar la superficie terrestre en 220 bandas espectrales distintas a la vez, para de esta manera hacer una clasificación precisa (resolución máxima, 30 metros) de la vegetación de los ecosistemas, mientras que AC (Corrector Atmosférico) se encarga de estudiar la atmósfera para corregir los efectos de la distorsión que provoca en las imágenes. Pensado para una misión de un año, ampliable a 18 meses, se ha convertido por derecho propio en una herramienta de monitorización superficial valiosísima. ALI, lejos de su operación tecnológica, ha ayudado a sustituir los huecos dejados por Landsat 7, proporcionando imágenes de una resolución sin

precedentes, usadas principalmente para observar fenómenos terrestres (principalmente vulcanismo), cambios en la superficie, efectos de los desastres, etc., mientras que Hyperion se ha destacado en el estudio de las masas forestales (principalmente en el crecimiento), seguimiento de incendios para identificar las clases de combustibles, detección de especies invasoras, etc. Su misión no tiene visos de acabar.

Los océanos de la Tierra ocupan un 70% del total de la superficie terrestre, por lo que es justo afirmar que es la principal característica de nuestro planeta. Principalmente es el motor de la meteorología, y además tiene un gran efecto en la reducción del dióxido de carbono atmosférico, absorción y expulsión del exceso de calor solar, y otros muchos efectos. De esta manera, su estudio y monitorización tiene una importancia capital. Si bien con Terra, Aqua o Suomi NPP se consiguen datos importantes, ha sido necesario crear y construir vehículos específicos para ello. Los más importantes son los dedicados al estudio de la topografía de la superficie oceánica. A pesar de que creáis que su estudio podría ser inútil, la continuidad en la adquisición de datos topográficos del océano desde 1992 ha proporcionado conclusiones muy importantes en aspectos como la meteorología y la climatología. En la actualidad, el proyecto conjunto NASA/CNES (la agencia espacial francesa) tiene una grandísima importancia, tanto, que el NOAA como la agencia meteorológica EUMETSAT europea se ha introducido en la misión para tener acceso directo a los datos y así tener herramientas para predecir la meteorología con una precisión desconocida (aunque no

lo parezca en muchos casos). Tanto Jason 1, lanzado en diciembre del 2001, como el más moderno OSTM/Jason 2, elevado en junio del 2008, están obteniendo información muy importante en muchos campos de la oceanografía y la climatología desde sus órbitas situadas a 1.336 km. de altitud, inclinadas 66 grados respecto al ecuador terrestre. Entre sus beneficios están el estudio de la variabilidad oceánica (los océanos nunca permanecen iguales), cambios en el nivel de los mares (aumentando 3 milímetros al año, medidos desde 1993), ondas planetarias, mareas oceánicas, etc. Gracias a esta continuidad de datos se ha podido completar un modelo del posible comportamiento de los océanos, ha mejorado los pronósticos de los peligrosos fenómenos de El Niño y La Niña, de la formación de huracanes, la circulación oceánica de las corrientes marinas, mejorar las rutas de navegación, ayudar a las industrias radicadas en los mares tales como la de la pesca, e incluso a la de la investigación científica respecto a los arrecifes de coral y la migración de las ballenas y otros mamíferos marinos, a la vez que se pudo monitorizar la evolución del Tsunami del Océano Índico de diciembre del 2004. Conociendo la circulación oceánica se puede seguir el transporte de la energía calorífica que llega del Sol, un aspecto que tiene gran efecto sobre la meteorología de todo el planeta. Otro aspecto útil para el estudio de los océanos es el viento. A partir de las mediciones de velocidad y dirección del viento en la superficie oceánica se pueden obtener detalles muy importantes. QuikScat es el único satélite actualmente

entregado a la causa. Lleva desde junio de 1999 observando globalmente nuestro planeta para crear mapas actualizados sobre estos aspectos. Para ello usa un radar modificado, y utiliza para ello una antena parabólica unida a un mecanismo rotatorio. Cuando operaba a pleno rendimiento, era capaz de pronosticar, y posteriormente seguir, la formación de huracanes, ciclones y cualquier cosa que se le parezca, y a la vez permitir la monitorización de los monzones, la realización de pronósticos del tiempo, ayudar a la navegación marítima, etc. Si resulta curioso este proyecto es porque seguramente posee el record del más rápido desarrollo, ya que desde el inicio del proyecto hasta su colocación alrededor de la Tierra apenas transcurrieron 11 meses. En sus primeros meses de operación ya dio pruebas de su valía, obteniendo mejores resultados de los proyectados, permitiendo observar, un mes después de ser lanzado, la formación, evolución y dispersión de la tormenta tropical Olga en el Pacífico occidental. Hemos hablado en pasado sobre su capacidad de pronósticos fiables debido a que en el 2009 los cojinetes del sistema de rotación de la antena de radar se desgastaron en exceso, a causa de la edad, ya que habían sido diseñados para funcionar con garantías durante 5 años. A pesar de perder esa capacidad (con la que conseguía barrer la Tierra con una anchura de 1.800 km. desde su órbita polar a 800 km.) todavía dispone de la capacidad de recoger información, almacenarla y transmitirla después al centro de control. De esta manera, aunque su utilidad de ha reducido, sigue siendo un recurso valioso, ya que sirve tanto para la ciencia como para fuente de comparación con sistemas similares (cuando se lancen, por supuesto). Con QuikScat se podría decir que se inició la política del Faster, Better, Cheaper en las misiones terrestres, introducida para realizar proyectos más baratos y de rápido desarrollo, con objetivos muy concretos. De esta manera, QuikScat es un pequeño satélite de 2.2 x 2.7 x 1.4 metros, con una extensión de paneles solares de 3.8 metros y una masa de despegue de 970 kg. Existe también una tercera área con la que poder estudiar los océanos y su circulación. Nos referimos a la gravedad. Muchas sondas espaciales, enviadas a cuerpos sólidos del sistema solar, usando los equipamientos de radio con los que son dotadas, pueden ofrecer información sobre la distribución de masas de un planeta, obteniendo así mapas gravitatorios y modelos de la estructura interna de los cuerpos. En planetas como Mercurio, Venus o Marte, en satélites como la Luna, o incluso asteroides como Vesta, esta tarea es fácil. Al ser cuerpos homogéneos, cuantas más órbitas se realicen mejor caracterización del campo gravitatorio de un cuerpo, ya que permanece inalterado. En la Tierra esto es imposible, causado principalmente por los océanos. Al estar en continuo movimiento, principalmente por las corrientes, el campo gravitatorio terrestre fluctúa, por el hecho del transporte de las aguas frías (más densas) y de las aguas cálidas (menos densas). De esta manera, a través del estudio de la gravedad se pueden estudiar las corrientes oceánicas y el transporte de calor por parte del océano. Para conseguirlo, la NASA, en conjunción con el Centro Aeroespacial Alemán, desarrollaron y lanzaron en marzo del 2002 la misión GRACE (Recuperación de Gravedad y Experimento Climático), que consiste en dos satélites gemelos (Tom y Jerry) que orbitan a 500 km. de altitud sobre los polos de nuestro planeta y

separados el uno del otro unos 220 km. Para obtener datos precisos sobre la gravedad, una señal de microondas en banda-K une ambos satélites, y cada vez que el satélite líder se aleja a más distancia del perseguidor éste puede detectarlo, para luego ser éste el afectado, reduciendo otra vez la distancia. Esta misma aproximación ha permitido realizar la misión lunar GRAIL. El uso de GRACE ha permitido seguir los movimientos de las corrientes oceánicas, descubrir acuíferos, controlar la alimentación de más agua proveniente de las masas de hielo, descubrir un cráter enterrado en la Antártida, y monitorizar el desarrollo del tsunami del Océano Índico de diciembre del 2004. Más recientemente, la ESA ha aportado su granito de arena a la tarea. En marzo del 2009 puso en órbita su mayor joya tecnológica: GOCE (Explorador de Campo Gravitatorio y de Circulación Oceánica de Estado Constante). Podríamos decir que este es el primer satélite “aerodinámico”. Es alargado, posee forma de punta de flecha y dispone de alerones. Su órbita es inusualmente baja (270 km.) en la cual está muy afectado por

la resistencia atmosférica. Sin embargo, gracias a la combinación de diseño (adopta dos motores iónicos derivados del probado en SMART-1 para controlar su actitud junto con los tradicionales propulsores químicos) y una órbita muy baja ha podido mejorar los datos de GRACE de manera muy notable. La aproximación técnica de su sistema científico es completamente distinta a la de los pequeños husmeadores de la NASA, pero los resultados son prácticamente idénticos. GOCE dispone de tres osciladores ultraestables situados de manera triaxial, de manera que a través de los efectos de la gravedad sobre estos osciladores se pueden derivar los datos gravitatorios requeridos. En el momento del lanzamiento cargaba 40 kg. de gas xenón para su sistema iónico de control de actitud, y se afirmaba que cuando éste se consumiera, 20 meses después del lanzamiento, la misión se declararía terminada. Por suerte, la inusualmente baja actividad solar (que suele provocar en las épocas normales un aumento de extensión de la atmósfera, generando un efecto de resistencia sobre los satélites que reduce su altitud de manera efectiva) ha hecho que la misión ahorre una buena cantidad de xenón, y se espera que GOCE pueda operar hasta el 2014, aunque esta esperanza de vida podría volver a ser alterada con la llegada de un nuevo máximo solar, bastante más potente que los anteriores. Ya veremos. Más recientemente se ha empezado por fin la investigación de otro aspecto de los océanos a primera vista insignificante: la salinidad. Los oceanógrafos llevaban buscando una misión dedicada exclusivamente a su estudio, pero el tardío desarrollo de la tecnología apropiada ha hecho que haya sido solo a partir del 2009 cuando se han situado los primeros vehículos con este encargo. Y por primera vez, la ESA se adelantó. En noviembre del 2009 fue colocado en órbita el satélite español (digo, europeo) SMOS, satélite de Humedad del Suelo y Salinidad Oceánica, que equipa un único instrumento

para medir a la vez ambos parámetros. ¿Por qué es tan importante medir el contenido de sal de los océanos y los mares? Principalmente, la salinidad es una de las razones de la evaporación, a la vez que dependiendo de la cantidad de sal en los mares las aguas más frías se hunden a causa de su densidad. Otro detalle importante son las precipitaciones, ya que las lluvias pueden reducir el contenido en sal, impidiendo este efecto de hundimiento, alterando así el funcionamiento de las corrientes, aunque también el deshielo de las capas polares suelen tener efectos similares. Por otro lado, la evaporación en los océanos suele elevar la salinidad oceánica, permitiendo así que más agua fría, y por lo tanto más densa, se hunda, alimentando en mayor medida las corrientes oceánicas. De esta manera, a través de controlar la cantidad de sal en los mares se puede a la vez calcular la temperatura de las aguas superficiales. Para que SMOS obtenga los datos solicitados, se ha desarrollado el instrumento MIRAS (Radiómetro de Microondas para Imágenes usando Apertura Sintética, desarrollado y construido por EADS CASA Espacio), que no es más que una plataforma en forma de aspa de helicóptero que contiene 69 pequeñas antenas cilíndricas que emiten y reciben energía de microondas en banda-L por medio de la interferometría (correlación cruzada). Debido a que los requisitos originales hubieran provocado una antena incapaz de ser transportada al espacio por su enorme tamaño, esta técnica resulta muy práctica. Eso sí, en sus primeros meses de operación la calidad de sus mediciones era inferior a la proyectada a causa de que MIRAS resulta muy sensible a las emisiones de aparatos de radar, como los que reciben los aeropuertos. A causa de esto, la ESA ha tenido que obligar a desconectar muchos de estos radares (había un uso excesivo de esta tecnología para otros usos distintos), y así SMOS ya ha podido entregar información útil. Este satélite estuvo solo hasta que en junio del 2011 se puso en órbita terrestre una segunda misión para estos cometidos. Desde principios de la década del 2000 la NASA se embarcó en el esfuerzo de poner en marcha un proyecto para poder monitorizar desde el espacio la cantidad de sal de los océanos. Tras mucha investigación, en el año 2008 el Centro de Vuelos Espaciales Goddard y el JPL terminaron Aquarius. Más que un

satélite, es un enorme instrumento, sumamente complejo, que comparte plataforma con el satélite argentino SAC-D, que incluye instrumentos argentinos, franceses e italianos, además de Aquarius. Tras su construcción, este instrumento fue enviado a Argentina para ser unido a SAC-D, y luego el satélite fue enviado a Sao Paulo, Brasil, para cumplir sus pruebas de resistencia, hasta que al fin fue trasladado a Vandenberg, California, a la espera de su lanzamiento. Una vez en torno a la Tierra, Aquarius fue desplegado, y menos de un mes después, proporcionó su primer mapa global de la salinidad oceánica. Bien podríamos decir que este es un instrumento “parásito” de SAC-D, ya que de él obtiene su energía y comunica con el centro de control a través de su sistema de comunicaciones, pero por lo demás, funciona de manera independiente. Posee su propio ordenador de a bordo, su propia administración de la temperatura y la energía y realiza sus tareas sin importar la posición del propio satélite. Aquarius está realmente formado por tres radiómetros de microondas de banda-L que funcionan de manera similar al MIRAS de SMOS, un radar del mismo tipo de QuikScat, y una antena reflectora que es la que se encarga de recoger la radiación de microondas para llevarla tanto a los radiómetros como al radar. Es capaz de observar una zona con un ancho de 390 km., pudiendo escanear toda la Tierra en siete días. El instrumento es una plataforma de 3.8 x 2.7 x 3.7 metros, su antena reflectora mide 2.5 metros de diámetro, pesa 320 kg., y no es una herramienta precisamente muy económica. Eso sí, conjuntando los datos de SMOS y Aquarius se obtiene el doble de precisión en cuanto a la cantidad de sal oceánica, y si alguno tiene problemas, el otro puede recoger el testigo.

Las capas de hielo polares almacenan un 90% del agua dulce de todo el planeta. De esta manera, pueden tener un efecto importante sobre los océanos. Además, si se está, como ahora, en una época en la que las temperaturas globales aumentan por diversas causas (mayor radiación solar atrapada, probable entrada en un nuevo ciclo climático), estas masas de agua dulce congelada han disminuido significativamente en las últimas décadas. A través de muchos satélites, usando sistemas visuales, han confirmado como, dependiendo de las estaciones, las masas heladas crecían o retrocedían. Ahora este fenómeno es más pronunciado, de manera que resulta indispensable colocar nuevos satélites con el objeto de estudiar esta dinámica. En enero del 2003 la NASA situó en órbita su satélite ICESat, cuyo

objeto principal era controlar la evolución de los casquetes polares a lo largo de los tres años de misión principal. Eso sí, además, como su nombre indicaba (Satélite de Hielo, Nubes y Elevación del Suelo) durante el tiempo de órbita que no controlaba el hielo (a unos 600 km. en trayectoria polar) se dedicaba al estudio de las partículas de aerosol y de las nubes, la topografía global de las tierras emergidas y controlaba la extensión de las masas forestales. Esta misión era de alta prioridad, de manera que fue considerada una de las principales de EOS. Para calcular todo lo solicitado, cargó un sistema de altimetría por laser (GLAS) enormemente preciso, que ha proporcionado mucha y muy valiosa información. El desgaste prematuro de uno de los sistemas del instrumento de ICESat obligó a cambiar el modo de operación, y consiguieron que funcionara hasta octubre del 2009, hasta que el sistema ya se degradó en exceso. A pesar de los intentos de reactivarlo, resultó imposible, y el satélite fue deliberadamente “tirado” a la atmósfera en agosto del 2010 para no dejar más satélites muertos en torno a la Tierra. Por suerte, la continuidad de

los datos sobre la extensión de las masas de hielo está garantizada: CryoSat-2. Este satélite de la ESA es el reemplazo del vehículo original, perdido durante el lanzamiento. Era tal la importancia que la agencia europea inmediatamente autorizó construir un segundo satélite, que durante su elaboración recibió más de 80 mejoras, incluyendo una segunda unidad del instrumento científico para tenerlo como reserva. Situado en una órbita polar de unos 725 km. de altitud, usa una aproximación opuesta a ICESat. Su instrumento, SIRAL-2 (Altímetro Radar Interferométrico/SAR) es un sistema que emite pulsos de microondas para monitorizar la altitud sobre la superficie terrestre sobre los polos, consiguiendo con ello la misma información que el desaparecido satélite de la NASA, que por cierto, ya está desarrollando un nuevo vehículo para continuar con la adquisición de estos datos.

Si miramos hacia arriba, no solo miramos al cielo, sino que observamos la atmósfera. Gracias a ella vivimos, y puede afectar de manera significativa tanto a la salud de la gente como a las infraestructuras instaladas en la superficie. En combinación con los océanos, la atmósfera es el otro actor principal de la meteorología y la climatología, de manera que resulta también muy importante su estudio. En general, podríamos decir que el Tren A es la constelación dedicada casi en su totalidad al estudio atmosférico. Además de los grandes Aqua y Aura, esta constelación tiene otros tres satélites con el objetivo específico del estudio de las nubes. Lanzadas a la vez, las misiones CloudSat y CALIPSO son al mismo tiempo proyectos independientes y conjuntos. Llevan en el espacio desde abril del 2006, y realizan tareas importantes. CloudSat es un pequeño satélite (2.54 x 2.03 x 2.29 metros, extensión de los

paneles solares 5.08 metros, 848 kg.) que carga un único instrumento, un radar para perfilación de las nubes. Esta es una evolución de los tradicionales radares meteorológicos usados en Tierra, y su objetivo es en esencia averiguar la estructura interna de las nubes. Utilizando su radar ha proporcionado información acerca de las propiedades que dan forma a las nubes, cómo se producen las precipitaciones de lluvia o nieve, la altitud a las que se encuentran, y su efecto en la meteorología y el clima. Por su parte, CALIPSO (Satélite Investigador para Observaciones de partículas de Aerosoles en las Nubes mediante LIDAR e Infrarrojo) es una misión NASA/CNES encargada del estudio del transporte de los aerosoles por la atmósfera y su influencia en el clima. Carga tres instrumentos (CALIOP, WFC y IIR), y el principal es un laser de escaneo tipo LIDAR (como el montado en el aterrizador marciano Phoenix)

con el que se obtienen perfiles verticales de las nubes y los aerosoles en alta resolución. Tampoco es excesivamente grande (1.9 x 1.6 x 2.46, extensión de los paneles solares de 9.7 metros, 587 kg. de masa), pero eso no quiere decir que no sea capaz. Además del LIDAR, sus otros instrumentos proporcionan datos complementarios para estudiar la estructura, el tamaño de las partículas y la emisión de radiación infrarroja de las nubes. Los datos proporcionados por estas dos misiones nos han proporcionado los primeros perfiles en tres dimensiones de las nubes terrestres. No contentos con eso, la agencia CNES situó en órbita su propio satélite para el estudio de las nubes, que también es plenamente complementario a CloudSat y CALIPSO, aunque fue lanzado dos años antes (diciembre del 2004). Se llama PARASOL, y su único instrumento (POLDER) es capaz de distinguir los tipos de

aerosoles que son producidos naturalmente de los generados por actividades humanas. De esta manera, complementando los datos de estos tres satélites se puede hacer una completa disección de las nubes y las partículas que las conforman. Desde fines del 2009, PARASOL orbita nuestro planeta 4 km. por debajo del Tren A, por lo tanto la ha abandonado, aunque sigue trabajando conjuntamente con los satélites que lo componen. Fuera del Tren A también existen otros dedicados al estudio atmosférico. El más veterano es TRMM (Misión de Medición de Lluvia Tropical), un proyecto conjunto entre la NASA y la actual JAXA. Lleva desde finales de 1997 monitorizando la formación y evolución de las tormentas tropicales usando un juego bastante completo de instrumentos (PR, TMI, VIRS, CERES y LIS), proporcionando pronósticos más o menos precisos de huracanes, tifones, tormentas tropicales y otros sucesos meteorológicos provocados en las zonas tropicales de nuestro planeta. Además de observar las nubes, otros parámetros atmosféricos son necesarios para controlar la evolución atmosférica. Perteneciente al programa de Sondas Terrestres y Solares, TIMED (Energías y Dinámicas de la Termosfera, Ionosfera y Mesosfera) pertenece a la misma familia de misiones a la que

también pertenece el dúo solar STEREO, y que se encarga de estudiar la relación Sol-Tierra como un sistema unido. La misión de TIMED (lanzado en diciembre del 2001 a la vez que Jason 1) es estudiar la capa más externa de la atmósfera terrestre, una zona prácticamente inexplorada que se extiende entre los 60 y los 180 km. por encima de la superficie, desde una altitud de 625 km. Esta zona es importante porque es la más directamente afectada por la radiación solar, y una de las que más energía retiene. Esta energía suele provocar que la atmósfera se expanda, dando como resultado (como ya hemos visto) que muchos satélites localizados en órbita baja sufran resistencia atmosférica que provoca una reducción de altitud orbital. Usando cuatro instrumentos (GUVI, SEE, TIDI y SABER) este satélite de 587 kg. y medidas contenidas (2.72 x 1.61 x 1.20 metros, extensión de los paneles solares 11.73 metros) continúa monitorizando esta región para observar sus efectos sobre las comunicaciones, seguimiento por satélite, seguridad de los satélites, degradación de los componentes de los vehículos, y cápsulas tripuladas de reentrada. Globalmente, TIMED es una de las herramientas principales de la monitorización de la meteorología espacial, a base de estudiar las dinámicas de esta zona atmosférica. Otro aspecto importante para investigar cerca de la atmósfera es la capacidad de absorción de la radiación solar. Para ello, en enero del 2003 la NASA situó en el espacio a SORCE (Radiación Solar y Experimento Climático), con la misión de calcular la cantidad de radiación solar que llega a la Tierra, y en menor

medida, sus efectos sobre el clima, la cantidad de ozono y de radiación ultravioleta UV-B. A base de calcular la cantidad de radiación solar que alcanza la Tierra se pueden conseguir datos acerca de la climatología a largo plazo. Como muchas de las moléculas atmosféricas suelen absorber mucha de la radiación solar entrante, el cálculo de ésta resulta muy importante. SORCE porta cuatro experimentos, tres de ellos (SIM, SOLSTICE [dos unidades] y XPS) para evaluar la energía solar entrante (que puede quedar retenida en la atmósfera, en los océanos y los mares) y un cuarto (TIM) para monitorizar la irradiación solar total para continuar con el registro de esta emisión de energía que tiene actualmente más de 30 años de extensión. A base de observar las radiaciones infrarrojas, de ultravioleta extremo y rayos X, y en conjunto con otros satélites, se puede ver cuánta energía solar llega a nuestro planeta, queda absorbida por los océanos, la superficie o la atmósfera y abandona la Tierra. Aunque SORCE apunta directamente al Sol, es considerado un satélite de estudios terrestres. Y regresando al ámbito de las nubes, el más reciente. Perteneciente a la familia de misiones de la iniciativa Small Explorer, AIM (Aeronomía del Hielo en la Mesosfera) es un satélite dedicado al estudio de uno de los primeros efectos del calentamiento global, las nubes polares mesosféricas, o noctilucientes. AIM es un pequeñín de

apenas 197 kg. (1.4 x 1.1 metros), pero muy capaz, y carga tres muy modernos instrumentos (CIPS, SOFIE y CDE) para realizar

sus estudios. Estas nubes noctilucientes son las nubes vistas a mayor altitud (80 km. sobre la superficie), y fueron detectadas por primera vez después de la erupción del volcán Krakatoa en 1885. Estas nubes son más abundantes en las zonas polares, aunque recientemente se han extendido a otras regiones del planeta. Según se ha estado observando desde la década de 1980, se originan en las zonas donde el Sol interactúa directamente con la atmósfera, generalmente introduciendo radiación ultravioleta. Sin embargo, los efectos provocados por Helios en estas nubes pueden tardar un año en manifestarse, por lo que es posible que haya otros ingredientes. Otra posible causa de formación es el aumento de partículas de efecto invernadero en la atmósfera baja. Esto provoca a su vez que la alta atmósfera se enfríe, congelando las partículas. A su vez, el vapor de agua en esa zona aumenta, provocando que esas partículas congeladas se condensen. Aunque se pensaba que en la alta atmósfera el vapor de agua no podía sobrevivir demasiado, un estudio mostró cómo los gases expulsados desde las toberas de los motores (sobre todo por parte de los transbordadores) han hecho que aumente esta concentración. Existe también una tercera posible causa para ello: las partículas de polvo cósmico. La Tierra es continuamente bombardeada por millones de toneladas de detritus, y la mayoría se quema en la atmósfera. Este polvo cósmico, sin embargo, se piensa que puede atravesar la atmósfera, quedando retenido en la alta atmósfera, sirviendo como núcleo para formar las partículas de hielo que generan estas nubes noctilucientes. De esta manera, CIPS y SOFIE apuntan hacia la atmósfera, mientras CDE se centra en lo que proviene del espacio. Con este equipo, AIM podrá eliminar teorías, confirmar otras o incluso generarlas. Pero su misión es importante, muy importante. Respecto a su nombre, el término aeronomía se refiere a la ciencia que estudia la física y la química de la alta atmósfera de los planetas, de manera que está muy bien escogido.

Naciendo de dentro de las entrañas de la Tierra, nuestro planeta posee escudo protector propio. El campo magnético (el mayor de los planetas terrestres) rodea una buena porción del espacio alrededor nuestro, protegiéndonos de todo lo que Helios y el cosmos nos echa, en general partículas muy energéticas (básicamente, radiaciones) que provocarían, si no existiera, que el tercer planeta del sistema solar fuera un erial sin vida. Pero ahí está, y no es precisamente una estructura fija, todo lo contrario. Es extraordinariamente dinámica, reacciona a los fenómenos solares y cubre a muchos satélites. Sin embargo, a veces sufre tales ataques que provocan que se debilite de tal manera que algunas de esas partículas consiguen alcanzarnos, hasta que el propio campo magnético se recupera y vuelve a cubrirnos. Por ello, comprender como trabaja y varía a lo largo de los días, semanas, meses y años es algo tremendamente importante para una sociedad como la actual. En estos momentos, existen tres programas que nos proporcionan la información necesaria para comprender su funcionamiento, y también predecir sus efectos. El más veterano es Cluster II, un proyecto de la ESA muy importante,

tanto, que cuando los satélites originales fueron destruidos durante el lanzamiento del primer Ariane 5, rápidamente se autorizó la construcción de sus reemplazos. Cluster II son en realidad cuatro satélites (Rumba, Tango, Salsa y Samba), situados cada uno en órbitas distintas, lanzados de dos en dos en julio y agosto del 2000. La misión en concreto era la de proporcionar la primera visión de la magnetosfera terrestre en tres dimensiones, observando la onda de terminación, la magnetopausa, la magnetocola, los agujeros polares y la zona auroral, usando 11 instrumentos idénticos (ASPOC, CIS, DWP, EDI, EFW, FGM, PEACE, RAPID, STAFF, WBD y WHISPER) en los cuatro satélites. Su tarea primaria finalizó en el 2003, pero tiene garantizada la extendida hasta el 2014, cuando llegará el máximo solar. Más moderna es la misión de la NASA THEMIS, o (ojo) Historia Temporal de Eventos e Interacciones en Macroescala durante Subtormentas (vaya nombrecito), con el encargo de estudiar estos eventos. Para comprender mejor el objetivo del proyecto, podríamos cambiar el término subtormentas por el de auroras. Generalmente cuando las partículas energéticas solares alcanzan la

atmósfera entrando por los polos, su interacción con la atmósfera genera las fabulosas auroras, tanto en el norte (boreales) como en el sur (australes). En muchas ocasiones, a estas auroras les acompaña un fenómeno, principalmente durante las “tormentas espaciales” achacadas al Sol, que suele incrementar la luminosidad de las auroras, que recibe el nombre de subtormentas. Esto sucede tras la liberación repentina de enormes cantidades de energía. El objetivo de THEMIS (no confundir esta misión con el instrumento THEMIS que porta la sonda marciana 2001 Mars Odyssey) es comprender cuando y donde las subtormentas se originan, para predecir los fenómenos de la meteorología espacial. El proyecto incluye cinco pequeños satélites (128 kg. cada uno) que carga cada uno cinco instrumentos idénticos (FGM, SCM, ESA, SST y EFI) y una serie de estaciones de monitorización robotizada en Tierra para cubrir todos los ángulos. Cada satélite se situó en órbitas distintas que compartían perigeo (lo que facilitaba que los cinco vehículos intercambiaran órbitas) a 470 km. de altitud. Durante su misión, los satélites se colocaban en una configuración llamada “collar de perlas”, para luego ir alterando sus trayectorias hasta situarlos en las posiciones proyectadas para observar la magnetocola. Gracias a los datos proporcionados, pudieron recolectar información clave (conexión eléctrica Sol-Tierra, la generación de las subtormentas). Después de cumplir su labor, se autorizó ampliar su misión. Tres de los cinco satélites (los números 1, 4 y 5) se mantendrían en torno a la Tierra, mientras que los números 2 y 3 empezarían a maniobrar para entrar (por primera vez en la historia) en órbita en torno a puntos lagrangianos lunares, para cumplir el encargo ARTEMIS (Aceleración, Reconexión, Turbulencias y Electrodinámicas de la Interacción Lunar con el Sol), el primer estudio de los efectos de Helios sobre el entorno de Selene. Al final, los dos satélites (renombrados ARTEMIS P1 y ARTEMIS P2) alcanzaron sus posiciones en julio del 2011. Y más recientemente, desde agosto llevan en el espacio los dos satélites de la misión RBSP, las Sondas de Cinturones de Radiación y Tormentas, renombradas como Sondas Van Allen. Pertenecientes al programa Living With a Star, tienen la misión de estudiar la dinámica de los cinturones de Van Allen y los efectos de la meteorología espacial en ellos, para poder así pronosticar mejor los efectos de la meteorología espacial en la Tierra y en torno a ella. Los dos vehículos poseen los mismos cinco instrumentos, y a lo largo de sus elípticas órbitas podrán tener una visión privilegiada de lo que van a investigar.

Existen otros satélites que acompañan a los ya comentados, y hay otros muchos proyectos que en los meses y años futuros tomarán el testigo de los ya existentes, o investigarán otros ámbitos todavía no escrutados. En este tiempo de ausencia hemos tenido tiempo de informarnos de muchos de ellos, percatándonos de lo sumamente importantes que llegan a ser. Claro, que hay muchos otros, como los satélites meteorológicos, vehículos comerciales (similares a los del programa Landsat), del sistema de posicionamiento global, etc., que mantienen su vista fija en nosotros para evitar o mitigar los efectos de los fenómenos naturales o las calamidades que provocamos. En la medida de lo posible, iremos relatando en próximas entradas los nuevos proyectos que serán lanzados, para que sepáis que encima de nuestras cabezas tenemos a unos vigilantes muy diligentes y dedicados.

Asteroides

1 de enero de 1801. Palermo. Giuseppe Piazzi estaba observando el cielo cartografiando estrellas, cuando descubrió un débil punto de luz. A lo largo de los días continuó observando este nuevo astro para comprobar, sorprendido, que noche a noche se desplazaba con respecto al fondo estelar. Finalmente, convencido de su hallazgo, Piazzi anunció que había encontrado un nuevo planeta, situado entre Marte y Júpiter. Realmente, había descubierto un nuevo tipo de cuerpos nunca antes observado en el sistema solar.

En realidad, todo empezó bastante tiempo antes. En 1766 Titius de Wittemberg había desarrollado una regla numérica a la cual se ajustaban los planetas. Popularizada por el célebre astrónomo alemán Johann Bode en 1772, en ella se mostraba que entre Marte y Júpiter existía un hueco vacío en el que, decían, debería existir un planeta. Nadie hizo caso hasta que William Herschel descubrió Urano en 1781. Una vez el nuevo planeta fue unido a la Ley de Bode (como se la conocía), pronto a algunos astrónomos se les encendió la bombilla: si más allá de Saturno se ha encontrado un nuevo planeta, bien podría existir otro, nunca antes visto, en el hueco entre Marte y Júpiter. A resultas de esto, el Barón Franz Xavier von Zach y el astrónomo Johann Schröter organizaron un grupo de 24 astrónomos que se le conoció como “policía celeste”, con el objetivo de encontrar el planeta perdido. Piazzi era uno de esos 24 astrónomos, sin embargo, el descubrimiento de este cuerpo lo realizó antes de que le llegara la invitación a unirse a la “policía celeste”. Una vez confirmado por otros astrónomos, Piazzi nombró el nuevo “planeta” como Ceres, por la deidad romana del crecimiento de las plantas, la cosecha y el amor fraternal. De esta manera, el sistema solar parecía ya cerrado.

El problema empezó a surgir al año siguiente. Heinrich Wilhelm Olbers, uno de los astrónomos de la “policía celeste”, estudiando la órbita de Ceres, encontró otro objeto similar en la misma zona. Tras calcular la órbita de este nuevo cuerpo, vio que era completamente diferente. La aparición de Pallas (por la diosa Palas Atenea) provocó toda una revolución. Se empezó a sugerir la idea de que eran los restos de un planeta destruido, y con ello, empezó una fiebre enorme para buscar nuevos cuerpos en esta región que pudieran confirmar esta teoría. Con el descubrimiento de otros dos nuevos miembros de estos cuerpos extraños (Juno y Vesta) parecía que se ampliaban los argumentos. Sin embargo, durante 38 años no se descubrió ninguno, por lo que la “policía celeste” se separó con el convencimiento de que ya habían aparecido todos. Todo cambió de nuevo en 1845 cuando Karl Henke descubrió Astraea, y en 1847 Hebe. A partir de 1850 no ha pasado año sin descubrir al menos un asteroide.

¿Cómo se nombrarían estos cuerpos? Buena pregunta. Al principio se les clasificaba como “planetas”, sin embargo, el avispado William Herschel se dio cuenta de que esta nomenclatura no era muy correcta. Estos objetos cósmicos, vistos a través de los telescopios, no mostraban discos planetarios, sino débiles puntos de luz, a la manera de las estrellas. De esta manera, los empezó a calificar como “asteroides”, a partir del término en inglés “star-like”, o “star-shape”, es decir, como una estrella, o forma de estrella. A partir de esta expresión, evolucionó al término que todos ya conocemos. Fue también el que promovió la numeración de los asteroides, asignando el número 1 al primero descubierto, y así sucesivamente.

La aparición de la fotografía y su adopción para uso astronómico provocó que la cantidad de asteroides descubiertos aumentara exponencialmente. El pionero de esta técnica fue la “sabandija de los cielos” Max Wolf, que él solo encontró 248 objetos. Algunos de sus compañeros no tenían un buen concepto de él, de manera que recibió este duro apelativo. Aún con eso, el avance en la teledetección de asteroides se incrementó. A base de acoplar una cámara a la óptica del telescopio, un temporizador, y una placa fotográfica, se podía realizar una imagen de una exposición larga, en las cuales las estrellas se mantenían fijas, mientras que los asteroides se mostraban como líneas. A partir de esta información, se comparaba con lo conocido y, si era uno desconocido, se calculaba su órbita y su inclinación. Más información se obtenía cuando un asteroide ocultaba una estrella. Con ello, se podía calcular aproximadamente su tamaño, aunque otro tipo de información acerca de ellos se debía obtener de otra manera.

Un gran paso para conocer la composición de las estrellas fue el descubrimiento de los métodos de descomposición de las líneas de absorción de Fraunhofer. A través de un método llamado posteriormente espectrometría (utilizaba un prisma para descomponer el espectro de la luz y estudiar las líneas de Fraunhofer) se podía estudiar la composición tanto del Sol como de las estrellas. Cuando los métodos se mejoraron, los planetas, y posteriormente los asteroides, fueron objeto de estudio de los espectroscopios, para así obtener la composición elemental de estos cuerpos.

Hasta 1898, todos los asteroides habían sido encontrados en el pasillo entre Marte y Júpiter. Esto cambió cuando ese año apareció el objeto 433, Eros. Se trataba del primero de una nueva clase de asteroides, que recibió el nombre de NEO’s, objetos cercanos a la Tierra. Este hallazgo demostró que no había que ajustarse a una única región, sino que había que ampliar el área de búsqueda. Esto permitió encontrar otros tipos de asteroides: los troyanos. Usando las teorías de los puntos de Lagrange, se empezó a suponer que, debido al inmenso campo gravitatorio joviano, podrían existir asteroides en los puntos L4 y L5. Pronto empezaron a encontrar pequeños objetos, tanto en uno de los puntos como en el otro. Eso sí, cada grupo recibió una denominación exclusiva. Los situados por delante de Júpiter fueron llamados “griegos”, los situados por detrás, “troyanos”, y cada asteroide de los grupos fueron nombrados por personajes extraídos de las historias de la guerra de Troya.

Actualmente hay más de 300.000 asteroides descubiertos, y pueden ser muchísimos más, aunque todos estos deben ser trozos de tamaños tan reducidos que ni siquiera con los más potentes medios pueden encontrarse. Como bien ha quedado claro, los asteroides poseen amplia variedad orbital. Muchos, la mayoría, están en el cinturón de asteroides, con trayectorias similares a las de los planetas, aunque con inclinaciones en muchos casos más allá de la de Plutón. En esta región, además, se descubrió que los asteroides no ocupan todo el espacio, sino que por lo visto, existen regiones prácticamente vacías de ellos. Llamados huecos de Kirkwood, suponía una alteración respecto a lo que se sabía. Posteriormente se supo que estos huecos son provocados por el potente campo gravitatorio joviano, empujando a los asteroides a otras zonas del cinturón. 4 Vesta habita dentro de uno de estos huecos. Una analogía a estos huecos existe en los anillos de Saturno. Los Troyanos suelen estar en la misma órbita de Júpiter, aunque alguno puede poseer fuerte inclinación. Los NEO’s son otra cosa. Si bien los hay que orbitan de manera cuasi circular, existen otros que parecen poseer órbitas que más parecen robadas a los cometas. Un ejemplo extremo es 1566 Icarus. Es un objeto muy pequeño, pero sin embargo está sujeto a la más bestia diferencia de temperatura del sistema solar, mayor incluso que Mercurio. A lo largo de su órbita de 408.8 días, su afelio ronda las dos unidades astronómicas (aproximadamente 300 millones de kilómetros del Sol), mientras que en su perihelio puede acercarse a unos abrasadores 0.19 unidades astronómicas (28.5 millones de km. de Helios). A consecuencia de esto, la temperatura superficial de Icarus pasa de los más de 500º C en el perihelio a los -200º C en el afelio. Un cambio brutal. No todos son tan extremos como este caso.

Una de las primeras necesidades fue la de clasificar a los asteroides por el tipo de espectro que se observaba. En muchas ocasiones esto dependía de la forma espectral de cada uno, o del índice de luminosidad (o albedo) de cada uno de los cuerpos. De esta manera, dependiendo de su tamaño, su forma y su composición, un asteroide refleja más o menos luz. El albedo es una clasificación numérica que indica la cantidad de luz que refleja un cuerpo celeste del sistema solar. El albedo va de 0 a 1, siendo 0 un cuerpo que no refleja nada de luz, y 1, una reflectividad total. El objeto más brillante del sistema solar es Encélado, con un albedo de 0.80. Otro satélite saturniano, Japeto, es muy curioso. Su lado brillante tiene un albedo de 0.5, su hemisferio oscuro, 0.04. Por su parte, la Tierra tiene un albedo de 0.37. De esta manera, se ha observado una diversidad bastante pronunciada en cuanto a la población asteroidal. Actualmente hay dos clasificaciones, que por otra parte son muy similares. Los asteroides tipo C son asteroides carbonáceos, muy oscuros, siendo 10 Hygiea un ejemplo destacado. En este grupo, hay varias subclases: tipo B (2 Pallas), tipo F (704 Interamnia) y tipo G (1 Ceres). Estos subtipos difieren generalmente en pocas partes del espectro. Los asteroides de silicatos son los tipo S, tales como 3 Juno, de manera que su material es similar al que formó los planetas interiores. El grupo X se refiere a los considerados “metálicos”, e incluye al tipo M (el tercer grupo por población) del cual 16 Psyche es un buen representante, al tipo E (55 Pandora), de un albedo más alto que los M, y los tipo P (190 Ismene), de menor albedo que los M. En general estos son los tres grupos principales, aunque existen otros tipos menores que aumentan la diversidad: tipo A (446 Aeternitas), tipo D (624 Hektor, Fobos, Deimos), tipo T (96 Aegle), tipo Q (1862 Apollo), tipo R (349 Dembowska) y tipo V (4 Vesta). Son tan distintos de los grupos principales que están independientes. La otra clasificación es en esencia similar (más moderna) y ha añadido dos nuevos tipos, que entran dentro de los silicatadados, que son los tipo L (83 Beatrix) y tipo K (221 Eos), mientras que introduce en los tipo S a los tipo A, Q y R.

A pesar de las posibilidades de las sondas espaciales, hemos tardado demasiado en poder alcanzar a estos cuerpos menores, como son denominados oficialmente. Tanto soviéticos como americanos, en los años 1980 intentaron promover misiones al estudio de estos objetos, la más interesante la franco-soviética Vesta, irrealizable tras el derrumbamiento de la URSS. Por fin, a comienzos de la década de 1990, los asteroides empezaron a dejar de ser débiles puntos de luz, y de esta manera, ponerles cara.

La NASA llevaba preparando su misión Galileo hacia Júpiter desde finales de 1977. Como para llegar al hermano mayor del sistema hacía falta cruzar el cinturón de asteroides, los gestores del proyecto decidieron que durante su viaje, debería cruzar por las cercanías de dos cuerpos menores. Retrasos por causa política o de ingeniería provocaron múltiples retrasos en el proyecto, para después tener que esperar hasta que los transbordadores regresaran al espacio después de la explosión del Challenger. Cuando al fin todo estaba listo, se buscaron nuevos objetivos asteroidales en el cinturón. Una vez seleccionados, la sonda se puso en camino en octubre de 1989. No llegaría a Júpiter hasta 1995, por lo que habría oportunidad de observarlos en cierto detalle.

El 29 de octubre de 1991 pasó a la historia por ser el día en que vimos por primera vez un asteroide: 951 Gaspra. Descubierto el 30 de julio de 1916 por el astrónomo ruso G. Neumjin, recibió este nombre por un centro de retiro y descanso del mismo nombre situado en la península de Crimea (actual Ucrania). Es un asteroide tipo S, posee un albedo de 0.22, y orbita en el límite interior del cinturón de asteroides. Tarda 3.28 años en dar una vuelta al Sol, y recorre una órbita bastante elíptica (1.8 x 2.6 unidades astronómicas), inclinada 4.1º con respecto a la eclíptica. A medida que Galileo se iba acercando a la órbita de Gaspra, algunos científicos empezaron a preguntarse cómo iban a encontrar, y no menos fotografiar, un objeto pequeño y oscuro en el espacio profundo. A pesar de conocer su órbita, y a la suposición de debía andar “por ahí”, no tenían ni idea sobre cómo poder alcanzar al asteroide para obtener información valiosa. El equipo de navegación de Galileo entonces aplicó una nueva técnica: la navegación óptica. De esta manera,

la sonda, a través de su cámara SSI, realizaría tomas del fondo estelar para intentar localizar a Gaspra para usarlo como referencia de navegación durante el encuentro. A pesar de las dudas que existían, la navegación óptica resultó un éxito, pasando Galileo a 1.600 km. del asteroide, adquiriendo unas 57 imágenes con una máxima resolución de 54 metros, que cubrían un 80% de la superficie de Gaspra.

Gracias a Galileo, sabemos mucho sobre Gaspra: tiene forma irregular, con unas medidas de 18.2 x 10.5 x 8.9 km., posee una rotación de unas siete horas, con un eje inclinado aproximadamente 72º. Está plagado de cráteres, todos muy pequeños, superficies planas rellenas de regolito y varios surcos que recorren su superficie. El color de su superficie es homogéneo, y se han detectado altas concentraciones de olivina y piroxeno en su superficie. Sus formas son suaves, con cráteres poco profundos y sin picos centrales. Por su

forma, se sospecha que puede ser una pila de rocas agrupada, pero la falta de datos de gravedad hace hasta el momento imposible el confirmar esta teoría. Lo más raro del encuentro fue que el magnetómetro de Galileo mostraba que el viento solar en torno a Gaspra se doblaba y desviaba, cambiando bruscamente de dirección. La pregunta surgió: ¿posee alguna suerte de campo magnético? El escaso tiempo de investigación imposibilitó obtener conclusiones definitivas, por lo que el misterio persiste. Gracias a las imágenes de Galileo, se ha podido cartografiar casi todo el asteroide. De esta manera, las regiones reciben nombres de los astrónomos que están relacionados con el objeto; y los cráteres, de nombres de centros de descanso y Spa’s de todo el mundo (Baden Baden, por ejemplo). Después de este encuentro, Galileo pasó por última vez por la Tierra para darse el último impulso hacia el hermano mayor del sistema.

Ya en camino de Júpiter, Galileo volvió a entrar en el cinturón de asteroides, y cabía la posibilidad de acercarse a otro asteroide. Para ello, había que comprobar que, después de completar las maniobras apropiadas para acercarse a él, tendría el combustible suficiente como para tener una misión completa en Júpiter. La respuesta fue sí, y tras gastar 32 kg. del combustible cargado, se puso en camino del 243 Ida.

Descubierto el 29 de septiembre de 1884 por el astrónomo austriaco Johann Palisa desde el observatorio de Viena, es un tipo S con un albedo de 0.24, y se sospechaba que poseía un tamaño decente. Posee una órbita algo más circular que la de Gaspra, con una distancia de entre 2.7 x 2.9 unidades astronómicas de Helios, tardando 4.84 años en culminarla, con una inclinación orbital de 1.1º. El resto de cosas que sabemos de Ida, nos lo proporcionó Galileo, cuando se acercó el 28 de agosto de 1993, a 2390 km. de su superficie. Posee un tamaño de 53.6 x 24 x 15.2 km., forma irregular y alargada, y un período de rotación

de 4.63 horas. Parece una pila de rocas, y se observan dos regiones muy diferenciadas, con una zona central más estrecha. Las imágenes adquiridas (resolución máxima, 31 metros) permitieron observar el 95% de Ida. Su superficie es más accidentada que la de Gaspra, con barrancos, socavones y cientos de cráteres, aunque resultan de formas y tamaños similares pero mayor densidad de craterización. También está cubierto por regolito (50-100 metros de espesor), suavizando los bordes del objeto. El espectrómetro NIMS de la sonda mostró que también existen allí la olivina y el piroxeno, y mucho de ello ha sido alterado sustancialmente a causa del efecto de las partículas del viento solar golpeando los minerales que existen. Al igual que con Gaspra, en torno a Ida el campo magnético interplanetario se desviaba, volviendo a señalar que debe tener cierto magnetismo. Meses después del sobrevuelo, cuando el alineamiento entre la sonda y las antenas terrestres permitió un mayor ratio de descarga de datos, Galileo envió todos los resultados del encuentro. La sorpresa saltó cuando en varias imágenes aparecía un objeto pequeño (1.6 x 1.4 x 1.2 km.), bastante craterizado, y mostrando similares características espectrales. Llamado Dactyl, es el primer satélite descubierto en torno a un asteroide, es otro tipo S, y se sugiere que

 podría ser un fragmento separado de Ida. No se sabe a ciencia cierta en cuanto tiempo lo rodea, es tan baja la gravedad de Ida que Dactyl se sospecha que realiza espirales alrededor suyo. Eso sí, gracias a la aparición de este pequeño escombro, se pudieron obtener datos acerca de la gravedad y densidad de Ida. Posee una densidad de 3.2 g/cm3 (por los 5.5 de la Tierra, el más denso del sistema solar), y su gravedad es tan débil, que un astronauta podría ir de una punta a otra del objeto de un solo salto. La geografía de Ida se ha nombrado después del encuentro. Las regiones fueron nombradas por su descubridor y ciudades en las que trabajó; una cordillera, por un miembro del equipo de imágenes de Galileo; y los cráteres, por cuevas célebres (el mayor, Lascaux, de 12 km. de diámetro). Tras este encuentro, Galileo se centró en su llegada a Júpiter, y tuvimos que esperar casi cuatro años para poder visitar otro asteroide.

253 Mathilde fue descubierto por Johann Palisa desde el observatorio de Viena el 12 de noviembre de 1885, y los datos orbitales fueron computados por su asistente, V. A. Lebeuf, que además, sugirió el nombre para el objeto, y recibió Mathilde, por la esposa del director del observatorio de Paris. Posee una órbita bastante excéntrica, con una distancia alrededor del Sol de entre 1.9 x 3.4 unidades astronómicas, inclinada sobre la eclíptica 6.7º, y tardando 4.3 años. Posteriormente se supo que es un asteroide tipo C, con un albedo de 0.04. El 27 de junio de 1997 (eso es, una semana antes de la llegada de Mars Pathfinder a Marte) la sonda NEAR-Shoemaker pasó a 1.212 km. sobre Mathilde, explorando por primera vez un asteroide de este tipo. Sin embargo, antes del encuentro existían grandes dudas acerca de varias circunstancias. Primero, la velocidad de paso iba a ser tan grande (9.93 km/s.) que podría resultar en que no se iba a poder observar nada. Segundo, los paneles solares de NEAR-Shoemaker fueron diseñados para recolectar eficientemente la energía de Helios en una zona entre las órbitas de la Tierra y Marte, y en ese momento, se encontraba en el límite interior del cinturón de asteroides, por lo que solo pudo activar su cámara MSI. Y tercero, estaba la dificultad de encontrar una piedra dos veces más negra que el carbón en la negrura del espacio. Por suerte, el sobrevuelo fue más exitoso de lo esperado, recolectando más de 500 imágenes del lado de Mathilde iluminado por el Sol. Este asteroide posee forma redondeada e irregular (66 x 48 x 46 km., el más grande de los tres visitados hasta ese momento), y una superficie mucho más 

accidentada que las de Gaspra e Ida. Observó aproximadamente un 60% de su superficie (provocado principalmente por su lenta rotación, de 17.4 días), encontrando varios cráteres de más de 20 km. de diámetro, y uno de ellos de unas proporciones importantes también en profundidad. Es decir, que solo uno de ellos se extendía tanto como el radio del asteroide. Además, otro sistema de la sonda resultó útil en su investigación: la radio de NEAR-Shoemaker. Analizando la señal de las comunicaciones, se pudo encontrar un ridículo pero notorio efecto de Mathilde sobre la trayectoria de la sonda, y a partir de esto se pudo averiguar la densidad media del asteroide: 1.3 g/cm3, delatando que no era más que un conglomerado de rocas, con un 50% de espacio vacío. Eso sí, combinando la baja densidad con estos enormes cráteres (llamados por campos de carbón de todo el mundo, el mayor Karoo, de 33.4 km. de diámetro), nos da como resultado una más eficiente conservación de las marcas de impacto. Con los deberes hechos, NEAR-Shoemaker se empezó a preparar para alcanzar su destino en 1999.

Casi dos años después, pudimos ver (o así) un nuevo asteroide. 1992 KD, descubierto el 27 de mayo de 1992 por los astrónomos del JPL Eleanor Helin y Kenneth Lawrence, desde el observatorio de Monte Palomar, supone un bicho raro entre los asteroides. Muy pequeño (entre 3 y 5 km. de diámetro estimado), recorre una trayectoria muy elíptica en torno al Sol (1.3 x 3.4 unidades astronómicas) e inclinada (28.9º respecto a la eclíptica), y gira sobre sí mismo en 9.4 días. Debido a su pequeño tamaño, su observación resulta enormemente difícil, por lo que un estudio espectral resulta complicado. Cuando se realizó, se afirmó que 1992 KD es un asteroide tipo V, es decir, del mismo tipo que Vesta. A partir de esto, se afirmaba que no era más que un pedazo del propio Vesta que salió desprendido en épocas de grandes impactos. Este fue el principal motivo de que se le designara como objetivo científico de la misión tecnológica Deep Space 1 de la NASA, tras una larga selección de más de 100 candidatos. Esta sonda era la primera del programa de desarrollo tecnológico New Millenium, encargada de fabricar y probar componentes para vehículos espaciales (tanto satélites terrestres como sondas de espacio profundo) para hacerlos más pequeños, más baratos, pero con unas altas prestaciones. De esta manera, Deep Space 1 incorporaba 12 adelantos tecnológicos, de los cuales, tres de ellos tendrían que funcionar durante el encuentro con 1992 KD. Lanzada en octubre de 1998, dedicó todo el tiempo desde después de su lanzamiento hasta el mes antes de comenzar la aproximación para probar todo su arsenal tecnológico, comprobando que funcionaban correctamente. Antes, la Sociedad Planetaria (una asociación de entusiastas de la exploración espacial) lanzó un concurso para que 1992 KD perdiera su fría nomenclatura. Así, proponían que la gente enviara propuestas, para que la co-descubridora del objeto seleccionara el que más le gustara. El definitivo fue Braille (propuesto por una trabajadora del Centro Espacial Kennedy), por el profesor francés Louis Braille, el inventor del sistema de escritura y lectura que lleva su nombre, por la cual la gente sin visión es capaz de leer y escribir. Desde entonces, se conoce al asteroide como 9969 Braille. El encuentro estaba planeado para el 29 de julio, y 30 días antes la sonda se configuró para dirigirse hacia el asteroide y encontrarse con él, usando un novedoso software de control llamado AutoNav. De esta manera, usando los recursos a bordo de Deep Space 1 para controlar su actitud, y la cámara que llevaba, examinaba el cielo para establecer la posición de las estrellas y varios asteroides para triangular su posición dirigirse hacia Braille. Además de AutoNav, Deep Space 1 usaría sus dos experimentos científicos/adelantos tecnológicos para examinar el profundidad al asteroide. De esta manera la cámara MICAS (un instrumento que incorporaba dos cámaras de luz visible, un espectrómetro infrarrojo y otro ultravioleta, que falló tras el despegue) tenía la labor de establecer las dimensiones, forma, textura superficial, brillo, así como geografía, geología y composición de Braille, realizando incluso modelos en tres dimensiones del asteroide para determinar su densidad, masa y volumen, mientras que el instrumento PEPE intentaría estudiar el viento solar alrededor del objeto para comprobar si expulsaba moléculas desde la superficie que se cargaban con la luz solar o el viento solar, para analizar su composición, además de tratar de averiguar si Braille desviaba el viento solar alrededor suyo, como era el caso de Gaspra e Ida. El plan estaba bien estructurado, pero la realidad del asteroide complicó enormemente la maniobra. Cuando AutoNav empezó a obtener las imágenes de MICAS para propósitos de navegación, 17 horas antes del encuentro, un problema en el software provocó que la sonda entrara en modo seguro. A pesar de su rápida recuperación, había perdido un tiempo precioso, y las maniobras posteriores se realizaron usando menos información de la esperada. Eso provocó que los objetivos del sobrevuelo apenas se cumplieran. Se esperaba que Deep Space 1 pasara a 240 metros de la superficie de Braille, aunque realmente lo hizo a 26 km., convirtiéndose en la sonda que más cerca había pasado de su objetivo. Tras recuperar el funcionamiento normal, pudo alternar las secuencias científicas con las tareas de navegación, aunque la sesión de imágenes tuvo que retrasarla hasta después del máximo acercamiento, por lo que cuando adquirió imágenes y espectros de Braille, ya estaba alejado 14.000 km. del objeto, 15 minutos después de la máxima aproximación. A pesar de lo poco, fue suficiente para arrojar un algo más de luz sobre Braille. Tiene unas dimensiones de 2.1 x 1 x 1 km., una densidad media 

aproximada de 3.9 g/cm3, un albedo geométrico de 0.34 (el real es menor), y los datos del espectrómetro infrarrojo mostraban que realmente es un asteroide tipo Q, compuesto principalmente por olivina y piroxeno, resultando algo así como una forma evolucionada de un tipo S y un tipo V. Además, gracias al experimento PEPE y los instrumentos situados para establecer el impacto del motor iónico en el ambiente espacial, se pudo detectar magnetismo alrededor del asteroide. Este encuentro supuso el primero con un cuerpo menor de reducidas dimensiones. No fue el único.

Antes de que NEAR-Shoemaker alcanzara su objetivo, otra sonda se internaba en el cinturón de asteroides rumbo a su destino. La sonda Cassini, en ruta hacia Saturno, cruzó por obligación esta región, y aprovecharon su rumbo para poder hacer un acercamiento bastante lejano de un objeto de la zona. 2685 Masursky es un miembro de la familia Eunomia, descubierto el 3 de mayo de 1981 por Edward Bowell, y orbita en torno al Sol en 4.12 años, en una órbita con unos parámetros de 2.3 x 2.9 unidades astronómicas y una inclinación de 12.1º. Debido a que Cassini pasaría relativamente cerca de este cuerpo, se quería usar como referencia para probar alguna de las capacidades de la sonda. El sistema de televisión de Cassini ISS fue encendido el 23 de enero del año 2000, y durante siete horas, la poderosa

sonda estuvo siguiendo a Masursky, probando con éxito la capacidad de seguir objetos muy pequeños y muy distantes. A partir de las imágenes entregadas por Cassini, solo se pudo establecer el tamaño de este pequeño cuerpo, estableciéndola en unos 15 o 20 km. de diámetro. Es la consecuencia de pasar a 1.6 millones de km. de distancia. Posteriormente, se confirmó que, como el resto de sus hermanos de familia asteroidal, Marursky es un tipo S.

Después de un problema desconocido (que imposibilitó la entrada en órbita) y una órbita al Sol de más, al fin NEAR-Shoemaker entró en la órbita de su destino el 14 de febrero del año 2000. 433 Eros, el mayor de los cuerpos considerados NEO’s, fue escogido por su fácil acceso, relativa cercanía, y por ser posiblemente el mayor de ellos. Su órbita transcurre entre las 1.1 y 1.8 unidades astronómicas, está inclinada casi 11º con respecto a la eclíptica, y tarda 1.76 años en rodear a Helios. Fue descubierto en 1898 por Carl Gustav Witt desde el observatorio de Berlin. Posteriormente se le clasificó como tipo S. La diferencia entre esta visita y las anteriores a asteroides fue que NEAR-Shoemaker entró en su órbita para estudiarlo de manera sistemática, en vez de observarlo de cerca y pasar de largo. De esta manera, gracias a su estudio a largo plazo tenemos mucha más información sobre Eros que sobre Gaspra, Ida, Mathilde y Braille juntos. La misión de esta sonda acabó de manera espectacular, posándose “suavemente” sobre su superficie. Lo mejor fue que sobrevivió, y pudo funcionar dos semanas más adquiriendo mediciones de altísima resolución. ¿Qué nos dejó está sonda? Un objeto de 34.4 x 11.2 x 11.2 km., algo rellenito (densidad de 2.67 g/cm3), una

rotación de 5 horas y 16 minutos, y un albedo de 0.24. Tiene de forma de patata, y gracias a los datos derivados de su densidad, es un objeto homogéneo y único, en vez de una pila de rocas. Naturalmente, los cráteres están a la orden del día (recibieron los nombres de amantes, tanto de la realidad como de la ficción, encontrándonos con Don Quijote, Dulcinea, Don Juan o Casanova, siendo el mayor Psyche), mientras que las dos cordilleras encontradas recibieron los nombres de astrónomos que hicieron estudios sobre el asteroide, mientras que las regiones, de los que lo descubrieron. A pesar de que se deseaba enlazar los asteroides tipo S (como Eros) con meteoritos de silicatos encontrados en la Tierra, la sonda fue incapaz de proporcionar conclusiones definitivas, aunque eso sí, la información proporcionada resulta vital para comprender la formación y evolución de estos cuerpos, aunque se necesitan más visitas a más asteroides para así realizar una comparación y un estudio en profundidad.

Casi dos años después de abandonar Eros, pudimos regresar brevemente a otro asteroide. Descubierto el 23 de marzo de 1942 desde Heidelberg (Alemania) por Karl Reinmuth, 5535 Annefrank recibió su nombre definitivo en 1995, como homenaje a la niña judía holandesa que nos contó en su célebre Diario cómo se escondía su familia de la persecución de los nazis, y que posteriormente murió en un campo de concentración. Este asteroide se encuentra dentro del cinturón de asteroides, cerca del límite interno del mismo, (2.1 x 2.4 unidades astronómicas, 2.4 años) y pertenece al tipo S de asteroides. No tendría más importancia si no fuera porque la primera sonda cometaria de la NASA, Stardust, lo usó como prueba de sus métodos para cuando llegara a su destino. Así, la gente del proyecto quería comprobar la capacidad de la sonda de usar un cuerpo cercano a ella como referencia de navegación para acercarse a él, es decir, aplicar la técnica de la navegación óptica, pero a través del software AutoNav, que en realidad era una versión distinta a la original cargada en Deep Space 1, desarrollada después de que el demostrador tecnológico perdiera el uso de su escáner estelar, encargada únicamente de esta tarea, e implementada en esta sonda cometaria tras mostrar un gran comportamiento. El encuentro se programó para el 2 de noviembre del año 2002. A tal efecto, Stardust encendió AutoNav para orientarse hacia el Annefrank usando su NC. A causa del bajo índice de luminosidad del Annefrank, a Stardust le costó horrores mantener al asteroide en el campo de visión de la cámara de a bordo, perdiéndolo, para luego recuperarlo de manera autónoma. A consecuencia de esto, la altura sobre el asteroide en el momento del máximo acercamiento fue de 3.079 km., y desde esa distancia lo único que consiguió fue mostrarnos la forma del

objeto. Gracias a las imágenes de Stardust sabemos que Annefrank tiene unas medidas de 6.6 x 5 x 3.4 km. (el doble de lo esperado), un albedo variable (de 0.18 a 0.24) y una rotación estimada en 0.63 días. La forma es de un prisma triangular, y se cree que es un cuerpo formado por varios objetos distintos. No mucho más se pudo obtener, ya que Stardust estaba preparada para encontrarse con un cometa, pero nos dio cosillas interesantes.

Tras los éxitos sobre Gaspra e Ida, la agencia japonesa ISAS (Instituto de Ciencia Espacial y Astronáutica) abrió el proyecto MUSES-C (Sonda Espacial de Ingeniería Mu-C) con un ambicioso objetivo: alcanzar un asteroide y recoger muestras de su superficie. Resultaba muy interesante, de manera que la NASA se ofreció a colaborar. Para este proyecto diseñaría un nanorover (menos de 1 kg.) y entregó a ISAS los esquemas de diseño del motor iónico NSTAR que funcionó en Deep Space 1. Con un destino al asteroide 4660 Nereus, la sonda despegaría en julio del 2002, para alcanzar el asteroide, estudiarlo, desplegar el nanorover de la NASA y finalmente recoger las muestras, para posteriormente regresar a la Tierra y entregar lo recogido. Retrasos en el desarrollo y un fallo en el lanzamiento de un cohete del mismo tipo que el que debería usar provocó perder la ventana a Nereus, y la contribución del nanorover. Al final,

tras un poco de suspense, MUSES-C fue lanzada el 9 de mayo del 2003. Su destino, 1998 SF36. Descubierto el 26 de septiembre de 1998 por el proyecto LINEAR (Investigación Lincoln de Asteroides Cercanos a la Tierra), pertenece a la familia de los NEO’s. Su órbita es bastante elíptica, circulando entre las 0.95 y las 1.7 unidades astronómicas, con una inclinación de 1.6º. Pertenece a la familia de los tipo S, y gracias al radar situado en Goldstone (California) pudimos hacernos una buena idea de la forma y el tamaño del asteroide. Su albedo es de 0.53. Si se escogió este destino para MUSES-C fue porque su acceso resultaba fácil, y aún más con la adopción de la impulsión iónica. A MUSES-C (o Hayabusa, halcón peregrino en japonés, como se la llamó tras el despegue) se la considera la segunda misión con destino específico a un asteroide, después de NEAR-Shoemaker. Cargaba cuatro experimentos (la cámara multiespectral AMICA, el espectrómetro infrarrojo NIRS, el espectrómetro de rayos X XRS y el altímetro láser LIDAR), cuatro motores iónicos tipo NSTAR de reducidas dimensiones, un minilander (MINERVA) y el sistema de recogida de muestras, bastante particular. Estabilizada en sus tres ejes, su antena principal estaba fija en la estructura, y los paneles solares también eran fijos, naciendo de cada lado de la estructura. Con ese equipo, Hayabusa se puso en camino hacia 1998 SF36.

Pronto se dieron cuenta de lo anodino de la nomenclatura, de manera que la gente de la misión solicitó al proyecto LINEAR que les concedieran el permiso de nombrar al asteroide. Lo dieron con gusto, y fue confirmado por el Centro de Planetas Menores de la Unión Astronómica Internacional. De esta manera, el asteroide recibió el nombre del pionero de la cohetería japonesa, Hideo Itokawa, un notable ingeniero aeronáutico (diseñador de aviones tan célebres como el caza Nakajima Ki-43 Oscar, hermano pequeño del mítico Mitsubitshi A6M Cero, del brillante Jiro Horikoshi) que, cuando tras la Segunda Guerra Mundial se le prohibió al Japón el desarrollo de una industria aeronáutica, se dedicó a su segunda gran pasión: la astronáutica. Por ello, a partir del 6 de agosto del 2003 se le conoce como 25143 Itokawa.

Se esperaba que Hayabusa alcanzara a Itokawa en junio del 2005, pero una serie de problemas (incluyendo una potente llamarada solar que averió el sistema de generación de energía, provocando una capacidad de impulsión menor) obligó a retrasarlo hasta septiembre. Al menos, a partir de agosto la cámara AMICA comenzó a adquirir imágenes del objeto, siendo usado como referencia, utilizando un software de navegación autónoma. Ya entrado septiembre, la forma de Itokawa se confirmó alargada, y cuando Hayabusa se encontró a 20 km. de él, se anunció que había llegado. A diferencia de otras sondas, no entró en su órbita, sino que se mantuvo cerca siguiendo una trayectoria paralela. El retraso en la llegada provocó un recorte en el plan de investigación, acortando los plazos y eliminando uno de los tres intentos de recogida de muestras. Formado por una especie de tubo extensible finalizado en un embudo, era la única parte de la nave que contactaría con la superficie, para, una vez allí, disparar un proyectil. Aprovechando la escasa gravedad del asteroide, el polvo levantado por el proyectil se elevaría por el tubo para entrar en uno de los contenedores de la cápsula de retorno. Esa era la teoría.

Durante lo que quedaba de septiembre y todo el mes de octubre, redujo la altitud sobre Itokawa hasta los 7 km., y luego a los 3 km., obteniendo secuencias de muy alta resolución de la superficie de Itokawa, en las que podíamos hasta ver la sombra de Hayabusa. Eso sí, los problemas aumentaban, ya que dos de las tres ruedas de reacción del sistema de orientación fallaron. Por suerte poseía todavía los propulsores de control. Un primer descenso de prueba lo realizó el 3 de noviembre, fallando en los momentos finales a causa de un pequeño problema en el sistema de navegación, provocado por la forma del asteroide. El 9 volvió a descender, usando la cámara AMICA y el instrumento LIDAR. Esta vez todo fue correcto, liberando a la

superficie uno de los dos marcadores de objetivo que usaría como guías durante el descenso. Gracias a las imágenes recogidas durante ese descenso, uno de los dos puntos se descartó por ser demasiado rocoso, por lo que se escogió el otro observado. El día 12 se esperaba que la microsonda MINERVA fuera soltada para su aterrizaje sobre la superficie, pero una señal de alarma provocada por una medición del LIDAR indicando una menor altura a la programada obligó a Hayabusa a aumentar la altitud. Así seguía cuando la señal de liberación de MINERVA llegó, siendo ejecutada a mayor altura a la esperada, provocando que se perdiera en el espacio. La misión estaba gafada. En los siguientes días, la misión estuvo metida de lleno en la confusión. El primer descenso de recogida de muestras lo realizó el 19, y todo parecía ir como la seda hasta el momento en que se estaba cambiando la antena de seguimiento. Según los datos de telemetría se disparó otra señal de alarma, cuando se encontraba a 10 metros de la superficie. Cuando esta señal llegó al centro de control, dieron la orden de abortar, sin embargo el sistema de navegación consideró que la altitud no era la apropiada para ascender, de manera que contactó (de manera un poco brusca) con la superficie. Los controladores no se dieron cuenta de esto hasta varios días después, cuando Hayabusa se encontraba a 100 km. de altitud, en modo seguro, y girando sobre sí misma. Había estado 30 minutos en la superficie, y se dijo que existía una alta probabilidad de que algo de polvillo hubiera subido por el tubo hasta uno de los contenedores. Éste fue sellado, y se prepararon para el descenso final. Practicado el 25, tampoco se disparó el proyectil a causa de los problemas de la sonda. Después de iniciar la secuencia de partida de la superficie, comenzó el caos.

Al poco de empezar el ascenso, una tubería congelada pareció romperse. Esto provocó una fuga que imprimió una rotación inesperada en la sonda, provocando que perdiera de vista al Sol y cortando casi por completo las comunicaciones. Como medida desesperada, provocaron la expulsión del gas xenón para intentar estabilizar a Hayabusa, cosa que consiguieron, pero los problemas continuaban. A pesar de conseguir contactar mediante la antena de media ganancia y descargar los datos de telemetría (confirmando el no disparado del proyectil), la sonda estaba en un giro que provocaba cada vez menos energía. Comenzaron a usar los motores iónicos como control de actitud, pero una turbulencia extraña provocó otro giro extraño y se perdió la señal. Tardaron más de un mes en volver a contactar con Hayabusa, siguiendo la señal de baliza que emitía. A partir de esta señal, fueron contactando periódicamente, consiguiendo al fin contacto total el 4 de marzo del 2006. A través de la telemetría, observaron varias cosas: ninguna de las ruedas de reacción funcionaban, el combustible químico estaba agotado, 7 de las 11 baterías aún funcionaban, la cápsula estaba completamente sellada, dos de los cuatro motores iónicos eran operacionales, y estaba a 13.000 km. por delante de Itokawa. Se había perdido la ventana de llegada en el año 2007, por lo que se diseñó una nueva ruta hacia la Tierra. Al fin, el 25 de abril del 2007 comenzó el regreso, programado ahora para el 2010, usando los motores iónicos para impulsarse y controlar la actitud. A pesar de nuevos problemas que amenazaron con no poder llegar a la Tierra, finalmente el 13 de junio del 2010 nos alcanzó, liberando exitosamente la cápsula, para después reentrar en la atmósfera. La cápsula aterrizó exitosamente en el desierto australiano de Woomera, donde fue recogida, embarcada en un avión y se puso en camino del Japón. En una multitudinaria rueda de prensa, el 16 de noviembre unos orgullosos científicos informaron que la misión había tenido éxito y la cápsula contenía partículas (alrededor de 1.500 granos), la inmensa mayoría procedían del asteroide.

Sin embargo, ¿cómo es Itokawa? Gracias a los estudios de Hayabusa, se ha determinado que este es un escombro de 535 x 294 x 209 metros, con una densidad de 1.9 g/cm3 y un período rotacional de 12 horas. Se confirmó el tipo S, y se vio que su superficie estaba plagada de rocas. Por forma, recuerda a la de Eros, sin cráteres visibles, aunque los posee. Pudo obtener imágenes con resoluciones impresionantes, captando detalles de hasta 10 centímetros. Posteriormente, se estableció que no era más que un grupo de rocas conjuntadas de una antigüedad considerable, aunque con una edad conjuntada mucho menor. El análisis de las partículas mostró que el color oscuro propio del hierro que tiene es consecuencia de la abrasión por micrometeoritos y a causa del choque de las partículas de alta energía del viento solar. A pesar de los problemas, la contribución de Hayabusa a la ciencia ha sido notable.

El año 2006 surgió otra rara oportunidad de observar un nuevo asteroide. Esta vez resultó ser 2002 JF56. Descubierto por el proyecto LINEAR desde Socorro, Nuevo México, es un integrante del cinturón de asteroides. Apenas se sabía nada de él, solo su órbita, que transcurre más o menos entre las 1.9 y las 3.3 unidades astronómicas, con cierto margen, y una inclinación de 4.2º sobre la eclíptica. La suerte quiso que el

paso de la sonda a Plutón New Horizons por sus cercanías nos proporcionara la oportunidad de incrementar algo la información sobre él. Se planeó el encuentro con exquisito cuidado durante mayo, para que durante los días 11, 12 y 13 de junio, la cámara Ralph adquiriera imágenes del objeto. Este encuentro se usó para probar las capacidades de la sonda de seguir pequeños objetos y poco brillantes en movimiento desde la lejanía. El máximo acercamiento se practicó a 101.867 km. del objeto, obteniendo datos acerca del tamaño, color, propiedades fotométricas y composición a través de los sistemas MVIC y LEISA que dan forma a Ralph. Con esta escasa pero valiosa información, se sabe que el tamaño aproximado de 2002 JF56 es de 2.3 km. de diámetro y pertenece a la familia de los asteroides tipo S. Ya en el año 2007, el investigador principal solicitó a la Unión Astronómica Internacional nombrar al asteroide. Tras la aprobación, este pequeño cuerpo pasó a llamarse 132524 APL, homenajeando al Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad John Hopkins, constructora de la sonda. Para volver a ver un asteroide, tuvimos que esperar algo más de dos años.

La sonda cometaria de la ESA, Rosetta, se preparó y construyó para tener el espíritu del proyecto de la NASA CRAF, una misión con destino a un cometa que, por el camino, visitaría al menos un asteroide durante su larga travesía. Cuando la agencia europea desarrolló esta propuesta, su destino era el cometa 46P/Wirtanen, y en el camino se esperaba visitar dos asteroides. Debido a avatares técnicos, perdió la fecha de lanzamiento, destino, y asteroides. La misión se reformuló, y además de tener un destino final, se seleccionaron dos nuevos asteroides. Lanzada en marzo del 2004, tardó hasta septiembre del 2008 alcanzar el primero de ellos, después de dos sobrevuelos a la Tierra y uno a Marte. 2867 Steins, descubierto el 4 de noviembre de 1969 por Nikolai Stepanovich Chernykh desde el Observatorio Astrofísico de Crimea, es un objeto perteneciente al cinturón de asteroides. Tarda 3.63 años en rodear a Helios, a una distancia de entre 2 y 2.7 unidades astronómicas, con una inclinación sobre la eclíptica de 9.9º. El resto corrió a cargo de Rosetta cuando se acercó el 5 de septiembre del 2008. Cargada con un enorme arsenal de instrumentos científicos (11 en el orbitador y 10 en el aterrizador Philae) se esperaba que pudiera examinar con gran detalle el objeto, además de ser la primera sonda de la ESA en usar la navegación óptica. A pesar de un problema en la cámara de ángulo cercano del sistema OSIRIS, el resto funcionó sin problemas. Steins

(nombrado por el astrónomo letón, y posteriormente soviético Karlis Steins) es una roca con forma de diamante, con unas medidas de 6.67 x 5.81 x 4.47 km., una rotación de 6.05 horas, un albedo de 0.34 y es un tipo E de asteroide metálico. Como todo asteroide, está plagado de cráteres, llamando la atención uno situado en la parte superior, de 2.1 km. de diámetro. Rosetta pasó a unos 800 km. de distancia, y el encuentro apenas duró siete minutos, por lo que la toma de datos resultó escasa. Debido a su forma, los cráteres reciben nombres de piedras preciosas en inglés, siendo el mayor el cráter Diamond. Solo hay una región observada, que recibió el nombre de su descubridor. Este fue el aperitivo. El primer plato llegaría casi dos años después.

Después de regresar a la Tierra para darse el último empujón, Rosetta quedó en disposición de visitar su segundo asteroide, el 21 Lutetia. Descubierto el 15 de noviembre de 1852 por Hermann Goldschmidt desde… ¡el balcón de su apartamento en Paris!, es un gran miembro del cinturón de asteroides. Su órbita transcurre entre las 2 y las 2.8 unidades astronómicas, con una inclinación de 3.1º sobre la eclíptica, tardando 3.80 años en recorrerla. Su albedo es de entre 0.19 (geométrico) y 0.073. En cuanto a su composición, Lutetia (nombrado por la ciudad de Paris, aunque con su nombre de la época romana), está clasificado como un astroide metálico tipo M, sin embargo, el espectro muestra evidencias de otros materiales, poseyendo características de los tipo C. Por ello, resultó muy interesante lo que Rosetta pudiera entregarnos. Pasando a unos 3.178 km. el 10 de julio del 2010, la sonda cometaria adquirió 462 imágenes (resolución máxima, 60 metros) por casi todo el espectro del sistema OSIRIS, además de recoger información usando el espectrómetro VIRTIS. Las imágenes cubrían un 50% de la superficie del asteroide,

que rota sobre sí mismo en 8.1 horas sobre un eje inclinado 96º. De esta manera, la sonda pudo observar el polo norte de Lutetia, observando cráteres de más 45 km. de diámetro en un cuerpo de 121 x 101 x 75 km. y una densidad de 3.4 g/cm3. VIRTIS demostró que más que un tipo M parece ser un tipo raro de clase C sin materiales hidratados y sin presencia de olivina. Uniendo esto con la alta densidad del asteroide se cree que principalmente está formado por rocas condritas, y además, con una gruesa capa de regolito (entre 100 metros y 3 km.) que suaviza la agreste geografía del objeto. Gracias a las imágenes obtenidas se han cartografiado más de 300 cráteres (hasta 55 km. de diámetro) y hasta siete regiones diferentes. De esta manera, los cráteres reciben nombres de ciudades de época romana, mientras que las regiones provienen de antiguas provincias romanas (como la Baetica) y del propio descubridor del asteroide. Otras características de su superficie reciben nombres de ríos que se nombraron en época romana. Estudios posteriores que usaron los datos de Rosetta mostraron que Lutetia es uno de los objetos más antiguos entre los estudiados del sistema solar, un planetesimal que apenas ha sufrido cambios a lo largo del tiempo. Además, los datos de gravedad sugieren cierta estructura interna que casi genera un núcleo. Con todo esto, Rosetta se convirtió en la sonda espacial que había estudiado el asteroide más grande hasta la fecha, superando a NEAR-Shoemaker cuando examinó a 253 Mathilde. Eso sí, este registro no le duró mucho. Un año después, otra sonda le ganó por la mano.

A mediados de la década de 1990, llegó a la mesa del programa Discovery de la NASA una propuesta. Es bastante posible que el que la leyera por encima en ese momento lanzara un bufido de incredulidad. En ella, se proponía una investigación sistemática de los dos mayores cuerpos del cinturón de asteroides principal con una misma sonda. En un programa de misiones que fomenta la economía en la realización de un proyecto parecía un contrasentido. Si se quería alcanzar alguno de estos cuerpos, solo uno de estos dos, según los estándares de la época, se necesitaría un enorme orbitador, con una cantidad de combustible aproximadamente de la mitad o más de la masa total del vehículo, y necesitando un lanzador pesado para situarlo en camino. Eso sí, al seguir leyendo la propuesta, encontraron las dos palabras mágicas: motor iónico. ¡Ahora sí!, pensarían muchos, esa es otra cosa. Si una sonda de tamaño más o menos modesto

equipada con este sistema de impulsión se lanzaba, sería posible, dependiendo de la cantidad de combustible cargado, visitar más de un cuerpo del cinturón de asteroides, incluyendo la entrada en órbita en cada uno de ellos para un estudio sistemático. Esa era la base de la misión Dawn. Seleccionada para la final en el 2001 (compitiendo con el telescopio cazaplanetas Kepler y el orbitador joviano INSIDE Jupiter) fue colocada definitivamente en el calendario de lanzamientos en el año 2004. La clave de toda la misión es el motor iónico NSTAR, probado satisfactoriamente en Deep Space 1 entre 1998 y el 2001, aunque el estudio sobre el perfil de misión exigió el montaje de dos unidades más de impulsión. Deep Space 1 superó los 600 días de operación continua del motor, pero Dawn tendría que triplicar el tiempo de impulsión para responder a las cuestiones científicas que tenía programadas. De esta forma se incorporaron estas dos unidades extra, para así evitar en la medida de lo posible la degradación de sus componentes. Sin embargo, esto provocó que algunos tradicionalistas de la NASA atacaran al proyecto al afirmar que esta tecnología todavía no estaba lo suficientemente madura para acoplarla a una misión científica. Después de muchos problemas (con cancelación incluida) finalmente ganó Dawn, y el 27 de septiembre del 2007 fue colocada en el espacio. Usando su impulsión iónica, debería alcanzar su primer destino en agosto del 2011.

4 Vesta, descubierto por Heinrich Wilhelm Olbers el 29 de marzo de 1807, era el segundo que encontraba después de 2 Pallas. Es el único asteroide del cinturón principal visible a simple vista (albedo 0.423), y orbita alrededor del Sol en 3.63 años, a lo largo de una órbita que transcurre entre las 2.2 y 2.6 unidades astronómicas, con una inclinación sobre la eclíptica de 7.1º. Pertenece al tipo V de asteroides, del cual es el principal representante. Se afirma que Vesta es la fuente principal de una gran cantidad de detritus cósmico, principalmente de los meteoritos de la categoría HED (Howardita-Eucrita-Diogenita), y generalmente, los asteroides tipo V también son llamados tipo HED. Usando observaciones durante ocultaciones, se estimó el tamaño varias veces, pasando de unos 383 km. (en 1825) a 550 x 462 km. (previas a la misión Dawn). También contribuyó notablemente en su examen el polifacético Telescopio Espacial Hubble, que realizó un mapa general y un modelo en 3 dimensiones, poniendo en relieve que su polo sur parecía que tenía un cráter inmenso con un pico central con una altura considerable. Como existía la teoría del origen vestano para una gran parte de los escombros que caen a la Tierra y aún circulan por el sistema solar (véase 9969 Braille) la aparición de esa estructura suponía que Vesta había perdido en algún momento del pasado nada menos que un 1% de su masa total a causa de un impacto de colosales proporciones. También se pudo estudiar su rotación, estableciéndola en 5.43 horas, con una inclinación axial de 29º. El resto, por supuesto, ha corrido a cargo de la excepcional sonda Dawn.

Gracias al uso de su impulsión iónica, Dawn entró en órbita de 4 Vesta el 16 de julio del 2011, y estuvo allí hasta el 4 de septiembre del 2012. Originalmente debería haber partido a finales de julio de ese año, sin embargo los impresionantes resultados permitieron alargar el estudio sobre Vesta 40 días más, y posteriormente, durante el proceso de partida del objeto, perdió el uso de una de las ruedas de reacción (la primera la perdió en junio del 2010), deteniendo el proceso y retrasando el día definitivo para abandonar este enorme cuerpo asteroidal. Durante este tiempo, la sonda ha estudiado a Vesta desde 2.750, 680 y 180 km. de altitud, usando sus tres instrumentos científicos (FC, VIR y GRaND) y la radio de a bordo. Sus dimensiones son de 572.6 x 557.2 x 446.4 km., y una densidad media de 3.45 g/cm3. La superficie, como no, está plagada de cráteres, siendo el mayor el llamado Rheasilvia, con 505 km. de diámetro, que es el que detectó el Hubble desde la distancia. El pico central se eleva hasta los 23 km. Lo más interesante es que Rheasilvia provocó que otro gran cráter (Veneneia, 395 km. de diámetro) quedara deformado. Una serie de surcos (que recuerdan a los vistos en el satélite marciano Fobos) divide los dos hemisferios, siendo el mayor de ellos Divalia Fossa, con casi la misma longitud que el inmenso Ithaca Chasma de Tetis. Existen muchas zonas de terreno viejo y craterizado hasta el extremo, aunque también existen marcas de craterización más joven. Conocidos como “el muñeco de nieve”, son tres cráteres llamados Marcia, Calpurnia y Minucia, situados en el hemisferio norte, siendo el más grande el inferior y el más pequeño el superior. Lo más interesante es que la zona que rodea estos tres cráteres está cubierta de regolito, con un notable espesor, mostrando que son mucho más jóvenes que el resto de la zona. Otros datos de interés ha sido la estratificación encontrada en varios impactos, delatando una estructura por capas, como los planetas, con núcleo, manto y corteza, confirmada por los datos de gravedad. Además, recientemente se le han descubiertos depósitos de materiales hidratados dispersados ampliamente por la superficie. Una labor extraordinaria. Su próximo destino, para el 2015.

El gigante chino es el último concursante que se ha unido a la exploración espacial. Sus métodos recuerdan más a la época de la Guerra Fría, pero están desarrollando un programa muy inteligente. Van paso a paso, con calma y sin atropellarse. Además de sus misiones tripuladas (ya bastante célebres) han sido capaces de situar dos sondas en la Luna. La segunda, Chang’e 2, suponía una actualización de la primera. Lanzada el 1 de octubre del 2010, entró en órbita lunar el 9 de octubre, y allí estuvo hasta agosto del 2011, cuando salió de allí rumbo al punto L2, para mejorar sus habilidades de navegación. Tras llegar a ese punto, estuvo allí hasta el 15 de abril del 2012, poniendo rumbo a uno de los asteroides NEO’s.

4179 Toutatis fue descubierto por primera vez en 1934, pero fue perdido casi inmediatamente, hasta que Christinan Pollas lo reencontró el 4 de enero de 1989. Tiene una órbita bastante elíptica (0.9 x 4.1 unidades astronómicas, inclinación 0.44º) que la recorre en 4.02 años, poseyendo una resonancia 1:3 con Júpiter y casi 1:4 con la Tierra, provocando que pase a muy poca distancia de nosotros, por lo que

se le considera un asteroide “rasante”. Así, pasó el 9 de noviembre del 2008 a 0.0502 unidades astronómicas de nosotros, mientras que lo volverá a hacer el 12 de diciembre del 2012 a 0.046 unidades astronómicas. Con un albedo de 0.13, es un asteroide tipo S. Gracias al radar de la antena de Goldstone pudimos averiguar su forma y sus dimensiones en 1996. Para variar, es irregular (4.5 x 2.4 x 1.9 km.) y parece que es un conglomerado de rocas parecido a 25143 Itokawa. Aprovechando la circunstancia de esta cercana aproximación, Chang’e 2 tiene planeado un sobrevuelo a Toutatis (el nombre de un dios celta) el 6 de enero del 2013. Esta sonda va cargada con instrumentos mejorados con respecto a su sonda hermana, que son una cámara estéreo CCD de alta resolución (10 metros), un altímetro láser, espectrómetros de rayos X y rayos Gamma, y un instrumento de microondas. Se espera que con este conjunto analítico (especialmente su cámara) arroje algo más de luz sobre Toutatis.

Según los planes actuales, la siguiente visita a un asteroide será la de Dawn a su segundo destino: 1 Ceres. El mayor de los asteroides del cinturón principal (considerado actualmente un “planeta enano”), y por ello, el primero encontrado, es un cuerpo casi esférico que, él solito, posee un tercio de la masa

total de los cuerpos del cinturón de asteroides. Orbita a Helios una vez cada 4.60 años, a distancia que varía entre las 2.5 y las 2.9 unidades astronómicas, con una inclinación orbital de 10.6º. Según todos los estudios realizados por observatorios basados en Tierra o el Hubble, se ha podido establecer aproximadamente su forma y hacer un mapa general. Los datos actuales enuncian un diámetro ecuatorial de 974.6 km. y el polar se ha calculado en 909.4 km. Está categorizado como asteroide tipo G o C, y por lo que se sabe, está estructurado internamente como los planetas. Debido a la baja densidad calculada (2.07 g/cm3) se cree que existe una cantidad importante de hielo de agua (aproximadamente 200 millones de metros cúbicos) y otros elementos volátiles, resultado de su lejanía al Sol. También se ha calculado su rotación (9.07 horas) y su inclinación axial (3º), junto con su albedo (0.09). Se sospecha que Ceres podría tener atmósfera, algo observado por el observatorio IUE, detectando cantidades significativas de iones de hidróxido cerca del polo norte, resultado de la disociación del vapor de agua que es producto de la radiación ultravioleta solar. Dawn tendrá mucho trabajo por hacer, cuando llegue a principios del año 2015.

Además de todas estas sondas, otros sistemas y vehículos espaciales también han contribuido al conocimiento de los asteroides. Si habéis estado atentos, dos asteroides (25143 Itokawa y 4179 Toutatis) fueron observados previamente usando radares. No han sido los únicos. Debido a la relativa cercanía de muchos de estos cuerpos, se ha podido estudiar la forma y rotación de muchos cuerpos menores que pasaron muy cerca de nuestro planeta. El primero de todos fue 1566 Icarus, para seguir posteriormente con cada asteroide que se atreva a asomarse por aquí. Usando principalmente el radar montado en la antena de Goldstone (California), una de las que dan forma a la Red de Espacio Profundo de la NASA, se han podido estudiar una amplia cantidad. Se podría aplicar también a los del cinturón de asteroides, pero están tan lejos que se deben usar radiotelescopios más grandes, como por ejemplo, el situado en Arecibo (Puerto Rico). Los observatorios espaciales también han contribuido bastante a su conocimiento. El primer telescopio infrarrojo espacial, IRAS, usando su capacidad de captación, descubrió tres asteroides, el mayor el 3200 Phaeton. Su heredero, WISE, a lo largo de sus 13 meses de operación fue capaz de encontrar más de 33.000 asteroides nuevos, incluyendo el primer asteroide troyano de la Tierra. Una tarea ejemplar.

¿Hay misiones nuevas planeadas para ir a asteroides? La respuesta es sí. Actualmente existen dos misiones que, curiosamente, poseen un objetivo científico final idéntico: recoger muestras de un asteroide. Para el año 2015 la agencia japonesa JAXA (la fusión de las instituciones ISAS y NASDA) quiere lanzar Hayabusa 2, una versión técnicamente mejorada de su misión anterior, cuyo destino actualmente es el asteroide tipo C (162173) 1999 JU3, a donde se quiere llegar dos años después y regresar con las muestras en el año 2020. En el 2016, la NASA tiene programado el lanzamiento de la potente OSIRIS-REx, y su destino es el NEO (101955) 1999 RQ36, un tipo C de muy bajo albedo (0.03-0.06) y que orbita muy cerca de la Tierra (0.9 x 1.4 unidades astronómicas, inclinación 6º sobre la eclíptica), aproximadamente redondeado (observado gracias al radiotelescopio de Arecibo) y con unas dimensiones parecidas a las de Itokawa. Se quiere alcanzar a RQ36 en el año 2019 y regresar con las muestras en el año 2023. Además de estas dos, existe otra sonda que podría visitar un asteroide en enero del 2020. Con la exitosa sonda cometaria Deep Impact, después de visitar dos cometas diferentes, se quiere observar al asteroide 2002GT. Pero que se haga o no, eso ya depende del estado en el que se encuentre.

Resulta muy complicado observar todos los asteroides del cielo, pero por lo que las sondas espaciales nos pueden enseñar, se pueden comparar estos datos de manera que nos puedan dar pistas sobre la creación del sistema solar. Por eso, cuantos más asteroides, y más variados, mejor.