martes, 31 de diciembre de 2013

Resumen del año 2013

En fin, es el momento de hacer resumen de lo acontecido este año. Ya avisábamos que no iba a ser especialmente fértil en noticias, pero eso no quiere decir que no las haya habido. Un 2013 mediatizado en su primer medio año por los telescopios espaciales, y el restante, con lanzamientos, algunos muy importantes. Así, comenzamos el año con Cassini, proporcionando evidencias de icebergs en los grandes lagos del polo norte de Titán, aunque también con estudios de aquella brutal tormenta en el hemisferio norte de Saturno, aceleración de partículas en su magnetosfera como si fuera una supernova, un cálculo bruto de la edad de los anillos y los satélites, y lo más llamativo desde el muro de las rarezas: el fantástico hexágono del polo
norte, visto como nunca. Marte tampoco ha sido un lugar que haya dado grandes titulares, pero entre el perfil topográfico tridimensional de un canal de inundación o la localización de la sonda soviética Mars 3, proporcionada por MRO (que este año ha tenido que pasar por el taller), la confirmación de un ambiente húmedo y capaz de sostener vida proporcionada por Curiosity, y el hallazgo de más material arcilloso en el cráter Endeavour localizado por Opportunity, hemos tenido una época llamativa. Pero claro, no todo va bien en el país de las maravillas, ya que Curiosity ha sido noticia más por problemas técnicos que por resultados: que si un par de reiniciados a lo bruto por un lado, caída de voltaje desde el MMRTG por el otro, y para
redondear el pastel, daños evidentes en sus ruedas. Todavía le queda trayecto hasta su punto de entrada en su objetivo científico principal, el llamado Aeolis Mons, y todos esperan que el todoterreno tenga un camino más suave y agradecido, algo de lo que ha disfrutado y disfruta Opportunity allá en las tierras de Meridiani, que este año ha pasado del cabo York al cabo Tribulation, donde pasará el invierno marciano y continuará estudiando rocas arcillosas. Y este año marca la década desde que Mars Express está en órbita marciana y funcionando. Con una misión garantizada hasta el fin del 2016, todavía nos contará mucho interesante acerca del planeta rojo. Por Mercurio hemos pasado miedo, porque en marzo la tarea extendida de MESSENGER acababa sin decisión por parte de la NASA sobre si ampliaba su misión hasta el 2015. Con su ampliación garantizada, ha seguido entregando cosas interesantes, entre ellas el penacho (¿volcánico?) que apareció emergiendo del planeta. Con mayor tranquilidad, deseamos contemplar los nuevos panoramas del planeta cuando su perigeo esté colocado a unos 25 km. de su superficie. Como hemos dicho, los telescopios han dado muchísimo que hablar: satélite número 14 para Neptuno (Hubble), medido el ratio de rotación de un agujero negro supermasivo (XMM-Newton y NuSTAR), localización de un montón nuevo de agujeros negros (NuSTAR), la medición de la temperatura de una enana marrón (Spitzer), el primer mapa de las nubes de un exoplaneta (Spitzer), la detección del GRB más potente de la historia (Swift y Fermi), etc. Pero también
hemos tenido el mapa más exacto de la llamada radiación fósil del Big Bang por parte de Planck, y por supuesto, la habitual ristra de planetas extrasolares. Y en general han sido tres los observatorios que destacan sobre el resto. Por un lado, la lamentable noticia de que el cazador de exoplanetas Kepler tiene una avería seria y lleva desde mayo sin poder detectar nuevos planetas extrasolares, aunque todavía queda mucha información por analizar (solo este año se han añadido casi mil candidatos a exoplanetas). Y por el otro, buenas noticias, porque tenemos a Spitzer con la década superada desde su puesta en el espacio (inaudito para un observatorio infrarrojo) y porque el telescopio WISE (también de infrarrojos) ha sido reactivado para cazar y catalogar asteroides peligrosos para nuestro planeta. En cuanto a la ISS, decir que
al fin la nave de carga Cygnus de la empresa Orbital es una realidad, y que a partir del año que viene se unirá oficialmente a la enorme lista de vehículos que abastecen a la dotación. Aunque también tenemos la avería reciente del sistema de refrigeración del complejo. Entre otros eventos destacados de este año, tenemos la visita que nos hizo el 9 de octubre la bella dama del espacio. No sin problemas, la sonda joviana Juno realizó con enorme éxito su asistencia gravitatoria a la Tierra para tomar el impulso final que la ha situado en ruta directa hacia el hermano mayor del sistema. También ha sido noticia New Horizons. A menos de año y medio de hacer historia, a mediados de julio fue capaz de tomar una serie de instantáneas de su destino, separando por primera vez con los ojos de una sonda espacial a Plutón y Caronte. Casi lo rozamos con los dedos. Y por su parte, Dawn sigue impulsándose hacia el gran asteroide Ceres, sin problemas a la vista. Mucho aprendió acerca de Vesta, y todavía sigue contándonos algunas cosas de este extraño y fascinante objeto del cinturón de asteroides. Lo que daríamos por ir sobre su lomo. Y este es un año en el que hemos tenido una larga lista de bajas. En torno a nosotros, han sido dos misiones al planeta Tierra las que han caído. En junio, el veterano satélite oceanográfico Jason 1 (avería), y el gravitatorio GOCE (agotamiento del combustible) en octubre. También hemos perdido tres observatorios espaciales: en abril, el coloso de infrarrojos Herschel (agotamiento de su refrigerante) y el único observatorio astronómico entregado al ultravioleta, el Explorador de Evolución Galáctica GALEX (sin presupuesto), y en octubre el
observatorio de microondas Planck (agotamiento de su refrigerante). Y en el ámbito de las sondas espaciales uno que nos ha dolido particularmente: la gloriosa misión cometaria Deep Impact en agosto, a causa de un pequeño pero fatal error en su software. Y dos eventos han acaparado la atención este año. Así, la ya mítica Voyager 1 volvió a hacer historia, esta vez por convertirse en la primera en salir de la heliosfera. Realmente lo hizo el año pasado, pero ha sido este en el que llegó la confirmación. Pronto le seguirá su hermana. Y por supuesto, hemos dado la matraca bastante este año a causa del prometedor cometa ISON. Este cometa imposible, proveniente de los confines del sistema solar, detectado por primera vez en septiembre del año pasado, ha sido objeto de estudio de lo más granado que tenemos en el espacio: Deep Impact y Swift en enero, el telescopio Hubble en abril, mayo y octubre, Spitzer en junio, Mars Express y MRO en octubre, y MESSENGER, el dúo STEREO, SOHO y SDO en noviembre. Por desgracia, no sobrevivió a su
perihelio (a apenas 2 millones de km. del Sol) pero ha proporcionado un montón de información acerca de estos cuerpos celestes. Y desde luego, los lanzamientos. La lista de altas este año es enorme: LDCM (ahora Landsat 8) en febrero, PROBA-V en mayo, el observatorio solar IRIS en junio, el nuevo orbitador lunar de la NASA, LADEE y el telescopio ultravioleta japonés Hisaki en septiembre, las misiones marcianas (la hindú MOM y el orbitador MAVEN) y el trío magnético europeo Swarm en noviembre, y en diciembre la misión china de superficie lunar Chang’e 3 y su rover Yutu y el cartógrafo estelar Gaia. Huelga decir que todas funcionan bien, que las lunares ya están en sus destinos, y las marcianas no alcanzarán el planeta rojo hasta mediados de septiembre del año que viene. Y todo lo que nos espera en el 2014: las décadas de Cassini y Opportunity, el séquito marciano creciendo gracias a MOM y MAVEN, el inicio de las expediciones de un año a la ISS, el primer vuelo de prueba de la nueva nave de la NASA, el MPCV Orion, nuevas misiones al planeta Tierra, el posible lanzamiento de una nueva misión asteroidal japonesa, pero sobre todo lo demás, el despertar de Rosetta y su llegada al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko para la primera investigación sistemática de un cuerpo de sus características. Mucho promete este nuevo año, y procuraremos estar aquí para relatarlo.

Ventana al espacio (LIX)



Vista polar de Saturno, desde Cassini.

viernes, 13 de diciembre de 2013

El arte de contar estrellas

Si es de noche, os invitamos a salir al balcón (si es que tenéis), dirigid vuestra vista al cielo, y empezar a contar. Si estás en una ciudad serán pocas las que puedas distinguir. Si estás en un pueblo, aparecerán sin duda más. Ahora, si estás lejos de toda fuente de luz artificial y echas una mirada al cielo nocturno, contemplarás posiblemente uno de los mayores espectáculos que nuestro planeta puede dar. Es en ese momento en el que te sugeriríamos que empezaras a contar estrellas. Seguro que nos mandarías a paseo, dando la tarea por imposible. Eso no impidió que algunos de los más celebres sabios de la antigua Grecia se pusieran a la tarea.

Actualmente se necesitan mapas de absolutamente todo. En cuanto al sistema solar, gracias a los vehículos espaciales tenemos mapas completos de Mercurio, Venus, la Luna, Marte, los asteroides Eros, Itokawa y Vesta, los satélites galileanos de Júpiter, los satélites principales de Saturno, además de tener cartografías parciales de varios asteroides, así como de varios satélites de Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. ¿Pero qué hay del cielo? Obviamente, para que los astrónomos sean capaces de encontrar un objeto celeste deben tener mapas del cosmos. Así, tenemos mapas del cielo en ondas de radio, microondas, infrarrojo, ultravioleta, rayos X y rayos Gamma. Solo falta un hueco que cubrir: la longitud de onda visible.¿Lo que nuestros ojos pueden ver es solo una pequeñísima porción de todo el espectro electromagnético, pero aún así esta es una sección muy importante del mismo. No solo nos permite ver las estrellas, sino que también podemos obtener información útil sobre ellas. Además, la posibilidad de colocar las estrellas en su posición correcta es tremendamente importante, ya que esto permite a los astrónomos guiarse por la bóveda celeste en busca del objetivo deseado, ya sea una estrella, una nebulosa, una galaxia, y así podríamos estar durante bastante rato.

El primero que compiló (que se sepa) un mapa de las estrellas fue Hiparco de Nicea, determinando la posición de alrededor de mil estrellas en el firmamento. A partir de este primer mapa empezaron a llegar otros más completos, siendo los realizados por los astrónomos musulmanes los más completos, a lo que hay que decir que buena parte de las estrellas que dan forma a las constelaciones conservan los nombres que recibieron en esta época. Tras la invención del telescopio, fue posible encontrar estrellas cada vez más débiles, lo que complicaba en gran medida la tarea. Cualquiera podría pensar que tras el comienzo de la era espacial estos mapas se han generado como churros, pero la verdad es que todo lo contrario. Hasta la fecha, solo ha existido una misión cuyo encargo fue el de realizar el primer gran censo del cielo.

La mítica misión HIPPARCOS, de la Agencia Europea del Espacio, fue lanzada en 1989, y estuvo funcionando hasta 1993. Como resultado de su magnífica misión, actualmente tenemos los más precisos catálogos de las 120.000 estrellas más brillantes y cercanas a la Tierra (el llamado Catálogo Hipparcos), y otro más tosco con alrededor de dos millones de estrellas (el Catálogo Tycho) realizado a partir del escáner estelar del observatorio. Estos catálogos, además de servir de ayuda para los astrónomos, sirvieron para crear toda una nueva generación de escáneres estelares para vehículos espaciales, introducida a partir de la década de 1990. El asunto ahora es que la tecnología mejora que es una barbaridad, y desde HIPPARCOS a esta parte, los medios de detección y análisis han avanzado de tal manera que estos catálogos, aunque revolucionarios en sus días, podría decirse que se han quedado hasta cierto punto obsoletos.

Antes de continuar, hay que detenerse para intentar explicar dos términos que van a ser recurrentes en el resto de la entrada. Uno es astrometría, el otro, paralaje. En resumidas cuentas, la astrometría es la rama de la astronomía encargada de cartografiar el cosmos en busca de todos los cuerpos celestes existentes, es decir, localizar cada cuerpo y determinar sus características. El paralaje es otra historia. Es
el único método existente para calcular la distancia de una estrella con respecto a la Tierra. Teniendo en cuenta que la Tierra rodea al Sol, sabemos que a medida que transcurre el año el aspecto de la bóveda celeste cambia. De esta manera, si podemos observar una estrella en verano, y otra vez en invierno, su posición en el cielo cambia, aunque realmente quien se mueve somos nosotros. Lo que ocurre es que entre una época y otra nuestro planeta está en lados opuestos de su órbita. El fenómeno que aprovechó Hiparco fue que mientras el fondo de estrellas parecía no variar, una estrella se desplazaba leve pero notoriamente a medida que la Tierra viaja por su órbita. A base de calcular este desplazamiento en contra del fondo estelar, fue capaz de calcular su distancia a nosotros. Desde el espacio el método es perfectamente aplicable. Cuanto mayor sea el paralaje, menor será la distancia de una estrella con respecto a nosotros. Este fenómeno podéis reproducirlo vosotros con algo tan sencillo como mantener un dedo delante de la cara y, alternativamente, cerrar un ojo u otro. Así, mientras lo que tengas al fondo no cambia su posición, el dedo parece que se ha movido, pero no es así. En resumidas cuentas, esto es.

En la década anterior, aparecieron dos proyectos con el propósito de ir más allá de HIPPARCOS. Uno de ellos provenía de la NASA. Adscrito al programa Explorer, respondía al acrónimo de FAME (Explorador de Cartografía Astrométrica de Todo el cielo). El segundo, de la ESA, bajo el nombre de GAIA (Interferómetro Astrométrico Global para Astrofísica) comprendía la colocación de varios observatorios idénticos para ampliar la visión y así obtener una precisión revolucionaria. Por desgracia, avatares económicos golpearon ambos programas: FAME fue cancelada en enero del 2002 por pasarse del presupuesto, mientras que GAIA, aunque se mantuvo, fue reducida enormemente porque el plan original era extremadamente ambicioso para el presupuesto del proyecto. Desde entonces, la gente de la misión ha trabajado duro para conseguir los objetivos originales del proyecto con un único observatorio, y si todo va bien, pronto le tendremos en el espacio.

El resultado final es uno de los artefactos espaciales más complejos fabricados hasta la fecha. Gaia es un observatorio de forma cilíndrica de 4 metros de altura y 3 metros de diámetro. Está formado por dos secciones, una encima de la otra. En la sección inferior se encuentra el módulo de servicio, donde se sitúan todos los sistemas principales de funcionamiento (ordenador y almacenamiento, sistema de control de actitud, propulsión, generación de energía, comunicaciones y control termal) mientras que en la zona superior está el módulo de equipo, con todo el complejo del instrumental científico. El módulo de servicio es una estructura cónica hexagonal de aluminio con paneles de plástico reforzado y fibra de carbono que concentra en su interior todos los sistemas de a bordo. Además, alrededor del borde inferior de este módulo se encuentra el gran escudo solar desplegable de 10 metros de diámetro elaborado mediante capas de material aislante multicapa, que contiene además parte de los paneles solares que proporcionan electricidad al observatorio. Esta configuración recuerda a la utilizada por el observatorio de microondas de la NASA WMAP. Comunica
con Tierra mediante un sistema sintonizado en banda-X, empleando principalmente una antena de conjunto de fase en forma de disco, direccionable electrónicamente, situada dentro del anillo de soporte a la última etapa del lanzador. Además de este dispone de un sistema de baja ganancia para recibir comandos del centro de control y para emitir cerca de la Tierra o en modo seguro. El ordenador se basa en el modelo ERC-32 y concentra en él todas las operaciones de a bordo en buses separados, uno para el control del módulo de servicio y otro para el módulo de equipo, mientras que la información adquirida por su sistema científico acaba en un grabador de estado sólido de 960 Gb., totalizando 240 módulos de SDRAM de 4 Gb. cada uno. Como ya hemos visto, la energía eléctrica se basa en paneles solares y baterías. En total Gaia dispone de hasta 12.8 metros cuadrados de superficie recolectora, de los cuales 7.3 están unidos a la parte trasera del módulo de servicio y los restantes 5.5 en el escudo solar desplegable en el mismo plano de los paneles solares fijos, y alimentan una batería de ion-litio. En principio, el vehículo estará estabilizado en sus tres ejes usando un par de escáneres estelares, tres sensores solares de adquisición, unidad de medición inercial, así como el sistema de micropropusión de gas frío, pero su método de trabajo provocará que Gaia rote sobre sí mismo una vez cada seis horas, completando cuatro al día. Para correcciones de rumbo y entrada en órbita en su zona de trabajo emplea ocho propulsores de combustible químico En cuanto al módulo de equipo, se encuentra dentro de una cubierta termal, y concentra dos sistemas telescópicos. Siguiendo el método empleado por HIPPARCOS, dispone de dos entradas ópticas separadas 106.5º. Cada entrada óptica alimenta un espejo rectangular de 1.45 x 0.5 metros, y después la luz se va desviando a través de un conjunto de telescopios secundarios hasta llegar a los dos últimos espejos en el que la luz de ambos telescopios se junta y acaba en el plano focal, proporcionando una longitud focal efectiva de 35 metros empleando hasta 10 espejos. En el plano focal se sitúa todo el sistema científico y los medios electrónicos para hacer un primer análisis y transmitir los datos al sistema de almacenamiento masivo, antes de su transmisión, además de eliminar el calor generado por los sensores. En total, el plano focal está poblado
por 106 CCD’s, de los cuales dos (WFS, Sensor de Onda Frontal) son empleados para monitorizar la estabilidad del ángulo básico de los dos telescopios y dos (BAM, Monitor de Ángulo Básico) para la calidad de los rendimientos ópticos, por lo que le quedan 102 para propósitos científicos. El plano focal de Gaia se le denomina la Cámara del millón de Pixels (1 Gigapixels), y se encuentra dividido en varias secciones. La primera es la de los Cartógrafos Estelares, totalizando dos columnas de siete CCD’s cada una, cada columna sirviendo a cada telescopio. Es en esta sección donde se detectan las estrellas y se rechazan las señales anómalas, además de permitir controlar el ratio de giro del observatorio. Una vez confirmadas las estrellas, estas pasan al Instrumento Astrométrico (ASTRO), que comprende nueve columnas, totalizando 62 CCD’s (el 63 es uno de los cuatro utilizados para mantener el alineamiento de los telescopios) en el campo astrométrico, con la labor de fijar la posición exacta (con una precisión impresionante) mediante el paralaje a base de observarlo hasta 70 veces durante todo el tiempo de su misión. Aquí se obtienen cinco parámetros astrométricos básicos: dos especificando la posición angular, dos especificando el movimiento propio y el último especificando la distancia de la estrella mediante el paralaje. Después pasa al campo Fotométrico, donde la estrella es analizada espectroscópicamente por primera vez. La primera columna corresponde al BP, Fotómetro Azul, la segunda al RP, Fotómetro Rojo. En esta sección las estrellas son clasificadas por color, luminosidad, temperatura, masa, edad y composición química, a través de espectros de baja resolución. Además de servir a este propósito, el análisis espectral permitirá corregir los desplazamientos cromáticos inducidos por las condiciones de cada estrella provocados por el paso por el campo astrométrico. Para obtener lecturas lo suficientemente claras, enfrente de los CCD’s del Campo Fotométrico se han montado un par (uno por telescopio) de prismas de silicio fundido para dispersar la luz adquirida antes del escaneo. Cuando abandona esta zona, acaba en la última, el Campo Espectroscópico, que comprende tres columnas de cuatro CCD’s cada columna, formando el RVS, Espectrómetro de Velocidad Radial. Aquí las estrellas son analizadas mediante espectros de alta resolución en una franja estrecha de infrarrojo cercano para hacer un estudio del desplazamiento Doppler de las líneas espectrales para añadir la tercera dimensión a las mediciones realizadas anteriormente. Todo el conjunto del módulo de equipo está colocado en una estructura fabricada en carburo de silicio, material prácticamente indeformable a causa de los cambios de temperatura para mantener así un entorno extremadamente estable y evitar pérdidas de alineamiento de los telescopios. A su vez, gran parte del plano focal también está elaborada en el mismo material, para evitar deformaciones y además mantener una masa ligera para todo el conjunto. Una vez a plena carga, Gaia dará un peso en báscula de 2.029 kg.

El lanzamiento se realizará desde el CSG de Kourou, Guayana Francesa, desde la sección rusa del Centro de lanzamiento, a bordo de un Soyuz-STB con una etapa superior Fregat-MT. Recordemos que el lanzador Soyuz es el cohete más veterano actualmente en servicio, y es el único cualificado actualmente para enviar astronautas al espacio. Si no hay contratiempos, el 19 de diciembre comenzará el viaje.

El destino de Gaia es una órbita tipo Lissajous en torno al punto lagrangiano L2, a 1.5 millones de kilómetros más allá de la Tierra. Desde allí disfrutará de una región libre de eclipses (ocupada por varios vehículos en los últimos años) y visión continua de la Tierra. Después de aproximadamente un mes de viaje, este curioso vehículo alcanzará su órbita de trabajo. Una vez certificado para operar, el objetivo principal es realizar un mapa extremadamente preciso de aproximadamente mil millones de estrellas en tres dimensiones, es decir, el 1% de todas las estrellas de la Vía Láctea. Pero no se quedará allí. A través de sus mediciones podrán realizarse otro tipo de observaciones: desde su posición privilegiada será capaz de detectar y analizar los movimientos de un montón nuevo de asteroides que se encuentran entre el Sol y la Tierra, una zona no investigada en esos aspectos, lo que permitirá encontrar peligrosos asteroides NEO’s. Los asteroides troyanos también podrán ser parte de su especialidad. También los cometas entrarán en su
campo de visión, no solo detectándolos y calculando sus trayectorias, sino que su capacidad de observar todo lo que está alrededor del sistema solar en 500 años luz a la redonda se podrá completar un estudio acerca de qué estrellas han pasado relativamente cerca de nosotros y provocado que varios de estos cuerpos originarios de la nube de Oort viajen hacia el interior del sistema solar. Pero la guinda del pastel será sin duda la capacidad de encontrar sistemas extrasolares. Como podrá observar casi continuamente amplias secciones del cielo, será capaz de detectar ciertos “bamboleos” de una estrella provocados por los planetas que los rodean. Este método es el primero que se empleó para detectar exoplanetas, y se le llama rastreo por velocidad radial, y será completado por el RVS. Actualmente hay aproximadamente unos 700 exoplanetas encontrados, aunque muchos se concentran en una zona muy pequeña del espacio, que es la que ha estado analizando el cazador de planetas Kepler de la NASA. A base de hacer un reconocimiento general por los alrededores podrá encontrar una enorme cantidad de nuevos planetas extrasolares de todos los tipos y tamaños, ampliando enormemente nuestros conocimientos sobre la formación y evolución del cosmos. Su misión primaria durará cinco años.

Se espera que en un día de trabajo Gaia genere aproximadamente 50 gigabytes de información. Toda esta información será analizada y comprimida a bordo, y transmitida a las antenas de seguimiento de la ESA en New Norcia (Australia) y Cebreros, cada día durante aproximadamente 8 horas. La combinación de su potente transmisor y su antena de alta ganancia electrónicamente direccionable permitirá un ratio de descarga de 5 megabits por segundo. Toda la información que genere este potentísimo observatorio (más de un millón de gigabytes) será completamente procesado y archivado en el Centro de Astronomía Espacial de la ESA (ESAC) situado en Villanueva de la Cañada, donde también está guardada la información de anteriores observatorios como ISO, XMM-Newton o Herschel. El resultado final de esta misión se espera que se publique en el año 2020.

La tarea es enorme, de proporciones cósmicas, pero en fin, ya se hizo antes, y se hará en poco tiempo. La astronomía está de enhorabuena. Quién sabe qué cosas nuevas nos permitirá descubrir Gaia. Lo que es seguro es que intentaremos estar aquí para relatarlo.

sábado, 30 de noviembre de 2013

Ventana al Espacio (LVIII)


El agujero negro supermasivo de la Vía Láctea (Sagittarius A) desde Chandra.

viernes, 15 de noviembre de 2013

Las próximas misiones a Marte: MAVEN

La alta atmósfera marciana es una de las áreas del planeta rojo más desconocidas, y no fue hasta 1989 cuando nos llamó la atención. Tuvo que ser la soviética Phobos 2 la que echara un primer vistazo, detectando una pérdida de moléculas en la zona nocturna del planeta. A partir de ese momento se sugirió la pregunta: ¿Pierde Marte atmósfera actualmente? En 1998, el Japón colocó en el espacio a Nozomi, un vehículo altamente cargado de instrumentos para resolver esta duda, entre otras, pero que no pudo llegar debido a una serie de problemas propios y ajenos. Un segundo intento fue el de Yinghuo-1, aquel polizón que compartió destino con Phobos-Grunt. Ahora, es el momento de la NASA.

En el año 2005, el programa Mars Scout autorizó la recepción de propuestas para un segundo proyecto, tras Phoenix. Un total de 26 opciones llegaron a la mesa, y tras un largo proceso de selección, quedaron dos finalistas. Ambas tenían un objetivo común, pero había que elegir una. El 15 de septiembre del 2008, finalmente, se escogió el definitivo.

Programada para ser lanzada dos años después de Curiosity, MAVEN (acrónimo de Explorador Atmosférico y de Evolución Volátil de Marte) tiene el encargo de estudiar la alta atmósfera, a la vez que observará la relación entre este entorno y el viento solar, todo para conseguir pistas sobre cómo era la atmósfera marciana primitiva y el por qué de su estado actual. Para mantener la filosofía del programa Mars Scout, algo así como una mezcla de los programas Discovery y New Frontiers, gran parte de la sonda aprovecha diseños ya probados, y experimentos que ya se encuentran allí arriba.

MAVEN basa su diseño en el del vehículo orbital más potente que ha orbitado Marte: ni más ni menos que Mars Reconnaissance Orbiter. Comparte aviónica con esta sonda, aunque existen diferencias notables. La estructura es casi idéntica en diseño, con un gran cilindro central (que aloja el tanque de combustible) y cuatro soportes verticales colocados en forma de X naciendo de él, con unas medidas de 3.47 de alta y 2.29 de ancha. En la parte superior se coloca la plataforma en donde se apoya parte del sistema de comunicaciones. En la inferior, otra plataforma en la que se ubica el sistema de propulsión principal. El sistema de comunicaciones es un transpondedor en banda-X, apoyado por una antena parabólica de dos metro de diámetro, fija en la plataforma superior, como sistema de alta ganancia. Dos de baja ganancia lo harán durante las maniobras de corrección de trayectoria, eventos de modo seguro e inserción en órbita marciana, y además, incluye un relé UHF Electra, con el que además de servir como enlace con las sondas de superficie, también lo utilizará durante la etapa de crucero como ayuda de navegación, enlazando con el mismo sistema montado en MRO. La propulsión también es herencia de MRO, consistiendo el sistema principal, el encargado de colocar a
MAVEN en órbita, en seis modestos propulsores (tipo MR-107) que actuarán conjuntamente durante la maniobra de inserción orbital, y para maniobras y ajustes, dos juegos de propulsores, uno de seis para las correcciones de rumbo, y otro de ocho para el control de actitud. Se orientará en sus tres ejes, mediante dos unidades de medición inercial, dos escáneres estelares y dos sensores solares digitales. La producción eléctrica depende de dos paneles solares, de dos placas cada uno, sujetos a la plataforma superior, proporcionándole a MAVEN una envergadura, una vez extendidos, de 11.4 metros, y alimentan dos baterías de ión-litio, montadas al lado del grupo motor principal. El ordenador se concentra alrededor del microprocesador RAD750, habitual en las últimas misiones de la NASA, y dispone de un grabador de datos con capacidad de 32 gigabits. Casi todos los componentes electrónicos y sistemas de gestión son redundantes para así evitar problemas durante la misión. El instrumental se divide en dos paquetes detectores y un instrumento independiente, herencia de misiones de todo tipo. El primer grupo es el llamado Paquete de Partículas y Campos, y está compuesto por seis instrumentos: SWEA (Analizador de Electrones del Viento Solar), que es un detector electrostático hemisférico encargado de estudiar el viento
solar y la alta atmósfera marciana para determinar la distribución de electrones, medir su carga eléctrica, estudiar los ratios de ionización de los impactos de electrones, evaluar el entorno de plasma alrededor del planeta, etc. Este instrumento se ubica al final de un pequeño mástil acoplado al borde de la plataforma inferior que sale de la estructura de la sonda, y deriva de un instrumento idéntico montado en las sondas solares STEREO; SWIA (Analizador de Iones del Viento Solar), un instrumento con herencia de la constelación de satélites THEMIS, fabricado para observar las distribuciones de velocidad y densidad de los iones del viento solar y la magnetovaina marciana para determinar el ratio de intercambio de energía entre estas moléculas, y además intentará detectar el frenado del viento solar alrededor del planeta rojo, y para ello se encuentra colocado en la plataforma superior al lado de la antena de alta ganancia; STATIC
(Composición de Iones Termales y Supratermales), situado en la llamada APP, Plataforma Articulada de Equipo (móvil 90º en inclinación y 177º en rotación), al final de un mástil de metro y medio de largo y un montaje articulado, consiste en un analizador electrostático toroidal que observará cómo los iones escapan de la atmósfera y cómo, mientras mide la composición de los iones energéticos y termales, además de ser capaz de detectar las distribuciones de partículas energéticas, y deriva del instrumento CODIF montado en los satélites de la ESA Cluster; SEP (Analizador de Partículas Energéticas Solares), son dos equipos sensores, que derivan directamente del instrumento SST de los satélites THEMIS, colocados en dos esquinas de la plataforma superior de la estructura, cuya función es caracterizar las partículas solares que afectan directamente a los procesos de la alta atmosfera y de la ionosfera, además de ser capaz de observar los fenómenos de expulsión de partículas solares energéticas con una adecuada resolución temporal; LPW (Sonda Langmuir y Ondas) son en realidad dos instrumentos: por un lado, dos antenas extensibles de 7 metros (con 10 cables conductores en su interior)
formando una V abierta, herencia de los satélites THEMIS y RBSP, colocadas en la plataforma inferior del bus, y almacenadas dentro de carcasas cilíndricas, encargadas de determinar las propiedades de la ionosfera y las ondas de calor generadas por las partículas en fuga, a la vez que es capaz de detectar las ondas de radio naturales en el entorno marciano para medir la densidad de la alta atmósfera, y por otro lado, el EUV, Monitor de Ultravioleta Extremo, colocado al lado de la antena de alta ganancia, es un sistema fotométrico de tres canales derivado de uno instalado en el satélite SDO, preparado para observar la irradiación de ultravioleta extremo por parte del Sol para estudiar sus efectos sobre la alta atmósfera marciana, tales como fenómeno de calentamiento o ionización, en longitud de onda Lyman-Alpha. Además, los datos proporcionados se incluirán en una red (junto con TIMED y SDO) de monitorización solar para ayudar a comprender la variabilidad de nuestra estrella; y MAG (Magnetómetro) son dos sensores de núcleo saturado, idénticos al los que llevan las sondas STEREO, colocados al final de los paneles solares, elaborados para estudiar el campo magnético interplanetario, caracterizar la magnetovaina, y profundizar en el estudio de las zonas magnetizadas en la corteza marciana, ampliando el trabajo iniciado por Mars Global Surveyor entre 1997 y el 2006, para así corregir y aumentar los estudios del interior del planeta. El segundo grupo es el Paquete de Escaneo Remoto, que comprende un único instrumento, el IUVS, Espectrógrafo de Imágenes en Ultravioleta, que es una cámara, elaborada a partir del
experimento CIPS montado en el satélite terrestre AIM, que posee dos ópticas, una para observaciones verticales y otra para estudios en horizontal. Ambas ópticas entregan la luz recogida a un grupo de sensores de pixels activos intensificadores de imagen en dos dimensiones, para su análisis mediante un espectrómetro ultravioleta en las longitudes de onda de ultravioleta medio, ultravioleta lejano y línea de emisión Lyman-Alpha. El espectrógrafo dispondrá de una resolución vertical de 6 km., y 200 km. horizontal. Montado en la APP, obtendrá perfiles verticales de iones y partículas neutrales en la atmósfera marciana a base de ocultaciones estelares, a la vez que realizará mapas globales de la atmósfera desde la lejanía, entregando la información necesaria para construir modelos en tres dimensiones. Y por último, el instrumento independiente es el NGIMS, Espectrómetro de Masa de Iones y Gas Neutral, es un detector que es una actualización de un experimento casi idéntico montado en la desdichada sonda
cometaria CONTOUR, situado en la APP, y con el encargo de hacer un análisis de la estructura básica de la alta atmósfera marciana para buscar en ella helio, nitrógeno, oxígeno, monóxido de carbono, óxido de nitrógeno, dióxido de carbono y argón, entre otros (puede detectar hasta xenón), a la vez que tratará de determinar los ratios de los isótopos estables y sus variaciones, mediante un espectrómetro de masa cuadripolar. Está preparado para hacer mediciones en cooperación del laboratorio SAM dentro de Curiosity. Con todo esto, esta sonda diseñada, administrada y controlada por el Laboratorio de Físicas Atmosféricas y Espaciales de la Universidad de Colorado, dará un peso en báscula en el momento del lanzamiento de 2.454 kg.

El lanzamiento de MAVEN estuvo a punto de no producirse por el cierre temporal del gobierno acaecido en las dos primeras semanas de octubre. Por suerte, una disposición especial proporcionó luz verde para continuar con sus preparativos, aunque no por razones científicas, sino por motivos de ingeniería. Al disponer de un relé Electra UHF, si no se lanzaba a tiempo, podría provocar que, en caso de fallo catastrófico en los dos orbitadores que la NASA dispone en torno a Marte (Mars Odyssey y MRO), los vehículos de superficie se quedaran sin enlace de alta velocidad para contactar con sus centros de control. Estas sondas ya llevan bastantes años en torno al planeta rojo (12 años la primera, 8 la segunda) y la probabilidad de fallo es alta. Como el cierre de gobierno finalizó a mediados de octubre, los preparativos continúan, y se espera que sea elevada en la fecha prevista. Para su despegue,
usará un Atlas V-401, un modelo idéntico al que lanzó a MRO en el año 2005 y a SDO en el 2010. Tiene programado su lanzamiento desde Cabo Cañaveral para el 18 de noviembre, para colocarse en una trayectoria de transferencia tipo 2 (es decir, que en su recorrido a Marte realizará un arco alrededor del Sol de más de 180º) de unos 10 meses de duración. Su fecha de entrada en órbita la tiene prevista para el 22 de septiembre del 2014, situándose en una órbita polar elíptica que, una vez termine las maniobras para colocarse en la definitiva, se extenderá entre los 150 km. en el punto más cercano, y 6.220 en el más lejano, con una inclinación de 75º con respecto al ecuador marciano.

La misión primaria de MAVEN, de un año terrestre de duración, tratará de obtener los datos necesarios para responder a sus cuatro objetivos científicos primarios, que son: determinar el papel que ha jugado la pérdida de elementos volátiles de la atmósfera marciana al espacio a través del tiempo; analizar el estado actual de la alta atmósfera, la ionosfera, y sus interacciones con el viento solar; estudiar el ratio actual de escape de iones y gases neutrales a la vez que trata de localizar los mecanismos que los controlan; y obtener los ratios de isótopos neutrales que aún existen en la atmósfera marciana. La órbita diseñada para este orbitador optimizará la toma de datos para responder
a estas cuestiones fundamentales, a la vez que podrá observar en tiempo real el comportamiento de la atmósfera marciana y su respuesta a los fenómenos solares que sucedan, tales como llamaradas o eyecciones de masa coronal. En esta misión, además, existirán cinco fases de introducción profunda, en las que MAVEN reducirá su distancia mínima sobre Marte de 150 a 125 km. para estudiar in situ la alta atmósfera marciana y así obtener datos de una resolución sin precedentes con los instrumentos de su Paquete de Partículas y Campos. A tal efecto, los escáneres estelares han sido preparados para soportar estos pasos por la alta atmósfera para proporcionar a la sonda la orientación correcta incluso en ese ambiente, y usará los acelerómetros de la unidad de medición inercial en funcionamiento para obtener información sobre perfiles verticales de la densidad y temperatura atmosféricas, y posiblemente, vientos. Durante las operaciones en su órbita científica el Paquete de Partículas y Campos actuará prácticamente en todo momento, mientras que el IUVS será usado solo en el perigeo y en el apogeo de la trayectoria, y el NGIMS actuará únicamente en el perigeo. En general, será capaz de averiguar el ratio actual de pérdida de gases al espacio, y basándose en sus hallazgos, extrapolar la pérdida acaecida en tiempos pasados. Con estos análisis se podrá componer una imagen de cómo era Marte en tiempos pretéritos.

Como conclusión, esta no es precisamente la misión más espectacular que se haya enviado a Marte, sin embargo, tiene una importancia capital porque tratará de resolver uno de los misterios más pregonados desde el inicio del estudio del planeta con sondas espaciales: si alguna vez en la historia tuvo una atmósfera lo suficientemente gruesa como para que el planeta pudiera tener océanos por su superficie, y a la vez tratará de averiguar que ocurrió para que la situación cambiara y Marte acabara siendo un lugar sin apenas cobertura atmosférica. Sin duda, un proyecto esencial.

martes, 12 de noviembre de 2013

Misión al planeta Tierra: Swarm

Nace de las entrañas de la Tierra. Nos protege de todo lo que puede ser peligroso. Lo utilizan infinidad de seres vivos para guiarse. Lleva estudiándose más de 350 años. Interactúa con nosotros. Y está en continuo movimiento. En definitiva, estamos hablando del campo magnético terrestre, nuestro escudo.

Si has tenido un imán entre manos, sabrás de lo que hablamos. Un polo norte, un polo sur, y un montón de líneas magnéticas que surgen de ambos y se unen en un hipotético ecuador. Si has intentado unir los mismos polos de dos de estos imanes notas que existe una fuerza que evita que se unan. Siempre se desviarán hacia un lado y a otro, pero nunca se unirán. En esencia, un imán genera su propio campo magnético, que no vemos, pero podemos notar perfectamente. Eso es, en escala gigantesca, lo que suponemos que es el campo magnético terrestre. Gracias a los estudios de geólogos y geofísicos, utilizando aparatos de sondeo acústico, y las ondas de los terremotos, se ha podido modelar la forma interna de nuestro planeta, más o menos. Así, se divide en corteza, manto, núcleo externo, y núcleo interno. Partiendo de todo esto, se ha llegado a afirmar que el origen de este inmenso imán planetario se genera en el núcleo externo. Formado a partir de hierro fundido moviéndose a alta velocidad, eso es lo que lo genera. El hierro, en estado prácticamente fluido y a una altísima temperatura, se mueve y cada vez alcanza más y más velocidad, lo que le hace estar más caliente, y por lo tanto, empieza a conducir la electricidad, y a partir de eso, se empieza a generar el magnetismo, hasta salir al exterior y rodear por completo nuestro planeta. Mucho de esto es pura teoría, de manera que lo que se desea es ir a la práctica.

¿Por qué no? Agarremos la maleta, busquemos el agujero más hondo que exista, y a la aventura. Fuera de lo romántico de la ciencia ficción, que hace volar la imaginación de un servidor, no hay manera de bajar personalmente a comprobar esto. El agujero practicado por el hombre más profundo, el llamado Pozo Superprofundo de Kola, en Rusia, taladrado a partir de la década de 1970, tenía el objetivo de alcanzar los 35 km. de profundidad, eso es, el límite entre la corteza y el manto. Sin embargo, a medida que se bajaba la temperatura aumentaba, provocando la destrucción de la perforadora. Dejado por imposible, se cesó de taladrar al llegar a una profundidad de 12 km., apenas un arañazo en la superficie. Entonces, ¿cómo podemos averiguar sin duda la estructura interna de la Tierra en general, y la zona donde se genera el campo magnético en particular? Por extraño que parezca, situando satélites en el espacio.

Aunque se lleva estudiando desde los tiempos del insigne Edmund Halley, el gran salto adelante sobre la ciencia magnetosférica se dio cuando se empezaron a colocar satélites en el espacio. Hasta entonces, se había descubierto que el campo magnético era dipolar, y que los polos magnéticos no estaban fijos, sino que se desplazaban cada año. Desde la constatación del movimiento de los polos magnéticos hasta ahora, se han desplazado alrededor de 2.000 km., aunque ha acelerado sobremanera actualmente, moviéndose cada año a un ritmo de 65 km. cada traslación terrestre. La primera misión específica para el estudio de los campos magnéticos, Magsat (de la NASA, elevada en 1979) proporcionó información muy interesante confirmando muchas de las sospechas. La puesta en órbita de nuevas misiones a finales del siglo XX, entre ellas el cuarteto Cluster II, observaron importantes variaciones con respecto a lo que produjo Magsat, principalmente la
constatación del movimiento de los polos, y más preocupante, la fuerza del campo magnético había disminuido. Actualmente, desde la colocación de los primeros satélites hasta ahora, el campo magnético ha perdido un 15% de su potencia. ¿Por qué? Lo más probable es porque se aproxima una nueva inversión de los polos magnéticos. Una misión de la Agencia Europea del Espacio se ha propuesto averiguar esto, entre otras cosas.

El proyecto Swarm (enjambre) tiene el propósito principal de modelar el interior de la Tierra para averiguar dónde y cómo se genera el campo magnético. Es la cuarta misión de la serie Earth Explorers, y pertenece al programa Living Planet. Los satélites de esta serie son creados en respuesta a las urgentes necesidades de la comunidad científica, además de ser usados como vehículos para probar nuevas tecnologías y conceptos que podrán aplicarse a futuras misiones. Las tres anteriores, GOCE, SMOS y Cryosat 2,
lanzadas entre los años 2009 y 2010, llevan desde entonces funcionando sin problemas (GOCE finalizó su misión recientemente), adquiriendo información hasta hace tiempo imposible de recolectar. El propósito de Swarm es prácticamente el mismo, recoger información sobre la Tierra para sus propósitos.¿A la pregunta de cómo se sondeará el núcleo fundido, Swarm responderá así: siguiendo las líneas del campo magnético desde su mismo origen. Sin embargo, la misión no solo buscará el origen allí: también se dedicará a buscar en otras regiones de la Tierra su contribución. Así estudiará la litosfera, los océanos, e incluso la alta atmósfera terrestre. Además, su posición será inmejorable para estudiar la formación de la magnetosfera, y detectar la influencia de la meteorología espacial en la zona de investigación.

Haciendo honor a su nombre, el diseño realizado para el proyecto Swarm recuerda a insectos, con caparazón y todo. Esta es una misión tipo constelación, lo que implica la colocación de, en este caso, tres ejemplares idénticos. El diseño general proviene del centro ESTEC de la ESA, y para su fabricación se ha usado lo último para garantizar unos vehículos lo más limpio posible magnéticamente. Además de las instituciones europeas, Canadá también ha colaborado en el proyecto. Los tres satélites tienen un inusual diseño trapezoidal, midiendo 5.1 metros de largo, 1.5 de ancho y 0.85 de alto, y está acompañado de un mástil de cuatro metros que nace de la parte posterior de cada vehículo. La inmensa mayoría de los sistemas primarios se encuentran dentro de su bus, elaborado en aluminio completado con tratamientos especiales. Cada satélite está, obviamente controlado por un ordenador, que gestiona todos los sistemas de a bordo, desde el control de actitud hasta el almacenamiento de la información (esto último garantizado por dos grabadores de estado sólido de 16 Gb cada uno). Estabilizados en sus tres ejes, emplean para mantener su orientación tres escáneres estelares (situados en el banco óptico, una estructura ultra estable situada en el centro del mástil), un sensor solar/terrestre ordinario, receptores GPS, retroreflectores láser, ruedas de reacción, magnetómetros y sistemas de compensación magnética. La propulsión también es otro aspecto curioso: utiliza gas freón como propulsante, usando dos grupos de micropropulsores, uno para control de actitud y otro para control orbital y maniobras, totalizando 99 kg. de freón. Comunican con Tierra usando transmisores y receptores sintonizados en banda-S, usando dos antenas de comunicación en las zonas superior e inferior de cada satélite, creando un patrón esférico. La generación de energía es la habitual. Los paneles solares, montados como si fueran una especie de caparazón, están en la zona superior de cada satélite, generando la energía necesaria para funcionar, almacenándola en baterías de ión litio. Y para controlar la temperatura, los elementos tradicionales. La única parte móvil de cada satélite es el sistema de despliegue del mástil, de manera que se pueden considerar satélites sin piezas en movimiento, algo que beneficia la más clara recolección de información. El instrumental está formado por cuatro
sistemas. El principal se llama VFM, Magnetómetro Vectorial de Campo. Está situado en el banco óptico unido íntimamente a los escáneres estelares, y está dedicado a recolectar mediciones de alta precisión sobre la magnitud y la dirección de los campos magnéticos, eso es, el vector. Así, mientras el sensor detecta la potencia y posición de las líneas magnéticas, los escáneres estelares verifican la orientación del vector. Todo el conjunto del banco óptico, fabricado mediante elementos especiales, fue diseñado y construido en la Universidad Técnica de Dinamarca. El segundo es el ASM, Magnetómetro Escalar Absoluto. Está posicionado al final del mástil, y supone una nueva generación de magnetómetros. Es un sistema de medición a base de helio-4, y proporciona mediciones escalares del campo magnético, cuyo propósito es servir de referencia de calibración para el VFM. El tercer aparato es un Acelerómetro. Colocado en el interior del satélite, su misión es detectar la aceleración no gravitacional en sus órbitas, y está preparado para informar sobre la resistencia aerodinámica y del viento al que cada satélite está sujeto. A partir de estos datos, y unidos a los resultados obtenidos por los magnetómetros, se podrán así obtener nuevos detalles sobre cómo el viento solar afecta a las dinámicas de la alta atmósfera terrestre. Este es el primer encargo de este tipo concedido a la Organización de Investigación y Pruebas Aeroespaciales de la República Checa. Y por último, el Instrumento de Campo Eléctrico. Proporcionado por COM DEV de Canadá, está formado por dos sondas Langmuir de nuevo diseño, y dos ingeniosas cámaras de iones termales, diseñadas en la Universidad de Calgary. Este paquete está situado en la sección frontal de cada satélite, y es capaz de medir la densidad, deriva y velocidad del plasma en alta resolución para así caracterizar los campos eléctricos en torno a la Tierra. Este sistema recuerda al instrumento MIMI a bordo de la sonda Cassini. Gracias a la utilización de estas cámaras, se podrá observar la ionosfera en tres dimensiones y observar su evolución temporal. Para dar contexto a toda esta información, utiliza los receptores GPS y el conjunto retroreflector láser para posicionar a los satélites en las zonas concretas en las que adquirieron esos datos. A plena carga en el momento del lanzamiento, cada satélite declara un peso en báscula de 468 kg.

El lanzamiento está programado para el 22 de noviembre, y serán elevados utilizando un único cohete: el Rockot/Breeze-KM. Este vehículo lanzador es una versión “civilizada” de un misil intercontinental, el llamado SS-19, que quedó fuera de servicio militar después de la entrada en vigor del tratado START de 1993. Está formado por las dos primeras fases originales de combustible líquido del SS-19, y complementado por una etapa superior (aquí, finalizada por un soporte dispensador especialmente fabricado) que tiene la misión de situar en la órbita apropiada la carga a elevar. La empresa Eurockot GmbH., una asociación entre Daimler-Chrysler Aeroespace de Alemania y la empresa fabricante del vehículo, Khrunichev, es la encargada de ofrecer al mercado este tipo de lanzador, y ha dado muestras de gran fiabilidad, ya que lanzó los satélites GRACE, SMOS y PROBA-2, y GOCE. El cosmódromo de Plesetsk, situado a 800 km. al norte de Moscú, será el lugar de lanzamiento.

Una vez el lanzador ha finalizado su misión, los tres satélites Swarm se encontrarán en una órbita casi polar, a 490 km. de altitud sobre la superficie. Una vez comprobado el funcionamiento de los tres satélites, comenzarán las maniobras. Dos de ellos irán reduciendo la altitud hasta alcanzar los 460 km., volando además casi en tándem, con órbitas apenas desplazadas 0.6º la una de la otra, estando además uno más adelantado que otro para evitar la colisión. Por su parte, el tercer satélite se elevará hasta situarse a 530 km., eso es, por encima de sus dos hermanos, y también con una inclinación distinta. Con el tiempo, los dos satélites de baja altitud decaerán naturalmente hasta que después de tres años se encuentren a 300 km., mientras que el más alto irá derivando, hasta alcanzar una posición 90º desplazada con respecto a sus dos hermanos, cruzándose así en uno sobre los otros dos. De esta manera, naturalmente, los dos satélites inferiores serán los que adquieran las mediciones de más alta resolución.

El principio de los satélites Swarm es el de formar un compás en tres dimensiones, tratarán de desenredar las líneas magnéticas generadas en el núcleo de las provocadas por rocas de la corteza, por el océano, así como las corrientes eléctricas de la ionosfera y la magnetosfera, y otras corrientes dentro de la Tierra pero inducidas por campos externos. Con el tiempo, y con la deriva de las órbitas, este enjambre de satélites será capaz de recoger cualquier señal magnética producida tanto por nuestro planeta como por Helios, para así distinguir los efectos provocados por las distintas fuentes. Con esto, podrán crearse modelos de campo globales para el manto y el núcleo, junto con mapas de la conductividad del manto, para así estudiar el interior de nuestro planeta, en combinación con los datos de GOCE y análisis sísmicos tomados en la superficie. Pero esto no es lo único que entregarán. Su magnífica posición les posibilita la realización de exámenes de la ionosfera y la alta atmósfera para poder estudiar la interacción entre el campo magnético terrestre y el viento solar. De
esta manera, cada satélite es capaz de entregar información acerca de la velocidad, dirección y temperatura de los iones atmosféricos, calcular la densidad atmosférica y la velocidad de sus vientos, datos que sin duda ayudarán a cuantificar las corrientes que fluyen a través de las líneas del campo geomagnético que conectan la magnetosfera y la ionosfera. Estos productos resultarán complementarios a los que se generan en la veterana constelación Cluster II para comprender y prevenir los efectos de la meteorología espacial en el entorno terrestre. De esta manera, los objetivos de la misión son seis: cuatro relacionados con el estudio del interior terrestre (dinámicas del núcleo, interacción núcleo-manto y procesos geodinámicos; magnetismo de la litosfera y su contexto geológico; conductividad eléctrica en tres dimensiones del manto relacionado con su composición; firma magnética relacionada con la circulación oceánica) y dos a la influencia del Sol en el sistema terrestre (analizar las corrientes eléctricas en la magnetosfera y la ionosfera; y comprender el impacto del viento solar en la dinámica de la alta atmósfera). Su misión primaria durará cuatro años, después de un periodo de tres meses de verificación.

Cada elemento cuenta, y si este falla, ya podemos despedirnos. Ya hace más de 700.000 años de la última inversión magnética, y aunque se ha calculado que se han producido 11, éstas han sucedido en intervalos de entre 200.000 y 300.000 años, así que ya es tiempo. ¿Cómo nos afectaría este suceso? Imposible saberlo.

jueves, 31 de octubre de 2013

Ventana al Espacio (LVII)



Nebulosa IC 4628, desde el VLT del ESO

viernes, 25 de octubre de 2013

Aventureras del sistema solar: Pioneer 10 y 11

El sistema solar no solo está formado por los planetas terrestres. Más allá del cinturón de asteroides existen cuatro gigantes de gas, que resultan igual de interesantes que sus compañeros sólidos, y si sondas como las Mariner 2, 4 y 5 habían conseguido resultados incomparables, bien se podría intentar hacer algo similar con los planetas exteriores. Esta fue la manera en la que empezó en la NASA el plan para poder enviar sondas más allá de la órbita marciana.  Si al final se decidían a enviar estos vehículos hasta al menos Júpiter, en esencia tendrían que montar instrumentos que no serían más que mejoras respecto a los que montaron las primeras Mariner, para así escudriñar cómo son las condiciones del espacio interplanetario lejos del planeta rojo. Eso sí, existía un pequeño obstáculo: el propio cinturón de asteroides. ¿Sería posible atravesarlo sin recibir daños? Eso era algo que había que demostrarse. Pero si una sonda podía cruzar esa rocosa región, obviamente la puerta para enviar misiones más especializadas estaría abierta de par en par. Así, en febrero de 1969, se ordenó al programa Pioneer la fabricación de dos vehículos gemelos para viajar hacia donde ninguna sonda espacial había ido antes. 

Este programa de sondas espaciales se había iniciado como el primero de la agencia para más allá de la Tierra. Así, las primeras naves viajaron a la Luna para intentar obtener resultados de ella, y sobre todo para intentar adelantar a los soviéticos. No lo consiguieron. Tras las sondas lunares, el Pioneer se dedicó a colocar en el espacio pequeñas sondas en órbita solar con el encargo de estudiar atentamente el medio interplanetario, desde los campos magnéticos solares hasta el viento solar, pasando por el polvo cósmico. La designación para fabricar estos nuevos tipos de sondas fue el regreso del programa a la investigación de los cuerpos del sistema solar. 

Este proyecto tenía en esencia tres objetivos fundamentales: por un lado, aumentar nuestros conocimientos sobre el medio interplanetario, sobre todo más allá de la órbita marciana. En segundo término, estudiaría el cinturón de asteroides tanto desde el punto de vista científico como desde en el de la navegación, para verificar si podía existir algún peligro para los vehículos espaciales. Y por último, y no menos importante, examinaría el entorno alrededor de Júpiter, para saber qué le rodea. Posteriormente, se añadieron otras necesidades. El argumento fue que, ya que las sondas pasarían cerca del hermano mayor del sistema, no estaría de más tener la amabilidad de acercarse todo lo posible para hacer investigaciones sobre el mismo planeta, y si era posible, incluso de sus mayores satélites. 

El diseño de estas sondas corrió a cargo del Centro de Investigación Ames de la NASA (derivaban de las mismas sondas que investigaban el espacio interplanetario), y fueron construidas por la firma TRW. Así, las sondas giraban en torno a un bus hexagonal construido en aluminio que tenía unas dimensiones de 36 centímetros de fondo y 76 de largo, almacenando todos los componentes electrónicos, el tanque de combustible y parte del instrumental. De él salían varios apéndices, dos de ellos para colocar el suministro de energía, un tercero para la colocación de uno de los instrumentos, y otro para la ubicación de uno de los detectores de meteoritos. El ordenador de las sondas estaba dividido en varias secciones, y muchas de las tareas de computación se hacían en Tierra, para enviarlas posteriormente a la nave. Esto obligaba a escribir los comandos, probarlos en Tierra, para luego enviarlos a la sonda para que ella los ejecutara. En total, el ordenador se distribuía entre un par de descodificadores de comandos y una unidad de distribución de comandos, que controlaba las actividades de a bordo. Era capaz de retener hasta 5 comandos, de los 222 posibles que se escribieron para controlar la misión en su totalidad. Se incluyó una unidad de almacenamiento de datos para grabar hasta 6.144 bytes de información por parte de los experimentos de a bordo. Para contactar con Tierra, un par de transceptores redundantes en banda-S se encargaban de codificar la información para su transmisión al centro de control, ya sea a través de una omniantena de baja ganancia, una de media ganancia, o una gran antena parabólica de alta ganancia de 2.75 metros de diámetro. La estabilización se obtenía mediante rotación, a un ratio de 4.8 rpm, y usando tres sensores solares (dos de ellos en la antena principal) y un escáner estelar apuntando a Canopus. Para controlar el ratio de giro de la sonda, se colocaron 12 propulsores, seis principales, y seis redundantes. Un par controlaba el giro, otro se encargaba de los cambios de velocidad, y el último para controlar de actitud. Debido a la gran distancia desde la Tierra a Júpiter, los paneles solares no resultaban prácticos, por lo que estas sondas fueron las primeras de espacio profundo que hicieron uso práctico de los
célebres RTG’s, es decir, los Generadores Termoeléctricos de Radioisótopos. Éstos dispositivos se habían probado con éxito en las estaciones científicas lunares que las misiones tripuladas Apollo situaron en la superficie selenita, y resultaban adecuados para el perfil de misión de las nuevas Pioneer. En total, cada sonda portaba 2 RTG’s SNAP-19, ubicados en dos extensiones de tres mástiles que, una vez desplegados, se separaban 3 metros del bus, para así evitar interferencias con los experimentos, además de estar separados el uno del otro 120º, para así equilibrar la sonda en su giro. En el momento del lanzamiento producían 155 Vatios de electricidad, y como generaban la electricidad proveniente de la desintegración natural de elementos radiactivos, la producción energética caería con el tiempo, ya que se esperaba que una vez en Júpiter éstos generaran 140 Vatios, aunque las sondas necesitaban solo 100
para su funcionamiento. Las sondas Pioneer recibieron 11 experimentos cada una: HVM (Magnetómetro Vectorial de Helio), una célula rellenada con helio y excitada mediante radiofrecuencias y luz infrarroja, colocada al final de un mástil de 6.6 metros, para estudiar los campos magnéticos interplanetarios, el propio de Júpiter para estudiar el interior del planeta, así como observar la interacción magnetosfera joviana-viento solar; Analizador de Plasma Cuadriesférico, compuesto por dos analizadores, uno de alta resolución y otro de media resolución, que observaban directamente el Sol a través de agujeros practicados en la antena principal, dedicado a cartografiar la densidad y energía del viento solar, observar las interacciones de este medio con Júpiter y buscar la frontera dela heliosfera; CPI, Instrumento de Partículas Cargadas, formado por dos telescopios de partículas para mediciones en el espacio interplanetario y dos sistemas de medición (un detector de silicio para detección de iones, un papel de torio para captura de electrones) para estudios de protones y electrones atrapados en la magnetosfera joviana, destinado a identificar los núcleos de los primeros ocho elementos químicos de la Tabla Periódica y a separar los isótopos de deuterio, tritio, helio-3 y helio-4, además de estudiar las partículas en la onda de terminación y en la magnetosfera externa; CRT, Telescopio de Rayos Cósmicos, encargado de analizar la composición de las partículas de los rayos cósmicos (entre el hidrógeno y el silicio) y medir su energía, usando tres telescopios de estado sólido de tres elementos cada uno (para alta, media y baja energía), mientras que en el entorno joviano medía los electrones de alta energía y los protones de baja y alta energía en los cinturones de radiación planetarios; GTT, Telescopio de Tubo Geiger, contenía siete tubos del tipo Geiger-Muller rellenados con gas que generaban señales eléctricas cuando entraban las partículas cargadas, tres colocados en fila formando un telescopio multipropósito, tres en disposición triangular, y el último independiente como detector de electrones de baja energía, preparado para reconocer las intensidades, espectros energéticos y
distribuciones angulares de protones y electrones alrededor de la sonda cerca de los cinturones de radiación jovianos, es decir, caracterizar los cinturones de radiación atrapada cerca de Júpiter; TRD, Detector de Radiación Atrapada, usaba cinco sistemas distintos (dos contadores Cerenkov, un contador omnidireccional, dos detectores gemelos de escintilación de corriente directa) preparado para determinar la naturaleza y medir la intensidad y la distribución angular de la energía de las partículas atrapadas por Júpiter y su densidad alrededor de la sonda; Detector de Meteorides, fabricado para detectar el ratio de impactos de partículas una vez estuvieran en el cinturón de asteroides, mediante 12 placas que contenían en total 234 células de presión (18 por panel), rellenadas de gas de argón (75%) y nitrógeno (25%) y finalizadas por un transductor que calculaba el ratio de expulsión de gas para determinar el tamaño de las partículas, adosadas a la parte trasera de la antena principal; AMD, Detector de Asteroides y Meteoritos, formado por cuatro telescopios (formados por un espejo secundario de 84 milímetros, ópticas acopladas y un tubo fotomultiplicador) incapaces de adquirir imágenes, con los cuales poder observar el espacio en busca de objetos de tamaños desde unos centímetros hasta grandes asteroides a base de medir la luz solar reflejada por ellos para proporcionar datos acerca del número, tamaño, velocidad y dirección; Fotómetro Ultravioleta, elaborado para medir la dispersión de la luz ultravioleta solar en la atmósfera joviana usando dos longitudes de onda para detectar hidrógeno y helio y así analizar la atmósfera joviana y así determinar la cantidad de ambos gases que posee el planeta, detectar y estudiar las auroras jovianas, y durante los viajes de crucero calcular la cantidad de hidrógeno y helio neutral en el espacio interplanetario; IPP, Fotopolarímetro de
Imágenes, usaba un telescopio de 2.5 centímetros de apertura y 8.6 centímetros de longitud focal, móvil 160º en el plano del eje de rotación de la sonda, entregando la luz a un prisma que la desviaba en dos direcciones distintas donde volvían a ser desviados hacia un filtro rojo y un filtro azul, destinado a adquirir las primeras imágenes cercanas de las capas exteriores de atmósfera de Júpiter a base de realizar tiras a medida que la sonda rotaba sobre su eje, para luego juntarlas y así componer imágenes a color, analizar la atmósfera para estudiar las nubes jovianas, averiguar la naturaleza de los gases atmosféricos por encima de la capa principal, otras propiedades atmosféricas, detectar las propiedades superficiales y atmosféricas de los satélites mediante la dispersión de la luz, así como medir el brillo y la polarización de la luz zodiacal para determinar la cantidad y carácter del material sólido interplanetario; IRR, Radiómetro Infrarrojo, compuesto por un telescopio Cassegrain fijo de 7.2 centímetros de apertura que alimentaban detectores de 88 elementos formando dos canales infrarrojos, para medir la energía calorífica neta emitida por el planeta, así como mapas de distribución de temperatura verticales y horizontales y una medición básica del ratio hidrógeno/helio; y el clásico estudio de Radio Ciencia: Experimento de Ocultación en banda-S, para usar la radio señal de la sonda cuando era alterada por la atmósfera joviana, y a partir de ella medir la densidad de electrones en su ionosfera, así como la densidad del ratio de hidrógeno/helio en el nivel de una atmósfera terrestre y la detección y cálculo del amoniaco; Experimento de Mecánica Celeste, preparado para calcular las masas tanto del planeta como de sus satélites, detección de anomalías en el campo gravitatorio joviano y cálculo exacto de las características orbitales tanto de Júpiter como de sus lunas. La segunda sonda incorporaba un duodécimo instrumento: FGM, Magnetómetro de Núcleo Saturado, un sistema formado por dos sensores biaxiales (formando un elemento triaxial) fijado al cuerpo principal de la sonda, con la misión de medir la fuerza y dirección del campo magnético joviano tanto desde larga distancia como desde corta distancia. En configuración de lanzamiento, cada sonda daba un peso en báscula de 260 kg.  La primera sonda en ser lanzada recibió el código interno de Pioneer F, la segunda, Pioneer G. TRW, con piezas de repuesto, elaboró una tercera, nombrada Pioneer H, con la que los científicos esperaban estudiar los polos solares usando la gravedad joviana para salir de la eclíptica. Esta última sonda no cuajó, y acabó como objeto de museo. Las otras dos si despegaron.  

Un objeto diferenciaba a las Pioneer del resto: cada una recibió una placa, elaborada en aluminio, y recubierta de oro anodizado, sobre la que se escribió un mensaje en clave, en el caso de que alguna inteligencia extraterrestre pudiera encontrársela, ya que el plan era que las sondas abandonaran, tarde o temprano, el sistema solar. Los esquemas del mensaje fueron diseñados por Carl Sagan y Frank Drake, y dibujados por Linda Salzman Sagan. En cada placa se representaba lo mismo. A la derecha, en la
parte superior, un par de figuras humanas desnudas representando a un hombre y una mujer, y detrás de ellos unos dibujos representando la nave, en comparación con las figuras humanas. A la izquierda, una serie de 14 líneas partiendo de un único punto, que representa la Tierra, mientras que las líneas representan los púlsares más significativos situados cerca de nuestro planeta, acompañados por una secuencia binaria que representa la frecuencia de los pulsos de cada uno de ellos. En la parte inferior, una representación del sistema solar, para indicar de donde proviene la nave y el lugar a donde se dirigió antes de abandonar nuestra parcela cósmica. Y por último, encima de la representación de los púlsares, también en código binario se explicaba la composición del hidrógeno. Con este mensaje se indicaba el lugar de procedencia, su posición en el espacio, y la forma del ser humano, junto con los conocimientos científicos básicos. Lejos de lo poético que podía resultar, la representación de las figuras humanas desnudas provocó gran indignación en la conservadora sociedad americana, pero eso no impidió que acabaran montadas en las sondas, y enviadas al espacio. Eso sí, los futuros mensajes a bordo de sondas evitarían esos peliagudos temas.  

Un Atlas SLV-3C/Centaur, que incluía una tercera etapa de combustible sólido, lanzó a Pioneer 10 (o Pioneer F) el 3 de marzo de 1972, convirtiéndose en la sonda que abandonaba el sistema Tierra-Luna a la mayor velocidad jamás alcanzada, ya que cruzó la órbita de Selene en 11 horas. Después de adquirir su orientación y su ratio de giro, se puso en marcha y encendió los instrumentos para la fase de crucero. Le esperaba un viaje de 19 meses hacia el hermano mayor del sistema. El mes de junio cruzó la órbita marciana, y el 15 de julio se introdujo en el cinturón de asteroides. Todavía estaba dentro de él cuando su sonda hermana fue lanzada.  

Pioneer 11 (también Pioneer G) fue elevada 13 meses después que la primera, el 6 de abril de 1973, usando también un Atlas SLV-3C/Centaur y una tercera etapa
agregada. Su camino, un mes más corto. Mientras, Pioneer 10 abandonaba el peligro, demostrando que las sondas podían sobrevivir incluso dentro de este entorno tan hostil. Llegado el mes de noviembre, con Júpiter ya lo suficientemente cerca, la sonda comenzó a recolectar imágenes, mejorando así las observaciones que podían hacerse desde telescopios basados en Tierra. Finalmente, el 4 de diciembre la sonda realizó su máximo acercamiento, cruzando a apenas 130.354 km. de las capas altas jovianas, por la zona del ecuador, quedando expuesta a los poderosos cinturones de radiación del planeta, 10.000 veces más potentes que los de la Tierra. Las electrónicas casi se saturaron (el escáner estelar quedó inoperativo, y el HVM falló un año después del acercamiento), pero consiguió sobrevivir, y transmitir imágenes interesantes de formaciones que desde la Tierra eran invisibles. También tuvo tiempo para adquirir imágenes de dos de
las lunas galileanas, Ganímedes y Europa, pero sin poder revelar detalles de sus superficies. Con esto, y el tirón gravitatorio proporcionado por la gravedad del gigantesco planeta, Pioneer 10 se colocó en ruta de escape del sistema solar.  La información proporcionada en diciembre de 1973 permitió reprogramar a Pioneer 11, para así practicar una trayectoria distinta. En aquellos días, el proyecto de las futuras sondas Voyager para visitar tanto Júpiter como Saturno fraguaba, y a la gente de la misión Pioneer se le sugirió que podrían usar la gravedad joviana para hacer una enorme asistencia gravitatoria y así hacer que la sonda pudiera alcanzar el planeta de los anillos, como un reconocimiento previo para tener una base de estudio para las futuras sondas exploradoras. Mientras tanto, Pioneer 10 fue configurada para una misión con destino interestelar.   

El 19 de abril de 1974 Pioneer 11 abandonó el peligroso cinturón de asteroides, y se empezó a centrar en las observaciones y en los cambios de rumbo que realizaría en Júpiter. Como con su sonda hermana, la nave comenzó a captar el planeta en noviembre, y el 2 de diciembre realizó su máxima aproximación,
convirtiéndose, hasta la fecha, en la sonda que más cerca ha pasado de las capas altas de la atmósfera joviana y ha sobrevivido, a una distancia de 43.000 km. sobre el polo sur. Este paso permitió realizar imágenes cercanas de la Gran Mancha Roja, revelando una estructura interna muy compleja y una rotación en el sentido contrario al de las agujas del reloj, y además adquirió las únicas postales que tenemos de los polos jovianos. Otras imágenes de interés nos mostraron el satélite Io, mostrando un color amarillento. También fue capaz de determinar la masa de Calixto, la cuarta luna galileana. Lo más importante fue que este acercamiento tan próximo permitió aprovechar la gravedad planetaria para cambiar su rumbo en casi 180º, colocándose en camino de Saturno. Debido a las posiciones orbitales entre los dos grandes planetas en 1974, Pioneer 11 no podría alcanzar al señor de los anillos hasta el verano de 1979, es decir, un año antes que las Voyager. Por desgracia, el pasar tan cerca del planeta y sus cinturones de radiación provocó que el instrumento AMD quedara completamente inutilizado, de manera que ya no pudo volver a usarlo.   

La misión que se le encargó a la sonda cuando pasara por Saturno era, en esencia, similar a la realizada en Júpiter, en cuanto al estudio del planeta y su magnetosfera, aunque con la presencia de los anillos las tareas se extendían. Principalmente, lo que se quería era averiguar si existían zonas vacías que pudieran ser cruzadas sin riesgo por las sondas futuras, así como extender los estudios de masas y temperaturas a la enigmática luna saturniana, Titán. En algún momento durante el viaje entre los dos gigantes de gas, la pérdida de uno de los grupos propulsores obligaron a incrementar el ratio de rotación de la sonda, fijándolo en 7.8 rpm para estabilización adicional y reducción del gasto de combustible.   

Tras cuatro años y medio de crucero interplanetario, el 1 de septiembre de 1979 Pioneer 11 se encontró con Saturno, y comenzó la fase de exploración. La intención era la de atravesar la División de Cassini, para así verificar que no existía ningún peligro. Sin embargo, los datos de ocultación mostraron que incluso allí había material, demasiado oscuro para verlo ópticamente. Debido a esto, en vez de cruzarlos, pasó por encima de ellos. Pasando cerca de los anillos, se aproximó a un pequeño cuerpo que resultó ser un satélite, hoy conocido como Jano, del que pasó a 2.500 km., y posteriormente sobrevoló Mimas a 103.000 km. de distancia. Las capas altas de la atmósfera saturniana quedaron a 20.930 km. Allí, Pioneer 11 detectó una nueva luna, un nuevo anillo, y estudió la magnetosfera del planeta y sus reacciones al viento solar. Los datos de temperatura tomados a Titán (del cual también adquirió alguna imagen) mostraron que este satélite era sumamente frío, y que no se revelaba ningún rasgo superficial. Debido a la baja resolución de su objetivo, esto no quería decir nada. Después de hacer unas interesantes imágenes durante la fase de partida, la sonda cambió a modo de misión interestelar, como su sonda hermana años antes. Este viaje proporcionó lo necesario para que, un año después, las Voyager pudieran realizar exámenes más precisos y de manera más segura.   

La mayor sorpresa de toda la misión de las Pioneer no fue nada que descubrieron en Júpiter o en Saturno, nada de eso. Esto ocurrió cuando desde sus trayectorias de escape, y mediante el seguimiento de las señales de radio emitidas por las sondas, se descubrió un leve desplazamiento Doppler que era provocado por algo que proporcionaba a las sondas una pequeña pero constante aceleración. Este misterioso fenómeno no pudo recibir otro nombre más que Anomalía de las Pioneer. Después de muchos análisis, en el verano del año pasado al fin se identificó esta causa. Por lo que parece, existe un extraño escape de radiación termal hacia el Sol, que golpeaba la cara externa de las antenas principales de cada sonda, provocando este efecto. Desde entonces las Pioneer siguieron estudiando el medio interplanetario, desde sus dos rumbos distintos.   

Fueron pasando los años, y las sondas todavía seguían enviando algunos resultados. Era ya la década de 1990, y aunque su señal no era más que un susurro, todavía nos contaban cómo era el lugar que les rodeaba. Llegado 1995, Pioneer 11 fue la primera de las dos en enmudecer. El completo agotamiento de sus RTG’s, posiblemente provocados por la exploración saturniana, provocó que nos abandonara para siempre, y el 30 de noviembre de 1995 su misión se declaró cerrada. Su hermana, Pioneer 10 continuó transmitiendo leves signos de telemetría ya entrado el siglo XXI, aunque años antes había sido adelantada por Voyager 1.   El canto de cisne de esta gran sonda exploradora fue el 27 de abril del 2002. Ese día recibimos su última transmisión clara. El siguiente intento de contactar se realizó el 23 de enero del 2003, durante el cual solo se detectó su débil señal, indicativo de que aún continuaba viva, estando a 12 billones de kilómetros de la Tierra. El siguiente intento, el 4 de marzo del 2006, fue el último, ya que no hubo recepción. Se supuso que la combinación entre la gigantesca distancia y el bajísimo nivel de energía de sus generadores impidió contactar con ella. De esta manera, la tarea de Pioneer 10 se dio por concluida.  

Estas dos aventureras fueron diseñadas para funcionar con seguridad durante 21 meses. Al final, la realidad superó ampliamente ese tiempo. Pioneer 11 había funcionado durante 22 años, 5 meses y 25 días, y Pioneer 10 superó ese registro, aguantando así 30 años, 10 meses y 22 días. Gracias a ellas pudimos averiguar varias cosas: el cinturón de asteroides se podía cruzar, el entorno joviano era enormemente radiactivo, y los anillos de Saturno están plagados de partículas, incluso dentro de las divisiones. Ellas nos transmitieron los primeros detalles de los gigantes gaseosos, una tarea que las sondas Voyager ampliaron enormemente. Y además, nos proporcionaron un misterio resuelto solo recientemente, la anomalía de las Pioneer. Impresionante.
  
¿Hacia dónde se dirigen? Fuera, al espacio interestelar. Pioneer 10 actualmente se encuentra en un rumbo mediante el cual, pasados los siglos, podría alcanzar la estrella Aldebarán, en la constelación de Tauro. Pioneer 11, a diferencia de su hermana, mantiene un rumbo similar al que adquirieron las Voyager, y su camino le llevará a pasar cerca de la constelación del Escudo, y cerca del cúmulo estelar M11. Buen viaje, pioneras.