Ventana al Espacio (LXI)

La Tierra, 12 de noviembre del 2009, desde Rosetta.

Aventureras del sistema solar: Helios 1 y 2

Alguna vez hemos tenido la tentación de observar al Sol directamente, pero inmediatamente desechamos esa idea de nuestra cabeza. Ya hemos tenido suficientes problemas con los ojos como para generar otros nuevos y, probablemente, incorregibles. Sin embargo, cuando un científico se acerca a un ingeniero y le dice: “Quiero una sonda para ir lo más cerca posible a nuestra estrella”, el segundo respondería: “No hay problema”. Entonces el científico le diría: “¡Ah!, que son dos las que quiero”, provocando posiblemente la siguiente pregunta: “¿Para cuándo?”. Y es que en estas cuestiones no parece haber fronteras.

Todo comenzó con una reunión de alto nivel entre el entonces Presidente de los Estados Unidos Lyndon B. Johnson y el Canciller de la República Federal de Alemania de aquellos días, Ludwig Erhard, celebrada en septiembre de 1966. Entre los puntos del día discutidos, el dirigente alemán le expresó el deseo de los ingenieros y científicos de su país de obtener la experiencia necesaria para poder realizar sus propios programas espaciales, y naturalmente no había mejor a quién acudir que la NASA. La propuesta era la de realizar un proyecto conjunto, así como cumplir los mandatos ordenados a la agencia americana de colaborar con países extranjeros para diversificar el esfuerzo de investigación. Tras la aceptación formal, inmediatamente se empezaron a reunir miembros de la NASA con los futuros especialistas alemanes para tratar de acordar los objetivos de la misión. No fue hasta junio de 1969 cuando el proyecto quedó completamente definido, tras la publicación de un memorándum, en el que se especificaba la cuantía y objeto de la participación de cada parte en la misión. Ese fue el comienzo del proyecto Helios.

La primera reunión del grupo de trabajo del proyecto, celebrada en Bonn, fijó la parte técnica y el equipo científico que sería montado en las dos sondas que el proyecto preveía, así como el programa sobre el que debería llevarse a cabo. De esta manera, la Alemania Occidental se ocuparía de la construcción de las sondas y gran parte del instrumental, montaje y primera serie de pruebas, centro de control y antena terrestre receptora, mientras que la NASA proporcionaba el equipo científico restante, los servicios de lanzamiento para cada vehículo, el uso de las estaciones de la Red de Espacio Profundo, las tareas de adquisición de la señal y seguimiento durante los chequeos posteriores al lanzamiento, así como asistencia técnica cuando fuera requerida. La administración general de la misión estaba a cargo del Ministerio Federal de Investigación y Tecnología, mientras que la dirección del programa estaba a cargo del Centro Aeroespacial para Investigación y Experimentación Alemán. La responsabilidad para la participación de la NASA fue asignada al Centro de Vuelos Espaciales Goddard, y se encargó de que todo su equipo estuviera listo, además de proporcionar coordinación entre los dos lados del proyecto.

La misión en realidad no era extraordinaria: sencillamente, propugnaba ampliar los estudios acerca del entorno interplanetario lo máximo posible al Sol, así, serían los vehículos que más se tendrían que acercar a nuestra estrella, por lo que el reto era diseñar sondas con alta capacidad de resistencia al calor, de manera que se tendrían que abandonar en cierta medida los diseños tradicionales para buscar una aproximación menos ortodoxa. Sin duda, lo consiguieron.

El principal contratista para la construcción de las sondas fue la prestigiosa firma Messerschmidtt-Bolkow-Blohm, Gmbh., de Munich, y se pusieron a la tarea para diseñar unas sondas de diseño inusual. Cada vehículo poseía una forma de carrete, con un cuerpo central cilíndrico de 16 lados y dos estructuras cónicas truncadas naciendo de las partes superior e inferior del cuerpo central. De la parte superior también salía un mástil que equipaba parte del hardware de comunicación, y en la inferior se colocó el adaptador de unión a la etapa superior del lanzador. En este compartimento central se situaba casi todo el equipo necesario para su funcionamiento. Con unas medidas de 1.75 metros de diámetro y 0.55 de altura, estaba dividido en una zona central de ocho secciones radiales y plataformas circulares de equipamiento superiores e inferiores. En éstas últimas se situaban las electrónicas de funcionamiento, y en los compartimentos radiales se situaban la mayoría de experimentos. De ella también salían cuatro apéndices. Dos mástiles rígidos diametralmente opuestos nacían de ella en cuyos finales se situaban algunos sensores, y dos antenas de cable, también diametralmente opuestas, y perpendiculares a los mástiles rígidos, que proporcionaban una envergadura de 32 metros, también eran parte del equipo sensor. Toda la computación la realizaba un sistema dividido en varias secciones, entre ellas un ordenador central (encargada de ejecutar los comandos transmitidos por el control de misión), una unidad de control de telemetría, un codificador de datos y un núcleo de memoria con una capacidad total de 500 kilobits. Estaban estabilizadas por giro, a un ratio de 60 rpm (para una óptima distribución del calor solar por todo el vehículo), usando como referencia sensores solares y estelares, mientras que usaba el sistema de propulsión para mantener el ratio de giro. Cada sonda comunicaba mediante transmisores de banda-S, usando la antena reflectora de alta ganancia (elaborada con cables ultrafinos de 0.2 milímetros, para proporcionar una tolerancia al calor de hasta 500º C), una de media ganancia de patrón toroidal, y una sencilla antena de baja ganancia, instaladas en el mástil central que nacía de la parte superior del compartimento central y proporcionaba una altura de 4.20 metros. Además, equipaba en su base un sistema mecánico que anulaba la rotación sobre el mástil, permitiendo así enfocar la antena de alta ganancia hacia la Tierra, y era capaz de variar el ángulo usando el motor que montaba (que disponía de un lubricante seco para lidiar con los extremos cambios de temperatura que tendría que soportar) para mantener la dirección en todo momento, permitiendo una tasa de envío de datos de hasta 4096 bits por segundo. Obtenía la energía de las células solares montadas en las superficies exteriores de

las estructuras cónicas (que proporcionaban una altura, sin contar con el mástil de las antenas, de 2.12 metros, y un diámetro de 2.77 metros), y alimentaban pequeñas baterías de plata-zinc. Entre las células solares se colocaron una serie de espejos de superficie secundaria (en una proporción células/espejos de un 50%) que mantenían la temperatura constante a unos 165º para evitar la avería en el sistema energético. El control termal era severo: mantas aislantes multicapa para aislar el cuerpo central del calor excesivo, dos sistemas de ventanillas de apertura controlada electrónicamente en las zonas superior e inferior (expulsando ese calor en dirección axial de las zonas que recibían directamente la energía termal solar), protegidas del calor de los paneles solares por unos escudos de protección, y una serie de calentadores eléctricos. El objetivo era mantener las electrónicas del cuerpo central en rangos de temperatura de entre -10º C y 30º C, y de la manera más independiente posible por parte de los elementos del hardware. En total, cada sonda cargaba 9 investigaciones, totalizando 11 instrumentos. PE, Experimento de Plasma, se trataba de cuatro instrumentos independientes con la misión de medir la densidad, temperatura, velocidad y dirección del viento solar con alta resolución espacial y temporal, y era proporcionado por el Instituto Max Planck. FGM, Magnetómetro de Núcleo Saturado, involucraba dos sistemas iguales pero distintos montados en los mástiles rígidos, uno proporcionado por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (a cuatro metros de la estructura, y colocado sobre un mecanismo rotatorio 90º) y otro por el Instituto de Geofísica y Meteorología de Braunschweig (a 2 metros), encargados de estudiar el campo magnético interplanetario a lo largo de la trayectoria de cada sonda, de detectar las ondas de choque magnéticas, de caracterizar la potencia del campo magnético solar con respecto a la distancia al Sol, y de medir su intensidad. SCM, Magnetómetro de Bobina de Búsqueda, fabricado por la Universidad de Braunschweig,

era un sensor triaxial que estaba preparado para medir la intensidad de las fluctuaciones y la forma de las ondas de choque del campo magnético interplanetario y solar, consiguiendo mediciones de alta resolución triaxiales y espectrales, éstas últimas en direcciones paralelas al eje de rotación. PRWE, Experimento de Plasma y Ondas de Radio (suministrado por el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Iowa) implicaba las antenas de cable que se desplegaban a partir del compartimento central, un receptor y un muestreador de señales de radio, y se encargaban de detectar fenómenos de ondas electrostáticas y electromagnéticas y ondas de choque eléctricas en varios rangos de frecuencia, aptos para sentir fenómenos de ruido de radio y ondas electrostáticas longitudinales asociadas a la frecuencia del plasma del viento solar provocadas por su interacción. CRE, Experimento de Rayos Cósmicos, estaba formado por dos instrumentos proporcionados por la Universidad de Kiel (un telescopio de partículas con cinco detectores semiconductores y un detector tipo Cerenkov rodeado por un sistema anticoincidencia) y el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (un telescopio detector junto con contador proporcional de rayos-X, y en la segunda sonda incluyendo un detector con memoria interna para detectar y estudiar GRB’s) que estaban dedicados al análisis del espectro energético, distribución angular y variación termal de los protones, partículas alfa y partículas de núcleo pesado de origen tanto solar como galáctico en los rangos energéticos bajos, medios y altos de los rayos-X y Gamma. En particular, el sistema proporcionado por la NASA podía monitorizar la emisión de rayos X solares, y a partir de ellos obtener información sobre los mecanismos de propagación de partículas y su espectro energético en función de la distancia y la actividad solar. ED, Detector de Electrones, era un aparato (un telescopio con varios detectores semiconductores) fabricado por el Instituto Max Planck cuya misión era la detección y medición del espectro energético y densidad de flujo de los electrones de media energía, para usar esta información en coordinación con otros experimentos para comprender la propagación de electrones y los eventos de electrones en el espacio en función de la distancia a nuestra estrella. ZLP, Fotómetro de Luz Zodiacal, (construido por el Observatorio de Heidelberg) consistía en tres sistemas colocados dentro del soporte de unión al cohete y orientados a tres direcciones diferentes en la eclíptica, preparados para calcular la intensidad y polarización en tres longitudes de onda distintas (ultravioleta cercano, azul y visual) del fenómeno conocido como luz zodiacal (no es más que luz solar dispersada por el polvo interplanetario que es visible desde la Tierra al amanecer y al anochecer) y con ellos verificar la cantidad, distribución y naturaleza de las partículas en el medio interplanetario. MDA, Detector y Analizador de Micrometeoritos, suministrado por el Instituto Max Planck, disponía de dos detectores (sensor eclíptico y sensor inferior, junto al ZLP, ambos protegidos por una lámina delgada de un material especial para protegerlos de la radiación solar) podía calcular la masa, el espectro de masa y la energía de las partículas de polvo interplanetario, y con ello determinar el gradiente espacial (cantidad), tamaño y dinámica en la región prevista para la exploración. Y por último los experimentos radio científicos: el Experimento de Mecánica Celeste, preparado por el Instituto de Física Teórica de la Universidad de Hamberg (y con la importante asistencia del JPL), proporcionaría información para refinar las efemérides de los planetas interiores, para calcular la densidad de electrones en el espacio, y para medir los efectos de las perturbaciones solares en la señal de radio emitida por la sonda, así como para comprobar la Teoría de la Relatividad; y Experimento de Rotación Faraday (diseñado por el JPL), con el objetivo de estudiar los efectos de polarización de la señal de radio para sondear la corona solar. A plena carga en el momento del lanzamiento, Helios-A daba un peso en báscula de 370 kg, y Helios-B de 376 kg.

Desde los comienzos de la era espacial, y tras la demostración de que el espacio era de todo menos un vacío, los científicos se vieron en la obligación de colocar en los primeros artefactos que lanzaron sensores con los que poder sentir el entorno en el que se encontraban. La primera sonda interplanetaria en cumplir su misión, Mariner 2, analizó a lo largo de su viaje hacia Venus el espacio entre los dos planetas. Mariner 4 hizo lo propio rumbo a Marte, y tras la colocación en el espacio de Mariner 5, se pudieron completar estudios correlacionados con la marciana. Se dieron cuenta de varias cosas, tales como la interacción del viento solar con los planetas, la propagación de partículas por el espacio interplanetario, la presencia de partículas sólidas diminutas, pero sobre todo, que se podía estudiar a Helios desde la distancia midiendo sus efectos en el espacio. Estos estudios resultaban muy importantes para la operatividad de las sondas espaciales, ya que muchas de las partículas presentes en el medio interplanetario podrían poner en peligro el equipamiento electrónico que transportaban. Estos estudios pasaron a una nueva escala cuando la NASA puso en el espacio a las Pioneer 6, 7, 8 y 9 (existió una quinta, perdida en el lanzamiento) entre 1966 y 1969 en órbitas heliocéntricas circulares delante (Pioneer 6 y 9) y detrás (Pioneer 7 y 8) de la Tierra, a 0.9 y 1.1 unidades astronómicas. De esta manera, monitorizaban el espacio interplanetario y a la vez servían como alarma temprana para avisar sobre eventos solares potencialmente peligrosos para la tecnología de la Tierra. De esta manera, a finales de la década de 1960, la ciencia había obtenido información acerca de lo que había en el espacio desde una región algo más interior que la órbita de Venus y una zona poco más allá de la órbita de Marte. Además, en 1972 y en 1973 se iban a lanzar tres misiones que ampliarían el área investigada: las Pioneer 10 y 11 lo harían hasta al menos Júpiter, pasando por el hasta ese momento desconocido cinturón de asteroides, y Mariner 10, por su parte, hasta la órbita de Mercurio. El proyecto Helios iría más allá de esta última.

Para depositar las dos sondas Helios en el espacio y en sus respectivas órbitas en torno al Sol necesitaban los lanzadores más potentes posibles. Por fortuna, la NASA acababa de completar las pruebas de su conjunto más potente: el Titan IIIE/Centaur, que no era más que la fusión de un lanzador de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos con la etapa superior típica de los cohetes Atlas. Esta configuración había sido proyectada para poder poner en el espacio las misiones marcianas Viking a causa de su incremento de masa provocado por los vehículos de aterrizaje. El único vuelo de prueba ocurrió el 11 de febrero de 1974, y aunque el Centaur falló al no encenderse sus motores, los técnicos juzgaron que tenían los suficientes datos como para afirmar que esta combinación funcionaba perfectamente. Tras unas recomendaciones acerca de los sistemas de alimentación de combustible de la etapa superior, el Titan IIIE/Centaur estaba certificado para comenzar su vida operativa.

A pesar de la potencia desplegada por este lanzador, la energía que las Helios necesitaban para conseguir sus trayectorias era todavía superior a lo que este lanzador entregaba, de manera que se añadió una etapa más. Con esto, en total eran cinco las fases que utilizarían: Etapa 0, la correspondiente a los grandes aceleradores sólidos laterales, Etapas 1 y 2, al núcleo central del Titan, Etapa 3, al Centaur, y por último, la Etapa 4, o Superior, estaba formada por un cohete de combustible sólido usado con frecuencia en los lanzadores Delta como impulsor final para proporcionar un último y potente impulso al vehículo a lanzar. Con este nuevo componente, ya era posible.

Una vez Helios-A estuvo finalizada y se le realizaron las pruebas iniciales, fue enviada a las instalaciones del JPL donde le esperaba la prueba más importante: se le introdujo en una cámara de vacío de 7.5 metros de diámetro durante unos 10 días y se le sometió a las temperaturas que debían soportar una vez en el perihelio. Huelga decir que la pasó con nota. Después de las pruebas, la sonda fue enviada a Cabo Cañaveral, a donde llegó el 28 de septiembre de 1974 (dos meses antes llegó el prototipo para familiarizar a los ingenieros con el diseño y realizar pruebas entre el vehículo y el cohete), y tras todo el procesado, chequeos, carga de combustible y encapsulación, fue unida al Titan el 24 de noviembre. El lanzamiento estaba previsto para el 8 de diciembre.

Finalmente, el 10 de diciembre de 1974 el potente Titan IIIE/Centaur operó de maravilla, colocando a Helios 1 (como se le designó tras el despegue) en la trayectoria deseada. Tras tres semanas de pruebas y puesta a punto de los sistemas, el control pasó del JPL al centro de control alemán en Oberpfaffenhofen, a las afueras de Munich. Su trayectoria era altamente elíptica, y transcurría entre la unidad astronómica (es decir, la órbita terrestre a aproximadamente 150 millones de kilómetros) hasta bien dentro de la órbita de Mercurio (58 millones de km., 0.39 unidades astronómicas), acercándose a 0.30 unidades astronómicas, es decir, unos 45 millones de kilómetros, completando una órbita en unos 190 días. Con un tiempo de misión principal programado para 18 meses, se la consideraría exitosa si sobrevivía al primer perihelio.

Los objetivos finales de la misión eran los siguientes, más o menos: estudiar el medio interplanetario en términos de campos magnéticos, densidad, temperaturas, velocidad y dirección del viento solar, documentar discontinuidades y ondas de choque magnéticas en el medio interplanetario, observar las ondas de radio y las oscilaciones del plasma probables responsables de radio estallidos y otras interacciones entre ondas y partículas, calcular la propagación y, en la medida de lo posible, la composición de los rayos cósmicos solares, así como la cantidad y composición de los rayos cósmicos galácticos para una mayor diferenciación, calcular la cantidad y estudiar la dinámica del polvo interplanetario, sobre todo durante el perihelio, monitorizar el disco solar en rayos-X para obtener datos sobre lo que acontece en el lado opuesto al que ofrece a la Tierra, y por último determinar la distribución de masas del Sol, refinar las efemérides de los planetas interiores y medir los efectos gravitatorios solares sobre el espacio. Esta información obtenida se uniría a los que proporcionaban las Pioneer heliocéntricas para obtener correlación sobre los eventos solares y los efectos sobre el sistema solar.

En tres meses, Helios 1 había llegado al perihelio, y las lecturas de temperatura mostraron que la sonda estaba soportando una temperatura de 371º C, la mayor que cualquier otro vehículo fabricado por el hombre había alcanzado, y además, sobrevivió para contarlo. Una vez allí, proporcionó datos muy interesantes acerca de la concentración de micrometeoritos: a distancias inferiores a 53 millones de km., existía una sorprendente concentración de partículas sólidas, alrededor de 15 veces más de la que existe en el entorno terrestre. Además, llegaban desde direcciones diferentes aunque marcadamente definidas en distintos momentos. Este resultado fue inesperado, y los científicos deseaban enviar a la segunda sonda para comprobar esta información.

Helios-B llegó a Cabo Cañaveral el 7 de octubre de 1975 tras pasar todas las pruebas requeridas. Tras los chequeos finales, carga de combustible y encapsulado (ocurrido esto último el 9 de diciembre), fue unida al lanzador en los primeros días de enero de 1976. La fecha inicial de lanzamiento se cumplió, y el 15 de enero fue colocada en el espacio por un nuevo Titan IIIE/Centaur. Si bien el programa de la misión de Helios 2 (como fue designada tras el lanzamiento) resultaba idéntico al de su hermana, la trayectoria la haría pasar todavía más cerca del Sol, llegando a 43 millones, 400 mil km. de nuestra estrella, eso es, 0.29 unidades astronómicas. Su actitud en el espacio sería completamente opuesta a la de su hermana, ofreciendo su antena de alta ganancia “hacia abajo”, para que así su experimento ZLP y el segundo detector de micro meteoritos observaran la región al norte de la eclíptica. Además de eso, con las dos sondas ya operativas, serían capaces de detectar un mismo fenómeno solar desde dos posiciones distintas en el sistema solar interior, el objetivo original del programa. Así, tras varios meses de dirigirse al Sol, Helios 2 se convirtió en el objeto humano que más cerca ha pasado de nuestra estrella el 17 de abril de 1976, algo que ninguna otra sonda ha podido si quiera igualar hasta la fecha.

Ambas sondas fueron enviadas en el momento en el que el Sol salía del máximo solar, de manera que en sus misiones primarias con un periodo de mínima actividad, aunque tras entrar en sus tareas extendidas se empezó a notar un aumento en actividad y, visto desde la Tierra, un incremento en el número de manchas solares. Un resultado interesante fue que la fuerza con la que el flujo de plasma rápido (viento solar de alta velocidad) que salían de agujeros coronales situados en los polos de nuestra estrella era más intensa en el perihelio de ambas sondas que a una unidad astronómica medidos por los satélites IMP 6 y 8. Poco después del lanzamiento de las dos sondas Voyager se detectó, en coordinación con las dos Helios, un flujo rápido que corotaba con el Sol y que surgía de un agujero coronal, y justo delante, un frente de choque que fue detectado a distancias de nuestra estrella de entre 0.7 a 1.6

unidades astronómicas, y que el frente de choque subsistió incluso cuando el flujo ya había desaparecido. Estudios de los campos magnéticos a distancias del perihelio mostró lo que parecía una fuerte dependencia entre las líneas del campo originadas en un agujero coronal y el flujo del viento solar, algo ya observado desde una unidad astronómica, pero confirmada desde más cerca. Es más, Helios 1 pasó sobre un agujero coronal en su primer perihelio. También se detectó una nueva estructura magnética, caracterizados por intensos campos magnéticos originados en regiones de flujo lento del viento solar, inusualmente frías, por delante de los flujos rápidos. También consiguieron detectar helio-3 en diversos eventos solares que emitían rayos cósmicos, así como la aparición de electrones provenientes de Júpiter a distancias muy cercanas al Sol. Las distintas órbitas de las dos Helios permitió confirmar una zona de rápida propagación de rayos cósmicos a más o menos 60º del lugar de una llamarada solar.

Poco después de sus lanzamientos, y con sus instrumentos apenas activados, ambas sondas también proporcionaron alguna cosa interesante acerca de la magnetosfera terrestre, detectando dos capas nuevas fuera de la envuelta magnética: una capa de electrones energéticos y una capa de iones. Los estudios acerca de la luz zodiacal mostraron una suavidad ya prevista, así como una asimetría derecha-izquierda bastante clara que en determinados momentos se reducía hasta cero para después volver a incrementarse, dada la cantidad de polvo interestelar. El análisis, por otra parte, de los impactos de micrometeoritos mostró una abundancia de condritas en un 40%, abundancia de micrometeoritos de hierro en otro 40% y en un 20% a un material no identificado. Una vez comparados los datos de micrometeoritos de las dos sondas mostraron que no existía demasiada asimetría norte-sur en la nube de polvo interplanetario, y estaban en buen acuerdo con las mediciones del ZLP. Por su parte, una fuerte actividad solar (posiblemente una eyección de masa coronal) proporcionó interesantes conclusiones sobre la corona mediante el estudio de la señal de radio emitida por una de las sondas.

El lanzamiento de distintos proyectos terrestres enriqueció la ciencia de Helios. Las dos Voyager y los tres vehículos de la misión ISEE trabajaron en concierto con ellas en el estudio de los eventos solares y al espacio interplanetario. Con sus misiones primarias finalizadas, y con el siguiente máximo cerca, decidieron alargar sus misiones para proporcionar información acerca de los fenómenos del Sol, que se incrementarían cuando la NASA lanzara su observatorio Solar Maximum Mission, evento acaecido al final el 14 de febrero de 1980. Sin embargo, el 23 de diciembre de 1979 Helios 2 dejó de emitir. Tal vez pasar más cerca del Sol que su hermana provocó que el hardware de a bordo no resistiera más. Por su parte, Helios 1 continuó emitiendo información valiosa hasta que también dejó de transmitir señales el 18 de febrero de 1985.

Las sondas Helios han sido realmente notables por varias cosas: por ser las que más se han acercado al Sol y han sobrevivido para contarlo, por ser uno de los primeros proyectos conjuntos entre Estados Unidos y Europa, pero sobre todo por ser las sondas más rápidas jamás lanzadas. Esto en realidad tiene cierta trampa. A Voyager 1 se la considera de la misma forma, lo que ocurre es que la gran sonda exploradora, actualmente en la frontera del espacio interestelar, posee la velocidad de escape mayor de todas las sondas que la consiguieron, mientras que Helios 2, la calificada como el vehículo más veloz, su velocidad se calcula con respecto a la velocidad en torno al Sol, consiguió unos formidables 252.792 km/h, o 70.22 km/s, provocados naturalmente por la inmensa atracción gravitatoria solar. Gracias a esa velocidad de paso, a su rápida rotación y las medidas llevadas a cabo para protegerlas, han conseguido pasar a la historia con nota muy alta. Por supuesto, no podían faltar en esta crónica.

Misión al planeta Tierra: GPM Core

El satélite TRMM fue lanzado desde el Japón el 27 de noviembre de 1997 para una misión de unos dos años. Situado en órbita baja (entre 400 y 410 km. de altitud) y con una inclinación moderada (35º), tenía el encargo de estudiar la cantidad de precipitación en las regiones tropicales y subtropicales. Cubriendo la Tierra desde la costa africana del Mar Mediterráneo hasta el Cabo de Buena Esperanza, esta área le permite examinar todo núcleo de tormenta que se forma en esta área. De esta forma, es capaz de detectar y monitorizar la evolución de toda tormenta tropical, huracán o tifón que aparece. Cargando cinco instrumentos, dos han resultado instrumentales. Por un lado, el TMI ha sido capaz de medir el tamaño de las gotas de agua encerradas en las nubes de tormenta, indicando como se precipita hacia la superficie, completando cálculos de la cantidad de lluvia, de moderada a alta, que se produce en ese núcleo tormentoso. Por el otro, el PR es el primer instrumento de su tipo situado en el espacio, y a

través de sus mediciones se sabe el ratio de precipitación de todo núcleo de tormenta, permitiendo construir recreaciones en tres dimensiones de la cantidad de precipitación de todo tifón, huracán o tormenta tropical que aparezca. Actualmente, TRMM es uno de los satélites de observación terrestre más veteranos, y aunque ha perdido alguna capacidad, todavía continúa entregando información muy importante con respecto a las tormentas. Así, huracanes como el Katrina, o más recientemente el tifón Haiyan de las Filipinas, entraron en su campo de visión. Sin embargo, su órbita y sus capacidades limitan lo que nos puede enseñar acerca del ciclo del agua en nuestro planeta.

Como bien sabéis, la Tierra es el único lugar del sistema solar en el que el agua existe en sus tres estados: líquido (mares, océanos, ríos, lagos, acuíferos), sólido (capas polares, glaciares, icebergs) y gaseoso (vapor de agua). Su presencia en cierta medida regula varios aspectos del sistema terrestre, tales como la absorción o emisión de la radiación infrarroja que entra desde el Sol o que emite la superficie para su expulsión al espacio. Uno de los aspectos del ciclo del agua, y uno de los mayores reguladores de la temperatura global del planeta es la precipitación, en todas sus formas. Así, la lluvia ligera o torrencial, granizo, o nevadas, no son más que elementos que ayudan a equilibrar la temperatura de la Tierra, pero es que además prácticamente toda forma de vida terrestre necesita agua, por lo que el reabastecimiento de toda fuente de agua a partir de las precipitaciones permite que la vida pueda continuar. Pero claro, medir el ratio de precipitación globalmente desde la superficie es prácticamente imposible, y saber qué está precipitando sobre distintas zonas de la Tierra es tarea solo para satélites.

Repitiendo el éxito de TRMM las agencias espaciales NASA y JAXA se han vuelto a unir para crear un satélite que vaya más allá. No solo medirá el ratio de precipitación líquida en regiones tropicales y subtropicales de media a alta intensidad, sino que ha sido optimizado para detectar precipitación de baja a media intensidad, de granizo e incluso de nieve a distintas intensidades. Pero esto no es todo. A partir de este proyecto, la NASA, en asociación con JAXA, creó un programa para saber qué y cuanto está precipitando en todo el mundo al mismo tiempo, un aspecto muy importante tanto para los científicos como para los meteorólogos. Este proyecto se llama GPM, Medición de Precipitación Global, y entra dentro del programa PMM, Misión de Medición de Precipitación. Lo que busca la NASA es emplear otros satélites con instrumentación similar para obtener mediciones acerca de qué, cuánto y cómo está precipitando en un determinado lugar del planeta. En esencia, crear una constelación de satélites que cubran todo el planeta.

El instrumento clave del proyecto GPM es el llamado Observatorio Núcleo GPM, o GPM Core. Es el mayor satélite jamás construido en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard, y está dotado, como es normal, de todo lo necesario para funcionar, como su ordenador y almacenador de datos de estado sólido, transmisor de banda-S unido a antenas de baja ganancia y a una antena parabólica de alta ganancia situada en lo alto de un mástil (transmitiendo a través de la red TDRSS), sistema de control de actitud, propulsión, control termal, y generación y almacenamiento de energía. Tiene 11.6 metros de envergadura con sus paneles solares rotatorios desplegados, y mide 6.5 metros de alto por 4.9 de largo. Ha recibido dos instrumentos para realizar sus mediciones acerca de la precipitación. El primero es GMI, Cámara de Microondas de GPM. Construido por la empresa Ball para la NASA, es un sistema de escaneo de microondas pasivo que consiste en tres elementos: la antena receptora, los detectores, y el montaje rotatorio para la antena. Técnicamente es un radiómetro de escaneo cónico que ha sido diseñado para rotar a 32 rpm. La antena de 1.2 metros de diámetro recibe la intensidad de la energía de microondas emitida por todo el sistema terrestre para llevarla a los detectores. A diferencia del TMI de TRMM y sus nueve canales, GMI dispone de 13 para

poder detectar además lluvia ligera y precipitación de nieve. Con un ancho de escaneo de 885 km., lo cubre barriendo de lado a lado a lo largo de su órbita, permitiendo cubrir todo un núcleo de tormenta, mientras que el paso sobre la estructura del satélite sirve para calibrar el aparato. A partir de lo detectado por GMI los científicos serán capaces de distinguir entre lluvia o nieve así como cuantificar la intensidad de precipitación y calcular el ratio de precipitación. El segundo es el DPR, Radar de Precipitación de frecuencia Dual. Elaborado por la empresa NEC Toshiba Space Systems para JAXA y el Instituto Nacional de Tecnología de Información y Comunicaciones, supone una evidente mejora del instrumento PR de TRMM. Realmente son dos radares de precipitación, el principal midiendo en banda-Ku (ancho de escaneo 245 km.), y un nuevo sistema de medición en banda-Ka (120 km.) que combinarán sus resultados para no perder ni una sola partícula de precipitación. Conjuntando la información de ambos radares se podrán realizar mediciones acerca de la distribución del tamaño de las partículas, es decir, la cantidad de gotas de lluvia de distintos tamaños existen en distintas capas de nubes y cómo se extienden por toda la tormenta. Estudios en profundidad de los datos del DPR permitirá identificar si lo que precipita es lluvia o nieve, intensidad de precipitación, flujos de agua o contenido de agua en una nube. Dado el menor ancho de escaneo del sistema de banda-Ka, este se encuentra en el centro del ancho de escaneo del radar de banda-Ku, lo que permitirá combinar la información y crear perfiles de intensidad de precipitación con una resolución máxima de 5 km., y en conjunto con GMI, mejorar la exactitud de las estimaciones de precipitación de lluvia o nieve. A plena carga declarará una masa máxima de 3.850 kg.

Si la NASA proporciona el satélite y un instrumento, JAXA ha suministrado el segundo instrumento y además se encargará de los servicios de lanzamiento. Como TRMM, la misión de GPM Core se pondrá en marcha cuando despegue desde el Centro Espacial Tanegashima a bordo de uno de los lanzadores más potentes del Japón, el H-IIA. El 27 de febrero del 2014 está previsto el lanzamiento, y su órbita será similar a la de TRMM, aunque con una mayor inclinación. Tras maniobrar después de liberarse de la etapa superior, estará situado en una trayectoria circular a 407 km. de altitud sobre la Tierra, con una inclinación de 65º con respecto al ecuador terrestre.

Con la puesta en marcha de la misión de GPM Core, se iniciará la constelación del proyecto GPM, que comprende varios satélites ya en órbita que cargan instrumentación de microondas: de la NASA, Suomi NPP (ATMS), los meteorológicos polares americanos NOAA 18 y 19 (AMSU-A) y DMSP, el satélite meteorológico polar europeo MetOp-B (MHS y AMSU-A1 y A2), el satélite científico de JAXA Shizuku (AMSR2) y el satélite científico franco-hindú Megha-Tropiques (SAPHIR). En los años siguientes la red se complementará con más satélites meteorológicos polares como el estadounidense JPSS-1 y el europeo MetOp-C,

previstos para los años 2016 y 2017, respectivamente. El propósito es recoger la información obtenida por todos estos satélites e introducirla en una base de datos común, en la que la información del instrumento GMI sea un estándar de referencia para calibrar la información, y tras juntarla con los datos proporcionados por DPR, obtener una información completa acerca de qué y cómo precipita una tormenta. La órbita de más alta inclinación de GPM Core le permitirá estudiar todo frente de tormenta desde el círculo polar ártico hasta el círculo polar antártico. Con toda esta base de datos, se pretende estudiar, en conjunción con la información de otras misiones (como por ejemplo el satélite de la NASA Aqua o el europeo SMOS), el ciclo del agua así como el ciclo y el intercambio de energía en el sistema terrestre. Con la información de la constelación GPM se obtendrá lo siguiente: medición acerca de la intensidad y la variabilidad de la precipitación; estructura tridimensional de los sistemas de nubes y tormentas; microfísica de las partículas sólidas o líquidas dentro de las nubes; y la cantidad de agua que cae a la superficie. Además, esta base de datos se podrá conjuntar con la recogida por los sensores meteorológicos basados en Tierra para mejorar los modelos de los pronósticos meteorológicos y los modelos climatológicos, así como para pronosticar desastres como huracanes y tifones, corrimientos de tierras, inundaciones y sequias. Poca broma.

Como se suele decir, no siempre llueve a gusto de todos, y para mucha gente, la lluvia no es más que una molestia que impide disfrutar de la vida en la calle. Error. Si en una zona de la Tierra no llueve, la reserva de agua potable se acabará, y no nos apetece comentar lo que ocurriría si eso pasa, porque es de sobra conocido. Pero claro, con el cambio climático sobre nuestras cabezas, se producen dos fenómenos: o que no llueva, que es malo, o que llueva demasiado, que tampoco es demasiado bueno. Queda claro que establecer una base de datos acerca de qué, cuánto, cómo y dónde precipita nos permitirá no solo comprender el funcionamiento del sistema terrestre, también detectar anomalías climáticas provocadas por el cambio global. Y luego se preguntan que por qué lanzamos satélites al espacio.