Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, 22 de noviembre del 2014, desde Rosetta.
Phoenix, un tributo
martes, 31 de marzo de 2015
miércoles, 25 de marzo de 2015
Fascinante Europa
Aún hoy, pasados los años, parece que Galileo Galilei y Simon Marius siguen
pegándose sobre quien fue el primero en descubrir los cuatro primeros satélites
encontrados en torno a Júpiter. Posiblemente nunca lo sabremos, pero nos
dejaron como legado cuatro cuerpos del sistema solar excepcionales y
fascinantes. Los cuatro son lo suficientemente importantes como para justificar
misiones hacia cada uno de ellos, pero sin duda el que cuenta con una mayor
prioridad es el segundo de ellos en orden de distancia. Si bien la historia nos
dice que los satélites galileanos fueron encontrados por Galileo a través de su
rudimentario telescopio, fue Marius el que dio los nombres que lucen con
orgullo. Como Zeus, en la mitología griega (Júpiter en la romana) era conocido
por descender a la Tierra con el deseo de ligarse a toda mujer de buen ver que
rondara por allí, estos cuatro objetos recibieron los nombres de cuatro de
ellas. De esta forma, el segundo de ellos en orden de distancia recibe el
nombre de Europa, por la hija del rey de Tiro. Si seguimos los diarios de
Galileo, nos damos cuenta que observó Europa por primera vez el 8 de enero de
1610, un día después de los otros tres, debido a que en ese momento su
posición, vista desde aquí, coincidía con la de Io.
Curiosamente, los nombres de los cuatro satélites principales de
Júpiter no volvieron a usarse hasta el comienzo del siglo XX, y hasta la época
de las sondas espaciales, no supimos de él más que era un cuerpo en apariencia
helado y lo que tarda en rodear al hermano mayor del sistema. Como habíamos
hecho con la Luna, Venus o Marte, para empezar a avanzar los conocimientos
acerca de los planetas exteriores, sobre todo acerca de Júpiter, se armó un
proyecto que enviaría dos sondas gemelas para comenzar a estudiar lo que
acontece allí. Aunque lo principal era la observación joviana, las dos sondas Pioneer 10 y 11 estarían preparadas para, si se daba la ocasión, obtener alguna
que otra vista de los satélites galileanos. La primera de ellas, Pioneer 10 fue enviada hacia allí (y con
los años, fuera del sistema solar) en marzo de 1972 para un viaje de 19 meses
hasta la máxima aproximación al planeta. El 3 de diciembre de 1973 realizó la
máxima aproximación al hermano mayor del sistema, y de Europa paso a 321.000
km. de distancia, y fue capaz de captar una imagen de él que, aunque
carecía de
resolución para discernir características superficiales, mostró su forma
esférica. Un año después, la poco favorable geometría del sobrevuelo y la mayor
distancia (586.700 km.) evitó que Pioneer
11 captara imágenes claras de Europa, y tras el acercamiento joviano su
gravedad la desvió para encontrarse con Saturno cinco años después.
Con la información de estas dos pioneras en la mano, los ingenieros
del JPL tuvieron suficiente información para mejorar el diseño de sus dos
sondas con destino al sistema solar exterior, por todos conocidas. Aunque
lanzada dos semanas después que su hermana, su trayectoria más favorable
provocó que Voyager 1 alcanzara
Júpiter cuatro meses antes que su hermana. Con su misión centrada en pasar
cerca de la órbita de Io con el objetivo de investigar diversos fenómenos
asociados a la interacción del potentísimo campo magnético planetario con esta
luna, la distancia de sobrevuelo sobre Europa impidió, a pesar de poseer un
mejor equipo de cámaras que las Pioneer,
obtener detalles de una resolución adecuada. Es lo que tiene pasar a 732.000
km. del satélite, aunque las imágenes las tomó a una distancia
considerablemente mayor. En ellas solo vemos un montón de líneas oscuras que se
entrecruzan las unas con las otras, pero nada más. Tuvo que ser Voyager 2 la que, definitivamente, tuvo
que decirnos cómo era la superficie de Europa. Lo que en un primer momento les
hiciera creer que eran grandes fisuras provocadas por grandes tensiones en la
corteza, no eran más
que líneas estrechas modeladas en el hielo de su
superficie. El resto de la luna prácticamente carece de otro relieve más que
estas líneas que recorren toda la superficie. Al pasar más cerca (unos 209.000
km.) también pudo ser afectado por la gravedad del satélite, por lo que su
análisis mostró que bajo el hielo existía un cuerpo dominado por los silicatos.
Nada más se pudo hacer hasta que se pusiera en órbita joviana una nave espacial
especialmente dedicada a la investigación sistemática del sistema de Júpiter.
A pesar de los problemas surgidos a lo largo de toda su misión, desde
el comienzo hasta el final, la terca y testaruda Galileo nos enseñó Europa con nuevos ojos. Tanto fue así que la
primera misión extendida estuvo plenamente dedicada al estudio de este
satélite. De los 34 sobrevuelos practicados a satélites jovianos, doce de ellos
los realizó a Europa,
practicando su máxima aproximación en el cuarto
acercamiento el 16 de diciembre de 1997, pasando a 196 km. de su superficie. A
pesar su tremendamente limitada capacidad de enviar información a la Tierra,
proporcionó información valiosísima que provocó una absoluta revolución en
cuanto a lo que puede esconder un cuerpo del sistema solar tan aparentemente
anodino. Desde que Galileo acabó sus
días incinerada en la atmósfera joviana, solo una sonda ha pasado por Júpiter
lo suficientemente cerca como para obtener interesante información acerca de
Europa. El 28 de febrero del 2007, New
Horizons, en su camino hacia la última frontera del sistema solar, Plutón,
adquirió algo de energía extra del hermano mayor
del sistema, además de
demostrar lo que vale, que es mucho. A pesar de encontrarse casi en el otro
lado del planeta (a algo más de 3 millones de km.) pudo captar secuencias con
una resolución más que decente, incluso mejores que las de Voyager 1 en su día. De momento no hemos vuelto, y todavía encierra
bastantes misterios.
De los 67 satélites que rodean a Júpiter, Europa es el sexto en orden
de distancia. Dista del hermano mayor del sistema 670.900 km. de su capa
superior de nubes, y tarda 3.55 días en rodearlo. Su órbita se encuentra
prácticamente en el ecuador planetario, y su posición provoca que tenga
resonancias orbitales con Io y Ganímedes, que le afectan notablemente. Tiene un
diámetro de 3.121.6 km., y estas medidas le convierten en la sexta
luna más
grande del sistema solar, y el decimoquinto mayor objeto de todo el sistema
solar. Eso sí, su posición, en la parte exterior del inmenso cinturón de
radiación joviano provoca que su entorno tenga un nivel radiactivo de 540 rems
al día, lo suficiente como para que un ser humano fallezca en un solo día. Tenemos el consuelo de que esa
dosis en Io es muchísimo mayor.
fallas submarinas terrestres, aunque dado que es hielo lo que forma la capa superficial su mecanismo para su formación es completamente distinto. Las mayores poseen unos 20 km. de anchura, y en general todas tienen en ambos lados de ellas una serie de estriaciones que nos dicen que en algún tiempo del pasado esta zona se separó. No solo eso, un examen en profundidad nos permite ver que la alineación entre las estructuras en un lado no coincide exactamente con el contrario, indicativo de la existencia de cierta deriva en el hielo. ¿Cómo es esto posible?
La misma resonancia orbital que afecta brutalmente a Io también afecta
a Europa, y la gigantesca gravedad joviana también ayuda a crear un interior
activo. La investigación gravitatoria muestra un cuerpo claramente diferenciado
y geológicamente vivo debido a esta fuerte actividad gravitatoria. La propia
gravedad de Júpiter estira y contrae la luna, y el efecto de estar encerrado
entre dos grandes satélites provoca que se deforme en el lado contrario. Todo
esto motiva un intenso calor que debe evacuarse en alguna parte. Las líneas de
la superficie son, puede que casi literalmente, la punta del iceberg.
Si has visto alguna vez una foto de la capa de hielo del polo norte,
lo comprenderás. En la época de verano, cuando se produce el deshielo de parte
de esta costra de agua congelada, aparecen a su alrededor icebergs que,
afectados por las mareas y corrientes oceánicas, se desplazan hacia nuevas
localizaciones. Las imágenes tomadas por Galileo
mostraron un área de la superficie de Europa con formaciones extremadamente
similares. Denominadas como terreno caótico, vemos toda una serie de bloques
que antiguamente eran una sola pieza, pero que la actividad subterránea desgajó
y, de alguna forma, dispersó. Esto se ve claro porque los bloques de la unidad
original se encuentran más elevados de lo que es el resto del área. Si una masa
de agua lo suficientemente caliente como para derretir este hielo hubiera
subido hacia allí bien podría haber provocado el efecto visto. Esta
información, que por sí sola, hubiera abierto noticiarios, quedó relegada a un
segundo plano, y todo porque una estrella llegó a Marte en el verano de 1997.
El hallazgo de este terreno caótico motivó que gran parte de la
comunidad científica afirmara que bajo el hielo del satélite existe un vasto océano
de agua líquida, mantenido en ese estado por el calor mareal provocado por sus
acompañantes orbitales y Júpiter. Esta existencia explica el por qué los lados
de muchas de las líneas no están alineados, pero con ello se llegó a otra
conclusión: toda la capa de hielo superficial había derivado globalmente unos
80º. Claro, la pregunta era la siguiente: ¿cómo
de profunda es la capa de hielo
superficial? Todavía sigue sin respuesta, aunque los últimos análisis indican
que su grosor puede ser de 30 km. Otros afirman que puede llegar a unos 100
km., y todavía existe un grupo que cree que apenas llega al kilómetro. Sea como
fuere, el calor generado en el interior afecta de manera significativa a la
capa de hielo, provocando las líneas y el terreno caótico, así como la
eliminación de los cráteres que en tiempos pretéritos debieron haber existido.
Eso sí, Europa todavía conserva algún que otro cráter de impacto. Las gélidas
temperaturas en su superficie (-160ºC en el ecuador, -220ºC en los polos)
provoca que este hielo esté más duro que el granito, por lo que es lo
suficientemente capaz de aguantar una colisión.
Desde la distancia, el polifacético Telescopio Espacial Hubble también ha proporcionado
información tremendamente útil de lo que ocurre alrededor de Europa. Fue en
1995, meses antes de que Galileo
entrara en órbita joviana, cuando hizo un importante descubrimiento. El
satélite posee una muy delgada atmósfera, compuesta principalmente por oxígeno.
Su presión es ridícula, de apenas 0.0000000000001 de la terrestre, de manera
que cualquiera que quiera poner un pie necesita por obligación un traje
espacial. Además, este oxígeno no es provocado por la acción de una forma de
vida biológica, sino por la acción de la radiación ultravioleta solar y por las
partículas energéticas almacenadas en el campo magnético joviano. El proceso se
denomina radiólisis, y se provoca cuando las partículas de alta energía solares
colisionan con la superficie del satélite, elevando las moléculas. Una vez lo
suficientemente elevadas la radiación ultravioleta cumple su trabajo disociando
el hidrógeno del oxígeno de la molécula de agua, y de nuevo, las partículas
energéticas jovianas provocan que el oxígeno entre en un estado de alta
excitación, generando colisiones entre los átomos de oxígeno, que es en
definitiva lo que crea la atmósfera. En cuanto al hidrógeno, al ser el elemento
más ligero, crea una suerte de anillo, un torus, de elementos neutros, como los
análisis adquiridos por Galileo y Cassini mostraron. Este torus rodea
completamente la órbita de Europa, y le sigue allá donde vaya, y su contenido
es mucho mayor que el famoso torus de Io. Con el tiempo, las moléculas que
forman el torus de Europa acabarán ionizadas por acción de la magnetosfera
joviana, alimentándola.
Volviendo a la superficie y a su costra de hielo, también hace poco, y
usando los datos adquiridos por Galileo,
llegó una nueva posibilidad para Europa. El terreno caótico puede tener la
pista de algo más
sorprendente. Esas regiones de icebergs a la deriva, o su
equivalente, podría estar provocado por algo muy curioso: un bolsillo de agua
dentro de la capa de hielo. Lo que viene a decir esto es que, además del océano
principal, parece ser que parte de esa agua, caliente, por supuesto, se filtra
por una serie de fisuras hasta alcanzar una cámara vacía de pequeño tamaño. Con
el tiempo, esa cámara va aumentando de tamaño al derretirse el hielo, de manera
que la apariencia caótica de esas zonas queda afectada en la forma ya vista.
Esta sería una oportunidad para aprovechar a colarnos bajo el hielo del
satélite, y confirmar si existe alguna clase de bicho allá abajo.
Si la comunidad científica entró en ebullición por los datos de Galileo no fue por encontrar pistas de
la existencia de un océano global bajo el manto helado de Europa. Un
descubrimiento realizado en la década de 1970 en las islas Galápagos amplió
unas posibilidades inimaginables hasta ese momento.
Bajo las aguas de esta zona
terrestre (y después trasladada a otras regiones oceánicas con importante
actividad geológica) se encontraron una serie de fumarolas que emiten gases y
partículas a una temperatura enorme, más que para escaldar. Nadie pensaba
encontrar vida allí (generalmente, a demasiada profundidad y en un entorno
demasiado caliente como para que cualquier ser vivo pueda existir). Por el
contrario, estas chimeneas submarinas están hirvientes de vida, de todo tipo y
clase, y alimentándose de lo que suelta esa chimenea. Y ahí están, muertos de
risa, en un entorno en teoría imposible para la vida. Pero esta es tozuda, y
tiende a aparecer donde uno menos se lo espera. La existencia de un satélite
con un océano global y con una fuente continua de calor interna provocó la idea
(loca en un principio, ahora se pegan para averiguar cómo llegar allí) de que
en Europa bien podrían existir chimeneas submarinas similares a las terrestres.
No hablamos de microorganismos que solo se podrían ver a través de un
telescopio, sino de seres vivos complejos que prosperarían usando
lo que esas
chimeneas expulsan. El caso del océano de Europa es que es un sistema cerrado,
a diferencia de los terrestres. En el satélite de Júpiter, el océano está
encerrado bajo la gruesa capa de hielo, mientras que la inmensa parte de las
aguas terrestres están en la misma superficie y por ello interactúan con la
atmósfera intercambiando y almacenando gases en los océanos como una suerte de
sistema de regulación para así evitar crecientes cantidades de gases no
deseados. En Europa esto no ocurre, de manera que el oxígeno libre que debiera
circular bajo las aguas de este océano bien podría haberse acabado hace ya
tiempo. Sin embargo, una investigación de hace algunos años probaría la
existencia de reservas de oxígeno en este océano permitiendo a las probables
formas de vida subsistir. Todo sería provocado por el bombardeo de rayos
cósmicos (tanto solares como galácticos) que atravesaría el hielo hasta cierta
profundidad. Estas partículas colisionarían con el hielo de agua transformando
parte de ellas en oxígeno respirable que, a partir de las fisuras existentes,
se filtraría hacia el océano, por lo que en pocos millones de años la
concentración sería incluso superior a la de los océanos terrestres. Asumiendo
un grosor del hielo superficial de unos 100 km., estaríamos hablando de
aproximadamente el doble del volumen de agua de las masas acuáticas de la
Tierra.
¿Cómo serían esas hipotéticas formas de vida de Europa? Ni siquiera
nuestra fértil imaginación podría con semejante tarea, pero lo cierto es que
sobrevivirían a los niveles de radiación que la superficie tiene que soportar,
porque el hielo actuará como protección, reduciendo los niveles hasta una
cantidad admisible para cualquier forma de vida. Esos bolsillos de agua en la
gruesa capa de hielo también pueden ser lugares interesantes en los que podría
encontrarse vida. Investigaciones recientes añaden otro ingrediente para el
sostenimiento de vida bajo el hielo de Europa: la existencia de peróxido de
hidrógeno. Se afirma que la cantidad de esta molécula es lo suficientemente
grande como para que cualquier ser vivo se alimente de él, una vez mezclado con
el agua. Aún más, al unirse al agua este se desintegrará para convertirse en
oxígeno, que las formas de vida sin duda consumirán. Todo parece aliarse para
conseguir un lugar propicio en el que comprobar si existe vida. Pero si la hay,
¿cómo llegó?
Revisando la información del espectrómetro NIMS de Galileo, apareció recientemente una
sorpresa. En la corteza helada de Europa, aparecieron trozos de mineral tipo
arcilloso, más concretamente
filosilicatos. Este mineral se asocia muy
frecuentemente con materiales orgánicos. Gracias a la información recientemente
recolectada acerca de los asteroides y de los cometas, se sabe que muchos de
estos cuerpos podrían encerrar compuestos orgánicos simples y, mediante la
colisión de uno de estos cuerpos menores con Europa, se liberarían al océano,
generando con el tiempo un ecosistema. Esta es la misma teoría que se ha
propuesto para el nacimiento de la vida en la Tierra, la repetida colisión de
cometas y asteroides en los océanos primitivos terrestres que sembraron las
semillas de lo que somos ahora. Si algo así ocurrió con Europa, nos
enfrentaríamos a formas de vida sin duda complejas, peces monstruosos, y toda
suerte de vida marina que podría desarrollarse en un ambiente carente de luz,
soportando enormes presiones y con escasos nutrientes (o no). Para tener una
previa de lo que podríamos encontrarnos bajo los hielos de Europa solo tenemos
que viajar a las profundidades abisales de nuestros océanos, donde cada día nos
encontramos con seres absolutamente inimaginables, rarísimos, y completamente
adaptados al medio. Pero antes de dejar volar nuestra imaginación, hay que
confirmar la existencia de ese gran océano subterráneo, aunque las plumas de
vapor de agua emitidas por Europa son una pista clave.
El gran enemigo para una futura misión dedicada exclusivamente a
Europa es el presupuesto. Las grandes misiones como Galileo o Cassini se
pasaron de lo inicialmente aceptado, aunque el enorme retorno científico las ha
hecho sin duda rentables. El caso es que, recurriendo a la tecnología actual,
una misión de estas características aún saldría por un pico nada despreciable,
provocando que la inmensa mayoría de las propuestas se hayan quedado por el
camino. El esfuerzo más serio fue la
misión conjunta ESA-NASA EJSM, la Misión a Europa y al Sistema de
Júpiter, en el que cada agencia planeaba enviar un vehículo propio. La ESA
lanzaría una sonda con un destino final fijado en Ganímedes, mientras que la
NASA se ocuparía de la misión a Europa. Pero entre la larga ruta panorámica que
debería seguir, y la elevada protección contra la radiación (que no es ninguna
tontería) provocaría un vehículo pesado y costoso. Como una forma más económica
de llegar y explorar este satélite, la NASA redujo el tamaño y la complejidad
de
esta misión y, bajo el nombre de Europa Clipper, prevé una misión que realizaría sobrevuelos continuos sobre el
satélite para obtener la información deseada. Sin embargo, en el reciente presupuesto
asignado para la agencia se especifica una misión a Europa, cuyo coste no podrá
superar el billón de dólares, algo así como el límite impuesto a las misiones
New Frontiers. A decir verdad, existen dos misiones con destino a Júpiter. El
proyecto Juno, de la NASA, ya está en
camino al hermano mayor del sistema tras su lanzamiento en agosto del 2011 y
después de sobrevolarnos en octubre del año pasado, está en rumbo para cumplir
su cita con Júpiter el 4 de julio del 2016. Sin embargo, su misión estará centrada
en el propio planeta, y tanto su órbita como su diseño evitan que la sonda
pueda proporcionar información nueva acerca del satélite. Mientras, la ESA
decidió continuar con su misión con las miradas puestas en Ganímedes, pero en
el plan de vuelo de JUICE (el
Explorador de las lunas Heladas de Júpiter) están previstos diversos
sobrevuelos a Europa para permitir dirigir la sonda a su entrada orbital
definitiva sobre Ganímedes. Cargará 11 experimentos (tres de la NASA), estará
alimentada por energía solar, y su lanzamiento está previsto para el 2020.
Mucho nos tememos que aún tardaremos en ver una misión exclusiva hacia Europa.
Hace tiempo pensábamos que para buscar vida en el cosmos había que
salir del sistema solar. Gracias a una terca y cabezota sonda espacial, no
tenemos que viajar demasiado lejos para encontrarla. Que en nuestro vecindario
galáctico existan entornos como los de Europa bien nos enseñará a buscar bichos
en otros lugares, todavía más extraños. A nosotros nos encantaría ver lo que se
esconde bajo el hielo. ¿Y a vosotros?
jueves, 5 de marzo de 2015
Misión al planeta Tierra: MMS
El ser humano conoce, y lleva investigando, el magnetismo terrestre
desde al menos el siglo XVII (gracias a pioneros como Edmund Halley), pero
nadie jamás pensó en lo que los primeros satélites lanzados al espacio
empezaron a mostrar. Era una estructura extraña, como con forma de lágrima, con
una forma y estructura variable, todo manejado por el también recientemente
descubierto viento solar. A esta estructura se le llamó magnetosfera.
Desde entonces, todas las agencias han lanzado un montón de misiones para
estudiar su forma, su dinámica, su interacción con el viento solar, y su
evolución temporal, ya que la magnetosfera de hoy y la de mañana no tienen nada
que ver. La NASA lanzó, desde 1963 hasta 1973, sus célebres Plataformas de
Monitorización Interplanetarias, los satélites IMP. Diseñados en cuatro tandas, fueron
colocados en distintos
puntos del sistema Tierra-Luna (uno incluso entró en órbita lunar),
proporcionando datos ininterrumpidos desde pocos días después del lanzamiento
del primero, hasta la desactivación del último, el 7 de octubre del 2006,
proporcionando mucha y muy valiosa información. Al tiempo que se situaban
alrededor nuestro estos pequeños, la misma agencia comenzó a elevar los seis
satélites de la serie OGO, los
Observatorios Geofísicos Orbitales. Tres fueron colocados en órbitas altamente
elípticas cercanas al ecuador terrestre, y el resto en órbitas polares
cerradas, permitiendo así cubrir desde la ionosfera terrestre hasta el límite
de la magnetosfera en la zona en que colisiona con el
viento solar. A
diferencia de los IMP, los OGO eran satélites enormes, con
estructuras en forma de caja y capaces de transportar, por diseño, entre 30 y
40 experimentos interrelacionados, aunque nunca tal capacidad se usó. Todo este
despliegue no solo se hizo para propósitos científicos, también para servir
como sistema de alarma ante la actividad solar en medio del programa tripulado Apollo a la Luna. También, la incipiente
agencia espacial europea, el ESRO, comenzó a estudiar el entorno cercano a la
Tierra, y diseñó un par de satélites para estudios magnetosféricos que resultan
ser muy interesantes. Los dos HEOS
fueron los primeros vehículos espaciales europeos en salir de la magnetosfera y
entrar en el espacio interplanetario, merced a sus trayectorias altamente
elípticas. El caso es que mientras que el primero fue situado en una órbita más
o menos ecuatorial, el segundo (como el resto de satélites europeos de la
época, fueron lanzados por la NASA, a comienzos de la década de 1970) fue el
primero en situarse en tal trayectoria pero polar, de manera que ambos cubrían
casi toda la magnetosfera desde todas las latitudes. Posteriormente la NASA y
el ESRO se juntaron para formar el proyecto ISEE,
los Exploradores Sol-Tierra Internacionales. Constaba de tres vehículos, dos
diseñados por la NASA (los números 1 y 3), mientras que la segunda corría a
cargo
del ESRO. La intención era colocar los dos primeros en órbita elíptica
terrestre para estudiar fenómenos magnetosféricos en una escala espacial
pequeña y en una escala temporal corta. Los dos primeros se lanzaron en 1977, y
el tercero, un vehículo innovador (que todavía funciona, por cierto, ya que ha
sido rehabilitado recientemente) que fue el primero en entrar en órbita en
torno al punto de Lagrange 1 en 1978, para así servir como sistema de alerta
temprana (más o menos una hora en avance) para así reprogramar a los otros dos
para estudiar más adecuadamente los fenómenos magnetosféricos resultantes de la
actividad solar. Esta experiencia permitió a la ESA (ya como tal desde 1975)
aprobar en 1986 la propuesta de misión Cluster,
presentada 4 años antes. Este proyecto (que junto con SOHO eran las misiones principales de la rama de física solar y
terrestre del programa Horizon 2000) resultaba altamente innovador, ya que por
primera vez proponía investigar la magnetosfera con cuatro satélites idénticos
en todo. Mientras estos se preparaban, la NASA ya había lanzado en 1981 los dos
satélites clase Explorer Dynamics
Explorer, preparados para investigar la reacción de la alta atmósfera a los
eventos magnetosféricos,
que muchos de ellos provocan las brillantes auroras.
Situados en órbitas coplanares (trayectorias que comparten casi todos los
parámetros, tales como inclinación o perigeo, pero con distintos apogeos) el
primero de ellos realizaba las investigaciones magnetosféricas, mientras que el
segundo se ocupó de las atmosféricas. Cuando el segundo reentró (según lo
previsto, en febrero de 1983) el primero continuó tomando mediciones hasta
1991. Sin embargo, lo interesante del concepto Cluster, de cuatro satélites al mismo tiempo en una región concreta
de la magnetosfera, prometía mostrar la evolución magnetosférica prácticamente
en tres dimensiones. Por desgracia, cometieron la locura de insertar los cuatro
satélites dentro de la cofia del primer Ariane
5 que, en 1996, acabó explotando. Dada la altísima prioridad de este
proyecto, se autorizó rápidamente la construcción de cuatro satélites idénticos
a los perdidos, y para no arriesgar, se
lanzarían empleando lanzadores rusos Soyuz de dos en dos, hecho que se
produjo entre julio y agosto del año 2000. Pero todavía más notable fue la
incorporación de los dos satélites TC-1
(elevado a una trayectoria ecuatorial en diciembre del 2003) y TC-2 (situado en órbita polar en julio
del 2004) que daban forma a la misión conjunta de la ESA con China Double Star, y que transportaban algunos
de los repuestos de varios instrumentos de los satélites Cluster. Añadidos a la constelación hasta que fueron desactivados
en el 2007, proporcionaron dos nuevos e interesantes puntos de vista que
incrementar los datos sobre la variabilidad de la magnetosfera. Con casi 15
años desde su lanzamiento, y todavía funcionando y proporcionando lo que ningún
otro proyecto ha sido capaz antes, siguen siendo nuestro mejor recurso para
vigilar lo que acontece en nuestro escudo protector. Eso sí, ya van pidiendo el
relevo.
El Departamento de Heliofísica de la NASA dispone de varios programas
de investigación. El que nos interesa es el Programa de Sondas Solares y Terrestres
o STP, que trata de estudiar las interacciones Sol-Tierra como un sistema unido
usando tanto satélites terrestres como sondas espaciales. La primera misión, de
órbita terrestre, es el veterano TIMED,
que después de unos 13 años desde su lanzamiento el 7 de diciembre del 2001,
continúa trabajando y haciendo una investigación hasta la fecha única,
vigilando con sus 4 instrumentos y desde su trayectoria a unos 625 km. de
altitud las capas más externas y menos investigadas de nuestra atmósfera, la
termosfera, la ionosfera y la mesosfera, que son las más propensas a
variaciones a consecuencia de la deposición de la energía solar en nuestra
atmósfera. A esta misión se le sumaron otras dos en el 2006. Primero, en
septiembre, el satélite de
observación solar japonés Hinode, equipado con instrumentación proporcionada por la NASA, de
ahí que esté adscrita a este programa. Con el propósito de explorar la
interacción entre el campo magnético solar y su corona, cuenta con telescopios
óptico, de ultravioleta extremo y rayos X. Después, en octubre, la NASA ponía
en el espacio a las sondas solares STEREO,
dos observatorios casi gemelos con la misión de estudiar en tres dimensiones
todo tipo de actividad solar, principalmente las eyecciones de masa coronal, o
CME’s. Situadas en órbitas heliocéntricas similares a la de la propia Tierra
(una por delante, una por detrás), se han ido alejando progresivamente de
nosotros permitiéndonos, por primera vez, monitorizar todo el Sol gracias al
resto de misiones que en conjunto mantienen vigilada nuestra
estrella. Ambas
sondas están a punto de desaparecer detrás de Helios (recientemente se ha
perdido la comunicación con STEREO-Behind)
y así comenzar una nueva etapa de su misión. Así, después de casi 9 años sin
lanzar una nueva misión, el programa STP está casi listo para enviar un nuevo
proyecto al espacio.
La magnetosfera terrestre es uno de esos laboratorios naturales más
grandes que tenemos, ya que lo que en ella estudiamos no lo podemos replicar
aquí abajo. Existen muchos fenómenos energéticos, pero hay uno que hasta la
fecha se nos ha escapado para poder estudiarlo apropiadamente. Se le conoce
como reconexión magnética, y se produce en las llamadas regiones de difusión de
electrones, localizadas en la magnetopausa diurna (la zona en la que los campos
magnéticos solares y terrestres se equiparan) y en la magnetocola (la estructura
en forma de cola generada por la presión del viento solar que se extiende
grandes distancias más allá de los planetas). Pero, exactamente, ¿qué es la
reconexión magnética? Pues por lo que se sabe, la transformación,
frecuentemente de forma explosiva, de la energía que transportan las líneas de
los campos magnéticos, en calor y energía cinética en forma de partículas
cargadas y flujos de materia a gran escala, responsables en gran medida de los
eventos de meteorología espacial y de las propias auroras. Para poder predecir
los eventos de meteorología espacial (que proyectos como Van Allen Probes estudian con precisión) que afectan a los
satélites, redes de energía y comunicaciones, así como a la navegación por
satélite, es necesario obtener más información y estudiar fenómenos como la
reconexión magnética. El reto sobre este fenómeno es que sucede en zonas de la
magnetosfera muy pequeños y duran muy poco, de manera que se necesitan
satélites con instrumentos que cuenten con una resolución y exactitud sin precedentes.
La Misión Magnetosférica Multiescala, o MMS, ha sido creada siguiendo en cierta medida el espíritu Cluster, ya que ha demostrado que es la
mejor y más eficiente forma de examinar eventos magnetosféricos. Específicamente
diseñadas para el estudio de la reconexión magnética, posee la instrumentación
adecuada para ello, y ésta está emplazada en una plataforma muy avanzada que
requerirá en principio poca atención. MMS
se basa en cuatro (originalmente 5) satélites idénticos equipados de manera
idéntica que estarán dispuestos en el espacio a distancias ajustables los unos
de los otros para así cubrir mejor las regiones magnetosféricas y los fenómenos
a investigar. Con forma de octógonos planos, con unas medidas de 3.15 de largo
y 1.23 de alto (sin contar con los mástiles y las antenas de los instrumentos),
cada satélite idéntico está elaborado en aluminio y con una distribución de
masas
equilibrada para permitir una plataforma altamente estable en rotación.
Todo el hardware está situado alrededor del extremo exterior de cada satélite,
dejando el interior a los cuatro tanques de combustible. En el centro se
encuentran los adaptadores de unión entre los satélites, para así permitir la
separación una vez la etapa superior del lanzador ha cumplido su función. Gran
parte del hardware de control es la ya típica de las misiones de la NASA, desde
el ordenador, sistemas de control de actitud, generación de energía,
comunicaciones y propulsión. Así, mientras el ordenador está estructurado
alrededor de un procesador RAD750, la radio emite en banda-S
bidireccionalmente. Cada satélite estará estabilizado por rotación, a un ratio
de al menos 3 rpm, empleando para su control dos sensores solares, cuatro escáneres
estelares, dos acelerómetros triaxiales y los 12 propulsores de a bordo. Está
diseñado para mantenerse prácticamente en el plano de la eclíptica, permitiendo
sin embargo pequeñas desviaciones no mayores a 5 grados. Sin duda lo más
interesante es la adopción de receptores GPS (ocho antenas por satélite) de
última tecnología. Llamado Navigator, se ha diseñado para ejecutar maniobras
autónomamente calculando la distancia entre los cuatro satélites ya que estarán
en contacto continuo los unos con los otros. De esta forma, a partir de
Navigator, conocerá su posición en órbita terrestre, distancia con los otros
satélites de la formación y cálculo de las maniobras para mantener la
disposición. La generación energética depende del Sol, contando con células
solares a la última situadas alrededor de los laterales de cada satélite. Son 8
los paneles solares por cada satélite, que proporcionarán la energía necesaria
para trabajar, además de cargar la batería de a bordo. El control termal es el
habitual: calentadores, mantas multicapa y radiadores, y en las partes superior
e inferior dentro de los planos de separación cuentan además con escudos
antimeteoritos. La instrumentación está formada por 10 experimentos,
totalizando 25 sensores, divididos en tres paquetes. El Juego de Plasma Caliente comprende dos
instrumentos. FPI, Investigación de Plasma Rápido, pretende estudiar el plasma
de rápido movimiento, y para ello cuenta con cuatro espectrómetros duales de
iones y lo mismo para electrones, cada uno con una visión en arco de 45º, para
así obtener una imagen completa y tridimensional del plasma. En esencia lo que
hace es recibir, desde la apertura y empleando un filtro, partículas de cierto
tipo, cierta velocidad y cierta
dirección, dirigiéndolas a una placa detectora en donde colisionan, provocando
un torrente de varios millones de electrones provenientes de la dirección
opuesta, permitiendo así al sistema detectar el fenómeno, tardando en
ello
apenas varios nanosegundos. De esta forma, FPI está diseñado para medir
electrones e iones, y mediante el filtrado por sus energías específicas, medir
la cantidad de partículas de cada tipo que entra en el aparato desde todo tipo
de direcciones y con energías diferentes durante una extensión de tiempo muy
determinada, generando una imagen de los iones del plasma cada 150 milisegundos
y de los electrones del plasma cada 30. HPCA, Analizador de Composición del
Plasma Caliente, es un tipo novedoso de espectrómetro de masa que emplea el
tiempo que tarda una partícula en viajar dentro del instrumento para averiguar
la velocidad, y a partir de ello, la masa, dándonos con ello el tipo. Para ello
usa una lámina de carbono en la entrada para extraer un electrón, ionizando la
partícula, que acaba golpeando una placa de parada. Para medir el tiempo que
tarda en hacer el recorrido, la extracción del electrón en la apertura del HPCA
genera una señal de tiempo que es la que emplea el aparato para completar su
medición. No es tan rápido como FPI, realiza las mediciones una vez cada 10
segundos, y emplea la rotación del satélite para barrer todo el espacio alrededor
suyo, por lo que solo se necesita un aparato por vehículo. Además, dispone de
una capacidad nunca antes puesta en el espacio. Tras un montón de años de
experiencia con aparatos similares, se ha visto que los protones
provenientes
del viento solar abrumaban los sensores evitando la detección de ciertas
partículas almacenadas en la magnetosfera, como el oxígeno magnetosférico. Sin
embargo, HPCA emplea en su apertura oscilaciones de radio frecuencia para
barrer la mayoría de protones del viento solar del instrumento, para así hacer
mediciones más claras. El segundo paquete, Juego Detector de Partículas
Cargadas o EPD, también comprende 2 instrumentos. FEEPS, Sensor de Partículas
Energéticas de Ojo de Mosca. Emplea dos aparatos idénticos en cada satélite,
totalizando 18 campos de visión simultáneos y distintos, empleando detectores
de silicio de estado sólido, todo para estudiar todo el cielo en busca de la
cantidad de electrones de distintas energías y diferentes direcciones de
llegada que hay en su entorno. Para ello, los detectores se diseñaron unos para
detectar iones y otros para electrones, y estos últimos disponen en su apertura
con una lámina de aluminio de 2 micrones de grosor para evitar así la entrada
de iones. Por su parte, los diseñados para detectar iones son tan delgados que
así evitan que los electrones, cuando pasen, provoquen una señal legible en la
telemetría. EIS, Espectrómetro de iones energéticos, pretende ir más allá que
HPCA. También emplea detectores de estado sólido, y el principio de medición es
similar el de HPCA, contar el tiempo que tarda la partícula en viajar dentro
del instrumento para hacer el análisis de masa. Cuando un ion entra en el
instrumento, primero tiene que pasar por uno de los detectores, desviando
varios electrones hasta una placa detectora microcanal, que amplifica la señal
y envía 1 millón de electrones hacia el otro lado, y ocurre lo mismo al golpear
la segunda lámina. Los cálculos de tiempo que se cuentan son los de las placas
microcanal, y a partir de ellos se averigua la velocidad de la partícula, y a
partir de ello, la energía total y la masa, tratando de descubrir protones o
iones de helio y oxígeno, y todo esto lo hará, en combinación con FEEPS, a 1/3
de la rotación del satélite, la cadencia necesaria en los lugares en los que
sucede la reconexión magnética. Y el tercer paquete es el Juego de Campos,
que
comprende seis aparatos. Los AFG y DFG, Magnetómetros de Núcleo Saturado
Analógicos y Digitales, se utilizarán para detectar y medir los campos
magnéticos alrededor de los satélites, y el empleo de dos tipos distintos
permitirá que ambos comparen sus mediciones sobre la fuerza del campo magnético
hasta niveles muy bajos. Ambos sensores están colocados al final de los dos
mástiles de 5 metros de largo que se prolongan desde localizaciones
diametralmente opuestas. EDI,
Instrumento de Deriva de Electrones, se empleará para estudiar campos tanto
eléctricos como magnéticos. Consiste en un par de Unidades Detectoras de
Pistola. En modo de detección de campos magnéticos, una de las unidades emite
electrones que quedan atrapados en una línea de campo magnético, haciendo
círculos casi completos, separándose casi un km. del satélite antes de volver y
ser atrapado por el segundo detector. Midiendo el tiempo entre la emisión y la
recepción, se puede calcular la fuerza del campo magnético por el que ha
viajado. Cuando se trata de analizar campos eléctricos, la técnica es similar,
pero en vez de seguir círculos, los electrones derivan de formas predecibles, y
a partir de esas derivaciones, medir la fuerza de los campos eléctricos. Esta
técnica se estrenó en el cuarteto Cluster,
solo que llevado a un nivel superior en velocidad, y sobre todo en precisión,
que es para lo que se han diseñado. Aunque diseñados para ser instrumentos
activos, también tienen un modo pasivo, en el que reciben los electrones que
existen en su entorno y así analizarlos. Y todo esto, a un ratios de hasta 1000
veces por segundo. Los SDP y ADP, Sonda Doble del plano de Rotación y Sonda
Doble Axial, están diseñados para medir campos eléctricos. Para ello emplearán
un par de electrodos para detectar los cambios que hay en ellos. Sin embargo,
estos cambios son tan pequeños que para sentirlos fiablemente hay que separar
los electrodos todo lo posible entre ellos. Así, los SDP están al final de
cuatro antenas de 60 metros de largo que nacen desde el centro del satélite,
cubriendo así el plano de rotación. Por su parte, los dos ADP nacen
perpendiculares al plano de rotación, y miden cada uno 14.75 metros de largo.
Además, usará las mediciones de EDI para calibrar las suyas propias. Y para
acabar, el SCM, Magnetómetro de Bobina de Búsqueda, un sistema de inducción
(una bobina de cable alrededor de un material ferromagnético) que usará un
campo magnético cambiante para inducir un cambio de voltaje en la bobina. De
esta forma, se usa el cambio de voltaje en el magnetómetro para medir cómo
cambia el campo magnético. Su posición está en el segundo mástil de los
magnetómetros el mismo que el del AFG. Para controlar los seis aparatos de este
paquete, y calibrarse en conjunto, está la Caja de Electrónicas, permitiendo
así coordinar, adquirir y transmitir la información de los sensores al
ordenador central. Sin embargo, un dispositivo centralizado de control, el CIDP,
Procesador Central de Datos de los Instrumentos, es el verdadero interfaz entre
los tres paquetes y el ordenador principal. Para acabar, hablar del instrumento
de control a bordo de los cuatro satélites MMS.
La experiencia de más de 50 años de mediciones de partículas y campos demostró
que la emisión solar de ultravioleta extremo sobre las superficies de los
satélites provoca la emisión de partículas energéticas, elevando el potencial
positivo de un satélite, provocando con ello una suerte de capa de partículas
que previene que los instrumentos midan todo lo que deben. Para mitigarlo, se
desarrollaron los sistemas ASPOC, los Controles Activos del Potencial del
Satélite, que cada satélite MMS porta
dos de ellos. Para reducir el potencial de un satélite, ASPOC emite un haz de
iones para bajar la cantidad de partículas que pueden contaminar las lecturas y
así reducir el potencial positivo alrededor de ellos. Esta técnica se demostró
en el satélite Geotail, y es parte
importante de la misión Cluster. A
plena carga en el momento del lanzamiento, cada satélite desplaza una masa de 1.250
kg. Con los cuatro satélites apilados uno sobre otro, el conjunto mide 5.9
metros de largo, y dan un peso en báscula de 5.000 kg.
Una vez acabe el periodo de puesta a punto y comprobaciones, los
cuatro satélites se establecerán en una configuración piramidal de distancias
variables entre ellos, para tratar de captar los procesos de la reconexión
magnética en detalle. La primera parte de la misión ocurrirá en el lado solar
terrestre, cerca de la onda de choque entre el viento solar y la magnetosfera.
En esta zona la investigación se centra en el intercambio de energía entre los
campos magnéticos solar y terrestre. Cuando sus órbitas deriven hasta un punto
en el que su apogeo esté dentro de la magnetocola terrestre, indagará en el
contacto de las líneas del campo magnético terrestre que se retuercen entre sí
liberando tremendas cantidades de energía. De esta forma, ya sea delante o
detrás de la Tierra, el cuarteto MMS
pasará sobre las regiones de reconexión magnética en apenas un segundo, siendo
capaces de recoger información a ratios 100 veces superiores a lo que se puede
actualmente. Los propósitos con que se lanza esta misión son seis: ¿qué
condiciones determinan cuando se inicia y cuando cesa la reconexión?; ¿qué
determina el ratio al que ocurre la reconexión?; ¿Cuál es la
estructura de la
reconexión?; ¿cómo se desmagnetiza el plasma en la región de reconexión?; ¿cuál
es el papel de las turbulencias en el proceso de reconexión?; y ¿cómo la
reconexión acelera partículas a altas energías? Con la información que tomen,
serán capaces de ver si la reconexión ocurre en zonas aisladas, en una gran
región al mismo tiempo o viajando a través del espacio. Como la reconexión
magnética se da en todos los cuerpos con campos magnéticos, usar el terrestre
es una solución económica de demostrar teorías aplicables a fenómenos cósmicos
que todavía no entendemos.
No los podemos ver, ni oír, ni saborear, pero con misiones como MMS, podemos sentir los campos
magnéticos que se dan en torno nuestro y el montón de fenómenos que allí arriba
se producen. Desde aquí, toda la suerte del mundo.
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