El Japón se inició tarde en esto de lanzar sondas espaciales, y se
arrancó enviándolas a pares. Estos dos primeros vehículos eran Sakigake y Suisei, miembros de la armada del Halley, que llegaron a las
cercanías del cometa en marzo de 1986. En la década de 1990 lanzaron dos: la
tecnológica Hiten a la Luna, y la
enormemente científica Nozomi, con
rumbo a Marte, pero que por desgracia, a causa de problemas propios y ajenos,
no llegó a su destino como se había previsto. En el 2003 puso en el espacio su
primera misión hacia un asteroide, la caótica Hayabusa que, a pesar de todos los problemas y averías que sufrió,
entregó una pequeña muestra del asteroide Itokawa. Y después, con destino a la
Luna, la gigantesca sonda Kaguya, que
completó un programa muy científico alrededor de Selene. De esta manera, viendo
la lista, de los objetivos “fácilmente” alcanzables en el sistema solar
interior, falta uno. Nos referimos, como está claro, al planeta más cercano a
nosotros: la diosa de la belleza, Venus.
Como el segundo planeta al que más sondas espaciales hemos enviado, el
segundo planeta del sistema solar todavía es un misterio, y lo es
principalmente por esa densa capa de nubes que lo cubre completamente. Una
cámara convencional no puede observar la superficie si no está allí mismo, de
manera que la única forma aceptable es usar sistemas de radar tipo SAR. Con la
superficie ya ampliamente conocida, el enfoque ha pasado a la atmósfera. El
objetivo de la misión europea Venus
Express se centró casi exclusivamente en esta parte de Venus, y nos ha
proporcionado información muy valiosa. Por desgracia, la misión acabó, y aunque
todavía hay mucho que rascar en este sentido, sigue dejando misterios. La
característica más notoria de las nubes venusinas es que tardan unos cuatro
días en dar una vuelta completa al planeta (lo que se conoce técnicamente como
súper rotación), por lo que es de suponer que la velocidad del viento en
altitud es enorme. Si bien a ras de superficie la velocidad del viento es casi
nula, más arriba la atmósfera es bastante dinámica, pero no se comprende del
todo. Cuando las agencias espaciales japonesas iniciaron el planteamiento de
una misión allá, enfocaron su vista en tratar de entender esta dinámica, a la
usanza de los satélites meteorológicos terrestres.
El proyecto arrancó bajo la denominación provisional de Planet-C, como la tercera de la saga
(siendo Planet-A la cometaria Suisei y Planet-B la marciana Nozomi),
en el año 2002, y después de definir sus objetivos, recibió una denominación
más clara: Venus Climate Orbiter, o VCO. El proyecto avanzó progresivamente,
no a la carrera, y para avanzar un poco en tecnología, decidieron acoplar
desarrollos en propulsión y comunicaciones para reducir masa e incrementar su
tolerancia al calor. No fue hasta el 2009, un año antes del lanzamiento, que
recibió su nombre definitivo de Akatsuki,
amanecer en japonés, haciendo referencia a que Venus es conocido por ser el
lucero del alba. Con un, en apariencia, equipo científico compuesto por cinco
cámaras en distintos rangos de visión, el propósito es averiguar por qué se
produce la súper rotación de Venus y, globalmente, investigar la meteorología y
la climatología del planeta.
Akatsuki es una sonda de
dimensiones comedidas, con un bus que posee unas medidas de 1.04 x 1.45 x 1.40
metros, siendo sus únicos apéndices sus paneles solares. Se ha diseñado para
tolerar el calor en y alrededor de la órbita venusina, por lo que se equipó con
mantas multicapa de color dorado para evitar la entrada de exceso de calor en
el interior de la sonda, además de otros elementos habituales en sondas con
destino a este lugar del sistema solar. Está estabilizada en sus tres ejes,
empleado los sistemas habituales, véase dos escáneres estelares, sensores
solares, dos unidades de medición inercial, un grupo de ruedas de reacción,
además de propulsores de maniobra para apoyar a estas últimas. Su ordenador es
común al de sondas anteriores, por lo que está más que probado en el espacio
profundo. Su propulsor principal es una de las novedades. Si bien la
configuración del sistema es convencional (propulsión química quemando
hidracina como combustible y tetróxido de nitrógeno como oxidante), la tobera
del motor es de nuevo diseño. A diferencia de propulsores similares, la de Akatsuki se construyó a partir de
materiales cerámicos, por lo que no solo resulta capaz de aguantar en el
caluroso entorno venusino, también puede soportar un encendido durante más
tiempo. Otros propulsores de a bordo solo usan hidracina, y se distribuyen en
dos grupos, ocho para maniobras de corrección, y cuatro para cambios de actitud
y desaturar las ruedas de reacción. Otras novedades llegaron en su sistema de
comunicaciones. Trabaja en banda-X, esto no es novedad, pero para una misión
japonesa sí lo es el equipar una antena de alta ganancia del tipo conjunto de
fase, el mismo empleado a bordo de la sonda mercuriana MESSENGER. En este caso es un disco de 1.6 metros de diámetro,
fijado en la cara opuesta a la del motor principal, y su principal ventaja es
que no hace falta variar la posición de la sonda para emitir sus señales a la
Tierra, ya que un sistema electrónico se encarga de apuntar el haz de
comunicaciones hacia donde debe. Acompañado a esto se encuentra un
transpondedor de medición regenerativa, una tecnología solo usada en New Horizons para impulsar la fuerza de
su señal. Además de la de alta ganancia, posee de dos de media ganancia, y dos
de baja ganancia. Estas últimas están fijas sobre la estructura, y las
primeras, de tipo cuerno, se sitúan en plataformas pivotantes. Las de baja
ganancia solo se usan para recibir comandos, mientras que las otras tres
exclusivamente para emitir telemetría y datos científicos. La energía la recoge
del Sol, empleando sus paneles solares rotatorios, que totalizan 1.4 metros
cuadrados de superficie activa, alimentando los sistemas de la sonda, y (por
primera vez en una sonda espacial japonesa) cargando baterías de ión-
litio. En
total son seis experimentos científicos los que realizará, empleando cinco
cámaras y su sistema de comunicaciones. IR1, cámara de un micrón, es un sistema
infrarrojo que detectará las radiaciones en esta longitud de onda. Emplea un
sistema refractivo f/4 de 84.2 milímetros,
y frente a la óptica hay un enorme bafle que evita la entrada de luz no
deseada. Sirve a un sensor CCD de silicio de 1040 x 1040 pixels (solo 1024 x
1024 utilizables) sensible al infrarrojo, y emplea una rueda de filtros de
diversas posiciones para enriquecer sus mediciones. A pesar de su nombre,
detecta el infrarrojo alrededor de un micrón, en cuatro bandas distintas: 1.01
micrones (para ver la superficie y las nubes bajas por la noche), 0.97 micrones
(observación nocturna de vapores por la superficie), 0.90 micrones (propósitos
idénticos que el canal de 1.01 micrones) y 0.90 micrones (para ver las nubes
durante el día) con resoluciones que varían de los 16 km. a 80.000 km. de
distancia a los 6 km. desde aproximadamente 31.000 km. Durante el día tratará
de ver nubes de los niveles bajos y medios de la capa global, con la intención
de obtener los perfiles de viento con una razonable exactitud. Por su parte,
durante las observaciones nocturnas, detectará la radiación termal que se
origina principalmente desde la superficie, y también un poco de las zonas más
bajas de la atmósfera. De esta forma, podrá caracterizar las propiedades
superficiales, y sobre todo, podrá denunciar la presencia de volcanes activos.
Una ventaja del sistema es que no emplea refrigeración activa. IR2, Cámara de 2
micrones, resulta casi idéntica a su antecesora, solo que registra una longitud
de onda distinta. El sistema óptico es una réplica del anterior, solo varía la
posición de la rueda de filtros de seis posiciones (solo cinco utilizables), el
tipo de CCD (de silicio y platino), el envoltorio alrededor del sensor, y la
utilización de refrigeración activa mediante un criorefrigerador de ciclo
Stirling de una etapa. Son en total cinco longitudes de onda alrededor de los
dos micrones: 1.735 micrones (para visión nocturna de las nubes y la
distribución del tamaño de partículas), 2.26 micrones (igual que la anterior),
2.32 micrones (para detectar monóxido de carbono por la zona nocturna), 2.02
micrones (observación diurna de la capa superior de nubes) y 1.65 micrones
(para observaciones de la luz
zodiacal durante la fase de crucero). Este
sistema está especializado en observar la atmósfera en el rango de altitudes de
entre 35 y 50 km. de la superficie, usando principalmente la longitud de onda
de los 2.26 micrones para seguir los movimientos de las nubes, intentando
obtener mapas de viento por encima de los 50 km. de altitud. Por su parte, su
seguimiento del monóxido de carbono permitirá saber a dónde va, después de ser
originado sobre la capa de nubes, algo que se desconoce actualmente. También
permitirá conocer, en conjunción con IR1, las variaciones espaciales y
temporales en el tamaño y densidad de las partículas de las nubes para saber de
qué moléculas están compuestas. Un bonus adicional es poder observar la
variación en la altitud de la capa superior de nubes con respecto a la
radiación solar que recibe. Y por último, la banda de detección de luz zodiacal
apunta a observar la nube de polvo interplanetario para tratar de averiguar su
origen construyendo una representación de distribución tridimensional de estas
moléculas espaciales. UVI, Cámara UltraVioleta, es un sencillo sistema de campo
ancho completamente refractivo diseñado para capturar todo el globo venusino en
su sensor, un detector CCD de silicio de 1024 x 1024 píxels, con resoluciones
que varían de los 16 km. a 80.000 km. de distancia a los 6 km. desde
aproximadamente 31.000 km. El ultravioleta es importante ya que es el principal
detector para ver la estructura de la capa superior de nubes, vista por primera
vez por Mariner 10 en febrero de
1974. El sistema dispone de una rueda de filtros, con solo dos posiciones
utilizables científicamente: 283 nanómetros, para la detección de dióxido de
azufre en la capa superior de nubes, y 365 nm, para la detección del absorbente
misterioso de la luz ultravioleta. El propósito es observar la formación de las
capas superiores de nubes (hasta una altitud de 65 km.) siguiendo el dióxido de
azufre, y a partir de ahí, detectar sustancias químicas no identificadas que
absorben el ultravioleta, para después construir mapas de la distribución de la
velocidad del viento a la altitud de las capas más altas de la cubierta de
nubes. El descubrimiento de ese absorbente del ultravioleta misterioso sobre
todo dará pistas acerca de la química atmosférica, y también acerca del
equilibrio energético y la dinámica atmosférica, ya que influye en la luz
reflejada (albedo) y en el perfil de calentamiento de la atmósfera. Además,
observando el limbo planetario, registrará la distribución vertical de las
partículas tanto de las nubes como de la capa de neblina que existe sobre la
capa de nubes principal. LIR, Cámara de Infrarrojos de longitud de onda Larga,
se centrará en observar el planeta tanto de día como de noche. Como UVI, es un
sistema refractivo de campo ancho (f/1.4)
con un módulo de lentes de germanio para poder obtener imágenes de todo el
globo venusino, con resoluciones que varían de los 70 km. a 80.000 km. de
distancia a los 26 km. desde aproximadamente 31.000 km., protegido por un bafle
para evitar la luz solar no deseada. El detector es un conjunto de
microbolómetros (no necesitan refrigeración activa), similar al del sensor
THEMIS-IR de Mars Odyssey, formando
un sensor de 320 x 240 pixels (solo se usan 240 x 240). Dispone de un obturador
mecánico, y se ha diseñado para tomar varias decenas de imágenes cada pocos
segundos para componer una representación de los datos más clara. Sensible al
infrarrojo en el rango de entre 8 a 12 micrones, cartografiará la temperatura
en la capa superior de nubes venusinas, mostrando la distribución de la altitud
de las nubes y la de la temperatura atmosférica. El propósito es detectar
células de convección y olas en la cubierta de nubes. Cuantas más imágenes
acumule, más información obtendrá para construir vectores de viento en ambas
caras de Venus, siendo los que elabore en el hemisferio nocturno una novedad.
Estos cuatro sistemas están controlados por la Unidad de Electrónicas Digitales
de los Sensores, generando los comandos para los cuatro sistemas, para después
procesar y comprimir los datos, para almacenarlos en un grabador de datos con
capacidad de 512 MB. El último sistema de visión, LAC, Cámara de Rayos y Brillo
de aire, es un sensor de alta velocidad con el propósito de observar los
flashes provocados por las descargas de rayos en el hemisferio nocturno del
planeta, además de ver el brillo de aire de diversos componentes en las capas
altas atmosféricas. LAC también es un sistema de campo ancho, pero este emplea
un espejo, con una inclinación de 45º, para llevar la luz que recoge a su
sensor. Lo curioso es que en la apertura, tras el filtro de banda ancha que
equipa, hay una lente que divide la luz, de manera que cuando estos dos haces
de luz rebotan en el espejo, alcanzan secciones distintas del sensor, creando
imágenes que poseen resoluciones que varían de los 35 km. a 1000 km. de
distancia a los 850 km. desde aproximadamente 18.500 km. El detector es un
fotodiodo de avalancha multiánodos, con una matriz 8 x 8 de píxels de 2
milímetros cuadrados. Una sección de la matriz de 4 x 8 es la diseñada para
detectar los flashes de los rayos a una longitud de onda de 777.4 nm, mientras
que para el brillo de aire utiliza secciones de 1 x 8 para las longitudes de
onda de 552.5, 557.7 y 630 nm a partir de filtros de interferencia
rectangulares. Además, hay una última sección de 1 x 8 sintonizado a 545 nm
para obtener imágenes de fondo libres de brillo de aire. La banda de los 557.7
nm está centrado en la detección de brillo de aire de oxígeno atómico, y las
otras dos para oxígeno molecular. El propósito de LAC es observar al fin los
flashes de rayos que, se cree, que existen, mediante exposiciones de 30.000
veces por segundo, ya que otros sensores a bordo de otras sondas espaciales,
han registrado fenómenos asociados a ellos. Todo esto nos proporcionará
información acerca de cómo se cargan, cómo descargan, de la física de las nubes
de ácido sulfúrico, la meteorología a mesoescala, y su impacto en la química
atmosférica, además de estudiar el fenómeno de ascenso de las regiones de las
nubes para monitorizar la convección vertical en las capas de las nubes. En
cuanto a las mediciones de brillo de aire, realizando una cada 20 segundos, se
centrarán en la termosfera, donde se producen estos fenómenos mediante la
recombinación del oxígeno atómico mientras desciende, además de tratar de ver
en la atmósfera estructuras tipo olas creadas por ondas de gravedad,
posiblemente relacionadas con la conexión entre las atmósferas baja y alta. Y
para acabar, su experimento de radiociencia centrado en un oscilador
ultraestable (USO), con el objetivo de sondear la atmósfera para construir
mapas de la estructura termal a partir de las diferencias de temperatura
medidos a partir de los cambios de frecuencia e intensidad de las señales de
radio emitidas desde la sonda a las antenas terrestre cuando pasan por la
atmósfera venusina. Además, permitirá conocer la cantidad de vapor de ácido
sulfúrico así como de la densidad de electrones en las capas altas
atmosféricas. En el momento del lanzamiento daba un peso en báscula de 517.6
kg.
Como hemos dicho, el ámbito de exploración primario de Akatsuki es obtener mediciones de la
atmósfera y su capa de nubes global. Con este equipo, conseguirá un perfil
tridimensional de la dinámica atmosférica venusina, viendo así toda su
atmósfera en movimiento por primera vez. El programa científico se centra en
estas preguntas: ¿por qué ocurre la súper rotación?, ¿cómo funciona la
circulación en el plano meridional?, ¿cómo se forman las nubes?, ¿se producen
rayos y truenos?, y ¿hay volcanes activos? Una vez se contesten a estas
preguntas, los científicos esperan entender lo siguiente: movimientos de las
ondas y de las corrientes turbulentas que contribuyen a la súper rotación; la
estructura de la circulación en el plano meridional; la circulación de
sustancias en la capa de nubes y su papel en mantenerla; distribución
espacio-temporal de la descarga de rayos y su generación; y distribución
espacio-temporal del brillo de aire y la circulación de las capas de la alta
atmósfera. Para ello la sonda debía colocarse en una órbita retrógrada
altamente elíptica de 300 x 80.000 km., con una inclinación de 172 grados con
respecto al ecuador venusino, tardando en completarla 30 horas.
El lanzamiento se produjo desde el Centro Espacial de Tanegashima el
20 de mayo del 2010, a bordo del lanzador más potente del Japón, el H-IIA. Después de cumplir su misión, la
etapa superior liberó tanto a Akatsuki
como una vela solar, de nombre IKAROS,
con rumbo de transferencia al planeta nuboso. Pocos días después, a modo de
prueba, varios instrumentos de Akatsuki
fueron encendidos, tomando secuencias de la Tierra, demostrando un rendimiento
estupendo.
El viaje de crucero fue tranquilo, por lo que la gente de la misión de
Akatsuki tuvo tiempo de ponerlo todo
a punto para el gran evento de la inserción orbital. Entre todas las cosas, una
prueba de encendido del propulsor principal, con un rendimiento satisfactorio,
tanto en funcionamiento del sistema como de la resistencia de la tobera
cerámica. La fecha para la inserción orbital se fijó para el 7 de diciembre del
2010, y llegado el momento, con los comandos a bordo, la sonda inició la
maniobra autónomamente. El centro de control tuvo confirmación del inicio de la
maniobra, que debía durar 12 minutos, y poco después pasó por detrás de Venus,
bloqueando las señales. En el momento en que Akatsuki debía reemerger desde el otro lado del planeta, no
apareció. El pánico empezó a surgir, y buena parte de las antenas de espacio
profundo existentes en el mundo empezaron a buscar. Una antena consiguió
localizar las señales de la sonda, y un análisis de ésta mostró que estaba más
allá de Venus, en rumbo de alejamiento del planeta. No solo eso, ya que, una
vez se vio que comunicaba a través de una de las antenas de baja ganancia,
había entrado en modo seguro, y rotaba sobre sí misma con una revolución cada
10 minutos. A causa de la lentitud de las señales de radio transmitidas,
resultó inicialmente complicado saber lo que había pasado. De esta forma, se
anunció que la sonda había fallado en su objetivo en insertarse en órbita
venusina, declarando inicialmente la misión por perdida.
Tras devolverla a modo de crucero normal, comenzó el volcado de la
telemetría grabada durante el evento. Al tiempo, se comprobó el estado de los
instrumentos, y las imágenes devueltas demostraron que seguían en buen estado.
Después de analizar lo ocurrido, se llegó a una conclusión: parte del helio
presurizante del sistema se había infiltrado en los conductos de transferencia,
congelándose, y quedándose fijada en la válvula de paso. En el proceso de pasar
el combustible del tanque a la cámara de combustión, la válvula no se abrió
completamente, por lo que la cantidad de combustible que llegaba al motor era
insuficiente, entregando una potencia inferior a la esperada. Por ello, la
sonda detectó una anomalía y, como consecuencia, entró en modo seguro. Dos
pruebas posteriores demostraron que la potencia entregada por el propulsor
había caído al 8% de la de proyecto, por lo que era imposible usarlo de nuevo.
Sin embargo, a pesar del problema, la sonda funcionaba dentro de los
parámetros, por lo que a pesar de lo anunciado anteriormente, se empezó a
preparar todo para, en el año 2015 o 2016, intentar de nuevo la inserción
orbital.
Otro problema apareció tras el intento fallido y el sobrevuelo
practicado. El paso cercano a Venus generó un cambio orbital que llevó a la
sonda a aproximadamente la distancia media entre las órbitas de Mercurio y
Venus, de manera que tendría que soportar temperaturas más altas de las
previstas. De esta forma, tuvieron que desarrollar técnicas para manejar la
sonda con cuidado en y alrededor de los
perihelios, además de métodos para
alargar su vida previa al segundo intento de inserción orbital, como por
ejemplo colocarla en hibernación. Entre tanto, después de tanto dar vueltas
alrededor del Sol, y aunque parezca raro, ha proporcionado un resultado
interesante acerca del viento solar. Utilizando la presión de este flujo de
partículas como método de navegación y control de actitud, y forma de reducir
su velocidad orbital, parece que en una zona aproximada situada a unos 5 radios
solares (aproximadamente 5 millones de km. de su superficie) hay una suerte de
aceleración anómala de este viento solar. Parece que la causa de esto es un
súbito calentamiento provocado por una fuente de energía asociada a las ondas
generadas por el propio viento solar. Casi nada.
Todos estaremos con los dedos cruzados el 7 de diciembre, deseando una
inserción orbital tranquila esta vez. Eso sí, a consecuencia de la utilización
de la propulsión intermedia, la órbita estará lejos de ser la pretendida. Si
bien el perigeo será parecido al de proyecto, se calcula que su apogeo quedará
a una distancia de entre 300.000 y 400.000 km. Akatsuki se quedará en esa enorme órbita para cumplir el programa
científico, que ha sido revisado para acomodarse a esa órbita tan elíptica.
Así, este apogeo tan distante provocará que la sonda observe durante más tiempo
el globo venusino (a altitudes superiores a los 61500 km.) para así comprender
sus nubes, su atmósfera profunda y su superficie. Por debajo de esa distancia,
el programa está esencialmente sin cambios.
Serán dos años de misión los que le esperan, y a pesar de la
distancia, se espera conseguir la construcción de un modelo meteorológico para
comprender cómo funciona el clima de un planeta tan parecido pero tan diferente
a la Tierra. Lo dicho, estaremos con los dedos cruzados para que llegue esta
vez sin problemas. Mucha suerte.
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