El objeto Herbig-Haro HH24, desde el Hubble
Phoenix, un tributo
lunes, 29 de febrero de 2016
miércoles, 17 de febrero de 2016
El paradigma Discovery
Viking, Voyager, Galileo, Cassini. Cuatro misiones, 10 sondas
espaciales, una larga ristra de experimentos científicos, y un presupuesto
enorme. Todo un paradigma al que la NASA se abrazó para obtener grandes
resultados científicos, que los obtuvieron y obtienen hoy en día. El peaje a
pagar ha sido la cantidad de dinero que han costado, desde el inicio de cada
proyecto hasta la obtención de los preciados resultados científicos. Porque
recordemos, Viking fue iniciado a
mitad de la década de 1960, no alcanzó Marte hasta el verano de 1976, y su
misión no concluyó oficialmente hasta 1983. Voyager,
abierto a comienzos de la década de 1970, fue situado en el espacio en el
verano de 1977, y continúa proporcionando ciencia. Galileo comenzó en 1977, pero no fue elevada hasta 1989, alcanzando
su destino en 1995 y dando por concluida su tarea en el 2003. Y Cassini, puesta en marcha en 1982, no
conoció el frío espacial hasta otoño de 1997, alcanzó su destino final en el
2004, y actualmente continúa proporcionando ciencia. Tanto exceso de costes y
tanto tiempo de desarrollo provocó en la NASA un cambio de rumbo, provocado
principalmente por una reducción de presupuesto considerable. Cuando Viking finalizó, en los despachos de la
agencia empezó a avanzar el proyecto de una nueva serie de misiones que, usando
una misma base para todo tipo de programas de exploración, generaría la tan
buscada reducción de costes, manteniendo a flote la investigación del sistema
solar, extendiéndola a los asteroides y los cometas.
El programa Planetary Observer pretendía relanzar la exploración de
los planetas internos del sistema solar y los cuerpos menores con misiones que
emplearan una misma arquitectura basada fuertemente en la empleada en satélites
terrestres, que debería ser mínimamente reformable para dar cabida a los
distintos elementos dependiendo de los requisitos de cada proyecto. La única
misión que vio la luz
adscrita a este programa fue la ya tristemente célebre Mars Observer. Ya desde su concepción se
empezó a ver que la tan prometida reducción de costes sería papel mojado,
debido a que el desarrollo de los distintos componentes del bus de la sonda se
retrasó considerablemente, mientras que el añadido de una gran instrumentación
añadió complejidad al conjunto, incurriendo en enormes sobrecostes y en el
retraso de su lanzamiento. Otros probables proyectos de Planetary Observer,
como la propuesta Lunar Observer,
quedaron cancelados de inmediato, y aunque el concepto de una visita asteroidal
aprovechando esta plataforma había sido discutido y rechazado, en la comunidad
científica planetaria se mantuvo el deseo de preparar una misión hacia algún
cuerpo menor cercano a la Tierra. El resultado de Mars Observer fue que costó el doble de lo proyectado, resultó más
grande y compleja (lo que obligó a emplear un lanzador pesado), y lo peor,
fracasó. En los días en que esta sonda se perdió, la idea de misiones
planetarias baratas alcanzó otro nivel.
Del 26 al 30 de junio de 1989, la División de Exploración del Sistema
Solar de la NASA organizó una conferencia llena de talleres en la Universidad
de New Hampshire. Una de las charlas dentro de los talleres se centró en un
nuevo concepto de misiones que nada tenía que ver en todo lo anterior. El
llamado Grupo del Programa de Misiones Pequeñas, presidido por el doctor Joseph
Veverka, del Departamento de Astronomía de la Universidad Cornell, propuso toda
una nueva generación de sondas espaciales pequeñas, de muy bajo coste, ciclos
de desarrollo muy cortos, y objetivos científicos muy específicos. La propuesta
fue recibida con gran escepticismo. Como Planetary Observer había prometido lo
mismo varios años antes, nadie estuvo interesado en algo así. Entre los
asistentes a la conferencia, se encontraba uno de los científicos prominentes
del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins. Meses antes
de la conferencia, en el Departamento Espacial del APL había nacido el interés
de que el Laboratorio desarrollara misiones que abandonaran la órbita
terrestre, y centraron las miradas en los cuerpos menores del sistema solar, es
decir, los asteroides y los cometas. El físico Stamatios Krimigis, que estudió
bajo el célebre James Van Allen en la Universidad de Iowa, tenía una idea muy
concreta de lo que debería ser este nuevo programa de misiones interplanetarias.
El APL había participado activamente en diversas misiones del programa Explorer
de la NASA, que proporcionó a la comunidad de la física espacial frecuentes
oportunidades de colocar pequeños, económicos pero avanzados satélites en el
espacio desde el inicio de la era espacial. La idea de Krimigis era exportar
ese concepto al sistema solar, por lo que los proyectos serían pequeños, de
rápido desarrollo, usarían cohetes más económicos, y tendrían objetivos
científicos muy concretos. Él mismo estaba trabajando en una misión Explorer de
bajo coste, el Explorador Avanzado de Composición ACE (que a modo de apunte, todavía proporciona resultados), cuyo
modelo de dirección quería exportar a los proyectos planetarios. Tras la charla
de Krimigis, el entonces director de la División de Exploración del Sistema
Solar, Geoffrey Briggs, se acercó a él y le preguntó si el APL estaría
interesado en realizar una propuesta de misión de acuerdo con sus condiciones.
A la vez, se organizó un Grupo de Trabajo Científico que sería el encargado de
revisar las propuestas.
El Grupo de Trabajo se reunió a finales de 1989, y otra vez en mayo de
1990. En esas reuniones se revisaron diversas propuestas, pero no se tomó la
decisión de aprobar ninguna. La única decisión que se tomó fue el nombre del
programa de larga duración bajo el cual estas nuevas misiones baratas debían
ampararse: Discovery.
En 1990 Briggs fue sustituido por Wesley Huntress, que reorganizó el
Grupo de Trabajo, y solicitó que este eligiera de una vez una misión para
probar el concepto. Presidiendo el Grupo colocó a Veverka. En las reuniones
posteriores se fijaron las condiciones sobre las cuales debían ceñirse los
proyectos que se presentaran al Discovery. La duración del proyecto desde su
autorización definitiva hasta la el lanzamiento no debía superar los 36 meses,
y en cuanto a presupuesto, en cifras de 1990, el coste máximo de un proyecto
(el diseño y desarrollo) tendría un tope de 150 millones de dólares. El cohete (máximo
un Delta 2) y las operaciones de
misión, además, no tendrían que costar más de 90 millones, y por último también
estaba el procesado y archivado de la información. A modo de comparativa, Viking había costado, al cambio en 1990,
3 billones de dólares. Con motivo de esta prisa, tanto el JPL (el experto de la
NASA en misiones planetarias) como el APL empezaron a desarrollar sus
propuestas que, según el Grupo de Trabajo, debían centrarse en poner en marcha
una misión con la tarea de encontrarse con un asteroide cercano a la Tierra. En
mayo de 1991, ambas organizaciones se reunieron con el Grupo de Trabajo para
presentar sus estudios.
El primero en ofrecer sus conclusiones fue el grupo del JPL. Allí explicaron
que les resultaba imposible realizar la misión por la cifra especificada, por
lo que ellos incluían en su propuesta un leve incremento en la cifra tope de
presupuesto. Luego llegó el momento para el equipo del APL, que afirmaron no
solo ser capaces de ceñirse al estrecho margen de presupuesto y tiempo, sino
que serían capaces de conseguirlo en un calendario menor al especificado y por
un presupuesto todavía menor. En octubre de ese mismo año el Grupo de Trabajo
publicó su informe, en el que destacaba las características finales de toda
misión Discovery y, aunque la decisión de qué misión aprobar descansaba
finalmente en la NASA, recomendó vivamente que una misión para el encuentro con
un asteroide debía tener prioridad, y encargó al APL que comenzaran los
preparativos para que el proyecto viera la luz.
El paradigma Discovery había calado, y pocos días después del informe
del Grupo de Trabajo, el subcomité del Senado estadounidense encargado de la
asignación del presupuesto de la NASA se dirigió a los máximos organismos de la
agencia para que éstos prepararan un plan “para estimular y desarrollar
pequeñas misiones planetarias u otros proyectos de ciencia espacial”, indicando
que debían buscar el apoyo o permitir la participación de las comunidades académicas
y de investigación, un indicativo de que se debía permitir a instituciones como
el APL a entrar en el juego de la investigación del sistema solar. El gran
cambio de la NASA se inició el 1 de abril de 1992 cuando Daniel Goldin fue
elegido Administrador de la NASA y, al poco de sentarse en su nuevo sillón,
descubrió el programa Discovery, calificándolo como “el secreto mejor
guardado”. Al poco, apareció el Plan de Pequeñas Misiones Planetarias cuya
pieza central era Discovery, e inmediatamente se anunció la primera misión
adscrita al programa, y su objetivo era Marte, una misión dirigida por entero
por el JPL. Esta decisión no cayó bien en la gente del APL, que rehicieron por
completo el plan de misión de su proyecto asteroidal y, con apoyo de la senadora
por Maryland (donde se asienta la Universidad Johns Hopkins) Barbara Mikulski,
el Senado aprobó la primera inyección de dinero para comenzar el desarrollo y
construcción de la sonda. Era el 5 de diciembre de 1993 cuando la segunda
misión Discovery quedó aprobada.
La forma de aprobar las primeras misiones del programa distaba de la
que debía ser la norma: al igual que las misiones Explorer, las propuestas
Discovery serían elegidas siguiendo un proceso altamente competitivo, en las
que se tenían en cuenta los objetivos científicos, el calendario de misión, así
como los aspectos técnicos que ayudarían a conseguir la ciencia prometida y
permitiendo una reducción de costes suficiente como para ser tenida en cuenta
para su aprobación final. Siguiendo la fórmula Explorer, las misiones Discovery
(salvo las dos primeras) están dirigidas por una figura central denominada
Investigador Principal, ocupada por un científico, que se encarga de que todo
marche, y reúne un grupo de científicos (no necesariamente del centro al que
pertenece) e ingenieros (tanto de la NASA como de las firmas industriales) para
diseñar la propuesta, y posteriormente, la misión real. Muchas de las
propuestas no pasaron de un esbozo, otras fueron ampliadas para comprobar su
viabilidad pero cayeron, y también ha habido propuestas que llegaron a la
elección final, plenamente viables y fascinantes, pero que no consiguieron ser
aprobadas. De las misiones Discovery, podríamos decir que se pueden haber
presentado hasta más de 100 propuestas para su aceptación y final vuelo. Las
siguientes son las que han sido colocadas en el espacio.
La primera misión Discovery en ser lanzada, aunque fue la segunda
elegida, era la primera dedicada exclusivamente a estudiar sistemáticamente un
asteroide. NEAR, acrónimo de
Encuentro con un Asteroide Cercano a la Tierra, tenía la misión de obtener la
primera visión global de un cuerpo de estas características. Tras los
encuentros de Galileo con Gaspra e
Ida en 1991 y 1993 respectivamente, se vio que las técnicas de navegación
espacial eran capaces de llevar a una sonda espacial a pasar por las cercanías
de un cuerpo del sistema solar de este tipo. Diseñada y construida en el APL en
un tiempo récord de 27 meses, para conseguirlo se consiguió un diseño
enormemente simple, eliminando casi por completo las partes móviles.
Estabilizada en sus tres ejes, y con todos su componentes principales fijos
sobre la estructura (paneles solares, antenas, instrumentación) la sonda
rotaría sobre sí misma para mantener los experimentos científicos continuamente
apuntados hacia el asteroide, en concreto el mayor de los NEO’s, el 433 Eros.
El objetivo de NEAR era proporcionar
información a preguntas realizadas hace tiempo acerca de estos cuerpos, tales
como su naturaleza (propiedades físicas y geológicas, composición elemental y
mineralógica), el origen de los meteoritos, y la relación entre los asteroides,
los meteoritos y los cometas. Para ello, contaba con la cámara multiespectral
MSI, el espectrógrafo infrarrojo NIS, la herramienta láser NLR, el doble
espectrómetro de rayos X y gamma XGRS (acompañado por un aparato de
monitorización de los rayos X solares), el magnetómetro MAG y el sistema de
radio ciencia RS. A plena carga la sonda desplazaba 805 kg. Casi toda la sonda
(salvo el propulsor principal) fue producida en las instalaciones del APL, y la
instrumentación se inspiraba en aparatos científicos previamente desarrollados
en el Laboratorio. El Director del Proyecto era Thomas Coughlin, mientras que
el Científico del Proyecto era Andrew Cheng. Lanzada el 17 de febrero de 1996
desde Cabo Cañaveral, empleó un Delta
2-7925, y tenía ante sí un camino de casi 3 años, que era la manera más
económica, en términos de gasto de combustible, de alcanzar Eros. El tipo de
trayectoria, en términos técnicos, se la conoce como Delta-VEGA, siendo el
Delta-V la denominación de una maniobra de cambio de velocidad (en este caso,
una Maniobra de Espacio Profundo) y la EGA, una Asistencia Gravitatoria a la
Tierra. Por el camino, NEAR
proporcionó la primera ciencia que una misión Discovery entregó, cuando
sobrevoló el asteroide carbonáceo 253 Mathilde el 27 de junio de 1997 de manera
exitosa. El sobrevuelo terrestre, ejecutado el 23 de enero de 1998, la colocó
en camino hacia el asteroide Eros, pero días antes de la inserción orbital, un
problema a bordo, el 20 de diciembre de ese mismo año, evitó la realización de
las maniobras previas, aunque proporcionó la oportunidad de tomar breves datos
del asteroide. Después de diversas maniobras tras el sobrevuelo a Eros, quedó
en una trayectoria en la que interceptaría de nuevo al
asteroide el 14 de
febrero del año 2000, y esta vez la maniobra se ejecutó con éxito, y comenzó la
fase principal de la misión, que duró un año. Para acabar la misión, el 12 de
febrero del 2001, se completó una maniobra espectacular: aterrizar en la
superficie de Eros. Realizada con brillantez, NEAR-Shoemaker (nombrada así el 14 de marzo del 2000 durante una
conferencia en Houston, en honor al geólogo planetario Eugene Shoemaker,
fallecido en 1997 en un accidente de tráfico) sobrevivió, proporcionando 15
días más de información hasta que el 28 de febrero su transmisor fue apagado. NEAR-Shoemaker proporcionó mucha
información acerca de Eros, un cuerpo alargado, enormemente craterizado,
homogéneo (a diferencia de otros asteroides, es un solo fragmento, no una pila
de rocas), cubierto por una enorme capa de regolito. También fue una misión de
primicias: primera misión Discovery en ser lanzada, primera en orbitar un
cuerpo menor, primera exploración en profundidad de un asteroide cercano a la
Tierra, primer reconocimiento de un asteroide tipo C (Mathilde), la primera
misión planetaria en usar un lanzador tipo Delta,
y la primera en ir más allá de la órbita marciana usando únicamente paneles
solares para alimentarse de energía. Demostró ampliamente que el concepto
Discovery no solo era realizable, sino también enormemente valioso.
escogido para el
desembarco, fueron problemáticas. Una mala recogida de los airbags impedía
desplegar las rampas para el descenso de Sojourner
a la superficie, y también había problemas en la comunicación entre el lander y
el rover. El segundo día (o sol) quedó todo resuelto, por lo que en el tercero,
Sojourner dio sus primeros pasos por
el oxidado suelo de Marte. El tiempo de misión principal de cada vehículo era
breve (30 soles para Mars Pathfinder,
7 para el rover), pero fue ampliamente sobrepasado. Mientras que el lander duró
tres veces más, Sojourner aguantó 12
veces más, lo que permitió un examen muy interesante del entorno, plagado de
rocas de distintas formas y tamaños. Por desgracia para la misión, la batería
de Mars Pathfinder falló, lo que
provocó la avería de los componentes principales de a bordo, por lo que el 27
de septiembre de 1997 recibimos la última transmisión. Sojourner todavía podría estar vivo, pero necesitaba del lander
para comunicar con el centro de control. A pesar de durar apenas tres meses en
el suelo marciano, puso del revés todo lo que creíamos saber del planeta rojo y
que las dos sondas de aterrizaje Viking
nos mostraron: la andesita es la roca principal en Marte; la existencia de
conglomerados (una roca que solo se forma en ambientes acuáticos); el hallazgo
de sales en el suelo; y la constatación de que, en proporción, el núcleo de
Marte es de un tamaño similar al de la Tierra. Una misión que no solo
proporcionó una ciencia inesperada, también enganchó a muchísima gente que
provocó una enorme avalancha en la página web de la misión, algo desconocido en
los primeros tiempos de internet. Una triunfadora.
La tercera misión Discovery (la primera seleccionada competitivamente
y siguiendo el método de dirección de las misiones Explorer) devolvía la NASA a
un cuerpo del sistema solar que no había visitado en 25 años: la Luna.
Seleccionada en febrero de 1995, Lunar Prospector fue propuesta para responder a una duda, surgida durante el
vuelo de la misión de la sonda Clementine
en 1994, que se podía resumir así: ¿existe hielo en la Luna? Este proyecto se
inició con esto en mente, pero un repaso a todo lo que se sabía acerca de
nuestro satélite indicaba que existían enormes lagunas de conocimiento sobre
diversos aspectos de Selene. Lunar
Prospector tenía el propósito de resolver algunas de ellas de una forma
sumamente económica. La sonda de la misión era enormemente simple, estabilizada
por rotación, bastante ligera, y equipada potentemente para responder a su
programa científico. Resumiendo, la sonda debía proporcionar información acerca
de abundancia elemental de los minerales superficiales, un nuevo estudio del
campo gravitatorio, la comprobación final acerca de la existencia de campos
magnéticos lunares, eventos de expulsión de gases, y por supuesto, la
existencia de hielo de agua. De las cinco investigaciones, cuatro se montaron
en tres mástiles que nacían del cuerpo central de Lunar Prospector: un espectrómetro de rayos gamma (GRS), un
novedoso espectrómetro de neutrones (NS), un espectrómetro de partículas alfa
(APS), y una combinación de magnetómetro y reflectómetro de electrones derivada
de la usada en Mars Global Surveyor
(MAG/ER). La quinta investigación era el tradicional experimento de radio
ciencia, denominado aquí DGE. Dada la utilización de mucho hardware sencillo y
más que probado en el espacio, se consiguió una cifra de gasto hasta la fecha
inigualada: 63 millones de dólares, contando también en esa cantidad el cohete,
y la utilización de materiales ultraligeros como el grafito-epoxi permitió una
sonda que declaraba una masa de apenas 296.4 kg. a plena carga. El Investigador Principal era el Dr. Alan
La cuarta misión Discovery enfrentaba a la NASA a un terreno
desconocido: la investigación cometaria. El primer proyecto de la agencia a
estos vagabundos del sistema solar tenía un objetivo apasionante. Nada menos
que la recolección de muestras de las partículas expulsadas por el núcleo
cometario y que dan forma a la coma y a la cola del objeto. La misión Stardust, seleccionada en noviembre de
1995, se preparó por ello con gran cuidado, ya que como demostraron las
misiones de 1986 al cometa Halley, el entorno cometario es sumamente hostil a
las sondas espaciales, y solo las fuertemente protegidas pueden sobrevivir con
garantías. Dos elementos dominaban la misión. Por un lado, la protección
cometaria. Dado el diseño de la sonda, se hizo necesario recurrir a la
instalación de tres gruesos escudos Whipple (uno en el bus de la sonda, dos
para los paneles solares) en la parte frontal. En la opuesta, por el otro, el
sistema de recolección de muestras (denominado WISCER) instalado dentro de una
cápsula de retorno. Para recoger los fragmentos de cometa expulsados se diseñó
una suerte de raqueta, elaborada en aluminio, cuyo interior se dividió en
celdas en ambos lados, que se rellenaron con una sustancia llamada aerogel, un
material sólido basado en el silicio, tipo esponja, con un 99% de espacio
vacío, lo que lo convierte en la sustancia sólida más ligera que existe. El
aerogel se usó tanto para decelerar las partículas expulsadas a alta velocidad
como para conservarlas lo mejor posible sin alterarlas. Siendo estos elementos
lo principal de la misión, la economía del proyecto llegó por parte de la
construcción del bus de la sonda (usando diseños ya existentes), de hardware ya
probado en el espacio y de instrumentación derivada de otras ya colocadas en el
espacio. Además del sistema de recolección de muestras, dispuso del siguiente
equipo científico: una mezcla de cámara de navegación y sistema científico de
imágenes (NC), un espectrómetro de masa para las partículas de polvo, tanto
cometario como interestelar (CIDA), un instrumento de monitorización de fluyo
de polvo situado en los escudos Whipple (DFMI), y el habitual sistema de radio
ciencia (DSE). Stardust estaba
estabilizada en sus tres ejes y carecía de partes móviles (salvo las
pertinentes para el despliegue de los paneles solares). El objetivo científico
era simple: cazar un cometa y recoger muestras de su coma y de su cola,
mientras la instrumentación proporcionaba contexto en información acerca del
objeto, para después entregar las muestras usando la cápsula de retorno de
muestras para analizar lo recogido en
laboratorios especializados. Una vez preparada para el lanzamiento, el peso en
báscula era de 385 kg. El Investigador Principal era el Dr. Donald Brownlee, de
la Universidad de Washington, y la misión estaba dirigida por el JPL. Lanzada
el 7 de febrero de 1999 mediante un Delta
2-7426 desde Cabo Cañaveral, tenía ante sí un largo viaje de casi cinco
años hasta encontrarse con su objetivo, el cometa 81P/Wild 2, y dos adicionales
hasta entregar las muestras. Para hacer el trayecto
económico en cuestión de
consumo de combustible, se programó un sobrevuelo a la Tierra producido el 15
de enero del 2001, que alteró su órbita (aproximándola al cinturón de
asteroides) y añadió algo de velocidad. En el intervalo, Stardust sobrevoló un asteroide (5535 Annefrank) el 2 de noviembre
del 2002, y al fin alcanzó su destino el 2 de enero del 2004. El sobrevuelo
cometario fue sin duda exitoso, y dio su tercera vuelta alrededor del Sol antes
de entregarnos sin problemas la cápsula de retorno, mientras la sonda pasaba la
Tierra a corta distancia y, días después, colocada en hibernación, en caso de
que alguien la reclamara en un futuro. Las imágenes del cometa nos mostraron un
objeto enormemente agreste y activo, y las muestras traídas resultaron sin duda
fascinantes: elementos orgánicos, hidrocarburos, así como elementos que solo se
forman en entornos acuáticos a alta temperatura como el titanio o el vanadio.
Los cometas son todavía más complejos de lo que se pensaba.
suelo en el tramo final. Genesis
expulsó la cápsula y ésta reentró en la atmósfera el 8 de septiembre, mientras
la sonda sobrevolaba nuestro planeta dirigiéndose de nuevo rumbo al L1,
quedando en hibernación el 2 de diciembre. Por desgracia, el plan de recogida
previsto falló porque los paracaídas que portaba no se desplegaron
(consecuencia de unos sensores colocados erróneamente) y acabó estrellada
contra el suelo, quedando lógicamente destrozada. Tras duros esfuerzos de
rescate, las placas cosechadoras fueron limpiadas y trasladadas para comenzar
los análisis, y a pesar de que muchas estaban en mal estado, las preciadas
muestras todavía estaban allí. Todavía quedan muchos análisis que hacer
(principalmente por no existir los métodos analíticos necesarios) pero lo
conseguido hasta ahora ha provocado que llegáramos a la conclusión de que parte
de nuestras teorías acerca del nacimiento del sistema solar estaban equivocadas,
así como permitirnos descubrir nuevos fenómenos solares. Por este motivo, el
proyecto Genesis bien podemos decir
que todavía está abierto, y que todavía nos esperan muchas sorpresas.
2-7925 desde Cabo Cañaveral, y tenía ante sí una carrera de seis meses para
interceptar su destino, el cometa 9P/Tempel 1. Aunque surgieron problemas
menores a lo largo de su viaje de crucero, la misión cumplió lo prometido,
cuando el Impactor colisionó con el
cometa el 4 de julio del 2005, mientras que Deep
Impact pasaba a una distancia mínima de 500 km. del núcleo. El análisis
completado a las partículas expulsadas mostró hielo de agua y de dióxido de
carbono, polvo microscópico e hidrocarburos; un estudio de la señal de radio
enviada por la sonda principal y de la eyecta tras el impacto demostró que el
núcleo está unido gravitatoriamente, siendo una pila de rocas; y también fue
capaz de obtener el primer mapa de temperaturas de un núcleo cometario. Deep Impact demostró que el hielo de
agua y otros materiales volátiles se concentran bajo una capa de material
carbonáceo extremadamente seco. Imposible mejorarlo.
durante el cual lo examinó desde más
de 2000 km. de altitud hasta unos 180 km. de su superficie. Ahora en órbita
alrededor de Ceres, no lo alcanzó hasta el 6 de marzo del 2015. A pesar de que
aún le queda menos de la mitad de su misión, ésta ya puede calificarse como un
éxito absoluto, ya que la información adquirida en Vesta (que aún tiene que
sedimentar) nos ha proporcionado mucho acerca de la creación y formación de los
cuerpos rocosos del sistema solar. A modo de resumen, este enorme trozo de roca
irregular tiene corteza, manto y núcleo, una agreste geografía, plagada de
cráteres de impacto (siendo el mayor Rheasilvia, en el mismo polo sur), así
como amplias cantidades de materiales hidratados, concentrados en su mayoría en
el hemisferio norte. En cuanto a Ceres, mucho prometía, y esa promesa se ha
cumplido con creces. Mucho queda por rascar.
La décima misión Discovery es la que apunta más lejos, y es
probablemente una de las más importantes de la historia. El propósito del
proyecto Kepler (seleccionado al
tiempo que Dawn) es localizar
planetas extrasolares con suficiente precisión como para averiguar si son
rocosos o gaseosos, hasta llegar a la localización de los primeros exoplanetas
que, por tamaño, masa y localización orbital con respecto a su estrella, sean
gemelos de la Tierra. Globalmente, el objetivo es el de explorar la diversidad
y estructura de los sistemas exoplanetarios, comparándolos con el nuestro. El
concepto detrás de Kepler se le
conoce como fotometría de alta precisión, y es algo que hasta recientemente no
se había realizado. Antes de presentar su propuesta al programa, la gente que
desarrolló el concepto lo demostró usando telescopios basados en Tierra, pero
el espacio ofrece una ventaja muy superior, al quedar por encima de la
atmósfera, permitiendo captar objetos más débiles y poder observar una región
de manera continua. Debido a los limitados recursos de que dispone cada misión
Discovery, se tomó la decisión de que el observatorio estuviera apuntando a la
misma región del cielo continuamente. Para abarcar la máxima área galáctica
disponible, por ello, se decidió dotar a Kepler
de un telescopio con una corta longitud focal para lograrlo. Para elegir la sección
del cielo a observar, se buscaron tres criterios: debe ser observable
continuamente desde la órbita del telescopio; el campo debe ser rico en
estrellas similares al Sol; y el conjunto de la misión debe encajar en la cofia
de un lanzador Delta 2. Por diseño, Kepler es capaz de observar secciones
del campo estelar a 55º o más por encima o por debajo de la eclíptica, lo que
dejó dos opciones, y la seleccionada es el llamado Campo Cygnus-Lyra porque su
campo estelar es mucho más rico en estrellas tipo Sol que el mismo situado en
sentido opuesto. Eso dejaba a Kepler
observando continuamente una pequeña sección de la galaxia que contiene más de
100.000 estrellas. Con una misión primaria de 3.5 años por delante, debía
cumplir los siguientes objetivos: determinar la frecuencia de planetas
terrestres o mayores en o cerca de la zona habitable (la región en torno a una
estrella en la que un planeta rocoso puede poseer agua líquida en su
superficie, así como temperaturas benignas) en una amplia variedad de estrellas
de distinto tipo espectral; determinar la distribución de tamaño de los
planetas y sus respectivas órbitas; estimar la frecuencia de planetas
extrasolares en multitud de sistemas solares; tratar de conseguir los parámetros
orbitales, albedo, tamaño y densidad de los gigantes gaseosos de periodo corto;
identificar miembros adicionales de cada sistema planetario descubierto
fotométricamente usando técnicas complementarias; así como averiguar las
propiedades de las estrellas que albergan los sistemas exoplanetarios; y
completar estudios de astrosismología para conocer la masa, edad y el tamaño de
las estrellas, y a través de ellos, saber a qué distancia se encuentran de
nosotros. Para cumplir semejante cometido, la plataforma de Kepler se diseñó para ser extremadamente
estable y para tener una capacidad de apuntamiento desconocida para los
observatorios espaciales ya lanzados, y para lograrlo equipó un nuevo diseño de
ruedas de reacción capaces de entregar la precisión y estabilidad proyectadas.
Para el bus se usó una plataforma común de satélite, por lo que lo importante,
salvo las ruedas de reacción, estaba en la parte superior. El telescopio de Kepler es un reflector tipo Schmidt con
una apertura de 0.95 metros y un espejo primario de 1.4 metros. En el lugar que
debería ocupar el espejo secundario se sitúa el instrumento científico, el
fotómetro de alta precisión, compuesto por 21 módulos de dos CCD’s
especialmente formulados cada uno, totalizando 42, creando la cámara espacial
más potente del momento con 96 megapixels, aunque en el sentido estricto de la
palabra, no es una cámara (aunque tiene capacidad para ello) sino un aparato
que monitoriza la luz que llega de cada estrella. Por ello, Kepler está optimizado para descubrir
planetas usando el método del tránsito, y como se sitúa por encima de la
atmósfera terrestre, es capaz de estudiar la luz que le llega de estrellas
extremadamente débiles, aunque si éstas se sitúan a más de 3.000 años luz,
serán demasiado débiles como para que el fotómetro las registre. A plena carga
en el momento del lanzamiento desplazaba 1.052.4 kg. El Investigador Principal
es el Dr. William Borucki (retirado), del Centro de Investigación Ames de la
NASA, la institución que dirige el proyecto. Elevada el 6 de marzo del 2009 en
la punta de un Delta 2-7925 desde
Cabo Cañaveral, su destino se situaba en una órbita de seguimiento terrestre,
similar a la que ocupa el observatorio de infrarrojos Spitzer. Desde allí tenía acceso directo y continuo a su campo de
visión sin que la luz solar interfiera. Su tarea primaria comenzó en el verano,
y hasta que dejó de operar en su modo científico el 11 de mayo del 2013, a
causa de la avería de dos de las vitales cuatro ruedas de reacción, se ha
convertido en una máquina de descubrimientos. A pesar de algunos problemas
inesperados (las estrellas han resultado más “ruidosas” de lo anticipado, además de sufrir también problemas de “ruido” por parte del
instrumento) ha
localizado más de 1000 planetas extrasolares (incluyendo varios tipo Tierra, el
más prometedor Kepler-186f), con más de 4000 candidatos a probables planetas,
además de proporcionar una inesperada y contundente prueba de la Teoría de la
Relatividad de Einstein, y obtener los mejores datos de astrosismología jamás
capturados. Actualmente está en una nueva misión, denominada K2, usando un
nuevo método de control de actitud usando las dos ruedas de reacción restantes
y la presión del viento solar sobre las superficies de los paneles solares que,
aunque provocará una sustancial pérdida de precisión en sus mediciones
fotométricas, todavía le permitirá encontrar planetas, eso sí, abandonando su
zona de caza primigenia, registrando en su lugar secciones de la galaxia
situadas en la eclíptica, y se prevé que su misión se alargue hasta el 2017.
Por cierto, todavía queda más de un año de datos que analizar, por lo que las
sorpresas están garantizadas.
La undécima, y por el momento, última misión Discovery en volar, ha
devuelto a la NASA a la Luna. A pesar de tener desde el 2009 una misión en
órbita selenita, el objetivo de GRAIL
(Laboratorio de Interior lunar y Recuperación de Gravedad, seleccionada en
septiembre del 2008) era obtener el mapa gravitatorio definitivo de la Luna,
con una resolución y exactitud sin paralelo. Basándose en el concepto de una
misión terrestre muy similar (GRACE),
GRAIL estaba destinada a convertirse
en el primer proyecto de vuelo en formación de dos sondas casi gemelas en un
astro distinto a la Tierra, generando grandes retos en cuanto a control orbital
y distancia entre ambos vehículos. La gravedad lunar es terriblemente
irregular, como grumosa, y debido a esto los orbitadores que se encuentran en
trayectorias enormemente bajas se ven enormemente influenciados por esta
gravedad, generando fuertes modificaciones indeseadas en la órbita, lo que
lleva a gastar el preciado combustible de a bordo para regresar a los
parámetros originales. Con un mapa como el que prometía GRAIL, cualquier vehículo navegando alrededor de la Luna sería
capaz de reducir al máximo su consumo de combustible, consiguiendo con ello una
prolongación de su misión y una superior capacidad de retorno de datos. Claro,
aunque el propósito del mapa era suficientemente importante, a partir de los
datos de gravedad se podría conseguir muchísima información acerca del interior
selenita, y partiendo de ellos, y comparándolos con las bases de datos
planetarias acerca de la gravedad y estructura interna de los planetas rocosos
(incluida la Tierra), se podría intentar realizar una suerte de comparación
acerca de los procesos de formación de los cuerpos telúricos del sistema solar
interior. Al tratarse de dos sondas, cada vehículo careció de redundancia.
Básicamente, el material que suele incorporarse a una nave, se distribuyó entre
ellas. El bus era una estructura común y compacta probada ya en el espacio, y
gran parte del hardware ya era más que conocido y fiable, por lo que no se
arriesgaba nada. El sistema de medición de gravedad LGRS se basaba en sistemas
de señales de microondas enviados y recibidos por cada sonda, para con ello
calcular la distancia entre ellas, y a partir de esto, generar los datos
requeridos. La información que proporcionara LGRS serviría para cumplir los
siguientes seis objetivos: cartografiar la estructura de la litosfera selenita;
comprender la evolución termal asimétrica de la Luna; determinar la estructura
subsuperficial de las cuencas de impacto, así como el origen de los mascones;
averiguar la evolución termal de la formación de nuevas rocas por cementación
partiendo de rocas antiguas, así como del magmatismo; restringir la estructura
del interior lunar a partir de las mareas; y colocar límites al tamaño de un
posible núcleo interno sólido. Un segundo instrumento de a bordo que podríamos
llamar científico era un sistema de cuatro cámaras digitales por vehículo, pero
su misión era muy distinta. Dadas las posibilidades de su baja órbita (55 km.),
las sondas GRAIL eran plataformas
ideales para la observación de la superficie lunar. El propósito verdadero del
sistema MoonKAM era servir al programa educacional y de divulgación pública del
proyecto. El objetivo era involucrar a los alumnos de colegios e institutos en
las tareas de planificar, adquirir y procesar las imágenes captadas por cada
sistema y publicarlas en internet donde, libres de cargo, cualquiera es capaz
de cogerlas. En realidad los proyectos educacionales y de divulgación pública
son uno de los objetivos principales de cada misión Discovery, para promocionar
la investigación espacial a las futuras generaciones de científicos e
ingenieros, y con MoonKAM, GRAIL iría
más allá. Cada sonda estaba estabilizada en sus tres ejes, y salvo las ruedas
de reacción, carecía de partes móviles. Con la carga de combustible, cada sonda
desplazaba una masa de 307 kg. antes del lanzamiento. La Investigadora
Principal es la Dra. Maria Zuber, del Instituto Tecnológico de Massachusetts
(el mítico MIT), y la misión estaba dirigida por el JPL. Elevadas por un Delta 2-7920H desde Cabo Cañaveral (el
último despegue de este tipo de lanzador desde Florida) el 10 de septiembre del
2011, tuvieron un trayecto bastante peculiar para alcanzar la Luna. Debido a su
reducido tamaño y a la escasa cantidad de combustible almacenada, realizaron un
viaje de crucero de baja energía que les llevó a pasar y rodear el punto L1
antes de regresar hacia nosotros para realizar la maniobra de inserción orbital
lunar a una velocidad relativamente lenta. Así, la Nochevieja del 2011 y el día
de año nuevo del 2012, GRAIL-A y GRAIL-B (renombradas Ebb y Flow una vez en torno a Selene, después de un concurso entre
colegios e institutos de todo Estados Unidos) comenzaron sus maniobras para
situarse en la órbita de trabajo, como hemos dicho, a 55 km.
El programa Discovery, además, ha dado pie a otro tipo de proyectos.
Al igual que el Explorer, que de vez en cuando financia lo que se conoce como
Misiones de Oportunidad (proyectos que no se basan en un vehículo espacial,
sino en un único instrumento), Discovery se abrió a este tipo de proyectos. Las
Misiones de Oportunidad del programa de misiones planetarias, a diferencia de
los proyectos Explorer, se dividen en dos conceptos: ofrecer un instrumento a
una misión interplanetaria internacional, o reproponer los objetivos a una
sonda espacial ya existente en el espacio, y con un presupuesto máximo que no
superara los 35 millones de dólares. Hasta la fecha, han sido cuatro las
Misiones de Oportunidad Discovery las practicadas.
La primera Misión de Oportunidad Discovery comenzó su viaje en la
primavera del 2003 con rumbo al planeta rojo. Se trata de la contribución de la
NASA a la primera misión europea a Marte, Mars
Express. De la heterogénea instrumentación que lleva, está el sistema
ASPERA-3, el Analizador de Plasmas Espaciales y Átomos Energéticos, y el 3
denota que es el tercer tipo de este instrumento que vuela al espacio. El
sistema ASPERA original fue ideado por el Instituto Sueco de Física Espacial y,
en cooperación con los científicos de la Unión Soviética, dos ejemplares
idénticos volaron en cada una de las sondas Phobos
enviadas al planeta rojo en 1988. La única que alcanzó su destino fue la
segunda, y el instrumento operó estupendamente hasta que se perdió la
comunicación con la sonda. La segunda evolución de este sistema detector fue
colocada en la desafortunada Mars 96,
que no fue capaz de abandonar la órbita y acabó reentrado en la atmósfera
terrestre. Cuando se anunció la aprobación de Mars Express, y la selección de una nueva versión del ASPERA (la
que nos interesa), esta vez los rusos declinaron participar en el desarrollo
del aparato. Buscando un socio potente con el que compartir el desarrollo de la
instrumentación, contactaron con el Instituto de Investigación del Suroeste
(SwRI), de San Antonio, Texas, y éste, a su vez, solicitó a la NASA la
financiación para colaborar con el proyecto. Para acomodarse al objetivo de la
misión, la agencia americana recurrió al Discovery y creó la fórmula en la que
se ampara. Los objetivos de ASPERA-3 en Marte son estudiar la interacción entre
el viento solar y la atmósfera marciana así como caracterizar el plasma y gas
neutral en el espacio cercano al planeta. De los cuatro elementos que conforman el paquete
detector, dos (el espectrómetro de electrones ELS y el Detector de
Imágenes del IMA, Analizador de Masa de Iones) han sido diseñados y construidos
en el SwRI, y financiados por el programa Discovery. El Investigador Principal
de la parte americana del proyecto es el Dr. David Winningham, del SwRI. Mars Express fue elevada por un vector Soyuz-Fregat desde el cosmódromo de
Baikonur el 2 de junio del 2003, y alcanzó la órbita del planeta rojo el 25 de
diciembre de ese mismo año. Tanto la sonda como la instrumentación funcionan
estupendamente, y desde su llegada hasta que MAVEN entró en órbita marciana en septiembre del 2014, ha sido la
única fuente de datos acerca del escape de iones de la alta atmósfera al
espacio, en general hidrógeno y oxígeno, un mecanismo dominado fuertemente por
los flujos del viento solar y de la radiación ultravioleta solares. También ha
sido instrumental en la localización de auroras en la atmósfera marciana,
formadas por la canalización de los átomos energéticos por parte de las
anomalías magnéticas de la corteza del planeta. La misión ha sido extendida
diversas veces, y la última durará hasta finales del 2016. A modo de apunte,
existe un ASPERA-4 a bordo de la misión Venus
Express, esta vez sin colaboración de ningún tipo.
Las segunda y tercera Misión de Oportunidad Discovery pertenecen al
segundo tipo de ellas, al de usar alguna sonda existente para otros cometidos.
Lo curioso es que ambas se anunciaron a la vez, el 3 de julio del 2007. La primera
en entrar en actividad científica se le ha conocido como EPOXI, y recurrió a la sonda principal de la misión Deep Impact. En realidad, se trata de
dos misiones distintas que la misma sonda debía practicar. La primera en
realizar se denominó EPOCh, Exploración y Caracterización de Planetas
Extrasolares, y los objetivos eran observar múltiples tránsitos de exoplanetas
gigantes para mejorar nuestro conocimiento sobre ellos; encontrar planetas
adicionales, hasta del tamaño de la Tierra, a partir de la búsqueda de
tránsitos y de las perturbaciones en los tránsitos de los gigantes; buscar
anillos y lunas asociadas a estos enormes cuerpos celestes; detectar la luz
reflejada de los planetas gigantes, para conocer más acerca de las nubes y sus
atmósferas; y caracterizar la Tierra como un análogo de planeta extrasolar.
La segunda misión que involucraba una sonda previamente lanzada tenía
como objetivo el primer regreso de la historia a un objeto cometario. La misión
Stardust-NExT (Nueva Exploración del
Tempel 1) usaría la venerable y sumamente capaz Stardust para hacer una investigación de distinto tipo al realizado
en el verano del 2005 por Deep Impact
y, sobre todo, para tratar de ver el cráter generado por el impacto, algo que
resultó imposible en su momento. Con una distancia de sobrevuelo de apenas 200
km. (posibilitado por su fuerte protección) y con instrumentación distinta,
obtendría resultados capaces de responder las siguientes cuestiones: extender
nuestro entendimiento de los procesos que afectan a las superficies de un
núcleo cometario a través de la documentación, por vía de las imágenes, de los
cambios que se han producido en el Tempel 1 entre dos perihelios consecutivos;
extender la cartografía geológica del núcleo para aclarar la extensión y
naturaleza de la estratificación, y ayudar a refinar los modelos de la
formación y estructura de los núcleos cometarios; y extender el estudio de los
depósitos de flujo llano, áreas activas y regiones con el hielo de agua
expuesto. También había otras áreas de interés que se querían escudriñar:
caracterizar, si era posible, el cráter producido por la misión Deep Impact, para comprender mejor la
estructura y propiedades físicas de los núcleos cometarios y aclarar los
procesos de formación de cráteres en ellos; medir la densidad y distribución de
masa del polvo dentro de la coma usando el DFMI; y analizar la composición de
las partículas de polvo dentro de la coma usando el CIDA. El Investigador
Principal de la misión fue el Dr. Joseph Veverka, de la Universidad Cornell, y
la sonda estaba controlada por su mismo equipo de vuelo del JPL, mientras que
entre el equipo científico estaban el Dr. Donald Brownlee, de la Universidad de
Washington (el Investigador Principal de la tarea original de Stardust) y el Dr. Michael A’Hearn, de
la Universidad de Maryland (Investigador Principal de Deep Impact). Las operaciones con Stardust se iniciaron el 13 de agosto del 2007 con la reactivación
de la sonda, y como había ocurrido en su misión principal, una maniobra crítica
para el éxito del proyecto era el sobrevuelo terrestre, acaecido el 14 de enero
del 2009 y completado con enorme éxito. La cita con el Tempel 1 estaba fijada
para el 14 de febrero del 2011, y aunque se temía que el combustible se agotara
antes del encuentro, finalmente el sobrevuelo se practicó a una menor distancia
sobre el cometa de la originalmente dispuesta, a 181 km. del núcleo, en su
momento el acercamiento más próximo a un cuerpo de sus características,
proporcionado imágenes muy interesantes e información nueva sobre un cuerpo ya
conocido y caracterizado, además de ser capaz de ver el cráter originado en el
2005. El 24 de marzo del 2011 fue desactivada para siempre tras agotar todo el
combustible cargado.
La última Misión de Oportunidad Discovery lanzada fue una de las dos
contribuciones de la NASA a la primera misión de espacio profundo hindú. En
virtud de un Anuncio de Oportunidad publicado por ISRO en busca de
instrumentación extranjera que cumpliera los objetivos de misión, provocó que
de los 5 instrumentos originales de la sonda Chandrayaan-1, acabara con 11 en total, con dos proporcionados por
la NASA en particular. Uno de ellos fue financiado por el programa Discovery, y
se trataba de un novedoso tipo de espectrómetro infrarrojo. Llamado M3,
Cartógrafo Mineralógico Lunar, es un sistema de imágenes en modo Pushbroom que
usa un único conjunto sensor HgCdTe capaz de registrar al mismo tiempo 260
canales espectrales, encerrado en un paquete sumamente compacto, de apenas 8
kg. El sistema óptico, realizado en aluminio, fue acomodado al tamaño de la
carcasa, y para refrigerar el conjunto detector se usó un sistema pasivo para
hacerlo más sencillo. En la órbita de operación
prevista para la sonda, de 100
km., el ancho de escaneo era de 40 km., consiguiendo una resolución máxima de
70 metros. Los propósitos de M3 eran caracterizar y cartografiar la
composición de la superficie lunar en el contexto de su evolución geológica, y valorar
los recursos minerales selenitas a alta resolución espacial. El investigador
principal fue el Dr. Carlé M. Pieters, y el desarrollo y operación del
instrumento corrió a cargo del JPL. Chandrayaan-1
fue situada en órbita terrestre el 22 de octubre del 2008 mediante un PSLV-XL desde la base de Sriharikota, y
tras el despegue, usó su motor principal para incrementar el apogeo de su
trayectoria hasta igualarlo con la distancia lunar. El 8 de noviembre entró en
órbita selenita, y pocos días después la instrumentación se puso en marcha. La
misión debería haber durado dos años, pero después de 312 días en funciones, el
29 de agosto del 2009, la comunicación con Chandrayaan-1
se perdió debido a crónicos problemas de protección termal que averiaron las
electrónicas. A pesar de todo, la misión de la sonda en general, y de M3
en particular, se considera todo un éxito. En cuanto al rendimiento y
conclusiones de M3, nos proporcionó mucha información nueva e
importantísima: el primer mapa lunar casi global (95%) de minerales a alta
resolución, y la detección remota de materiales que almacenan agua en su
interior, distribuidos por casi toda la superficie selenita. Poco tiempo,
grandes resultados.
El gran valor del programa Discovery ha sido el ofrecer un acceso
relativamente rápido al espacio proporcionando visitas a distintos tipos de
objetos celestes, permitiendo primicias como la recolección de muestras de un
cometa, el impacto de un proyectil dirigido contra la superficie de un cometa,
orbitar por primera vez un asteroide, emplear la impulsión iónica en una misión
100% científica, y el primer vuelo en formación en un cuerpo celeste distinto a
la Tierra. Para los amantes de las estadísticas, el paradigma Discovery ha
permitido 11 misiones completas (más las cuatro de Oportunidad), con tres con
destino a los cometas (Stardust, CONTOUR y Deep Impact), dos a los asteroides (NEAR-Shoemaker y Dawn),
dos a la Luna (Lunar Prospector y GRAIL), y una a Marte (Mars Pathfinder), una al Sol (Genesis), una a Mercurio (MESSENGER) y una misión astronómica (Kepler). La misión más duradera, desde
su lanzamiento hasta su final desactivación, ha sido Stardust (uniendo el segmento NExT); la que menos, Mars Pathfinder. El vehículo más pesado
en el momento del lanzamiento ha sido Dawn;
la más ligera, Lunar Prospector. La
más cargada de instrumentos, MESSENGER,
la que menos, Kepler. El tiempo más
corto entre lanzamiento de misiones Discovery es de cinco meses (MESSENGER-Deep Impact), el más largo, dos años y 8 meses (Deep Impact-Dawn). El gran valor de
Discovery es, sin duda, que nos ha posibilitado visitar objetos del sistema
solar que antes eran imposibles debido a lo alto del presupuesto que hubiera
hecho falta.
Ya hemos dicho antes que es posible que se hayan presentado más de 100
propuestas para su aceptación al programa Discovery. Hay que decir a este
respecto que las misiones Genesis y CONTOUR fueron seleccionadas la segunda
vez que fueron propuestas, y hay otras que, aunque han prometido un retorno de
nueva ciencia estupendo, cayeron. Así, misiones como Vesper (un orbitador a Venus para explorar la extraña atmósfera de
este gran planeta), Aladdin (con el
objetivo de recolectar muestras de las dos lunas marcianas y entregarlas a la
Tierra), Hera (retorno de muestras
asteroidal, similar en diseño a NEAR-Shoemaker),
RAVEN (un orbitador venusino para
obtener cartografía del planeta mediante un sistema SAR, yendo más allá de Magallanes), MERLIN (estudio de Deimos desde la órbita y después desde la superficie)
o MAGIC
(misión de órbita marciana con un sistema de imágenes más potente que la HiRISE
de MRO), por diversas causas, no han
llegado a ver la luz. Sin embargo, el éxito de Discovery ha sido aprovechado
por la NASA para dar pie a un nuevo programa que, compartiendo sus postulados,
tiene un techo de gasto y un límite de desarrollo más alto. Conocido como New
Frontiers, tiene tres misiones, dos volando, y una en preparación. El límite
presupuestario del New Frontiers es de hasta 1.000 millones de dólares, y con
un tiempo de preparación de casi seis años. De los tres proyectos adscritos al
programa, dos vienen de misiones desechadas por el Discovery. INSIDE Jupiter, con el objetivo de
explorar la estructura interna joviana, fue finalista en diciembre del 2001
junto con Dawn y Kepler, y recibió un nuevo hálito de vida con la aparición del New
Frontiers. Reformada, y renombrada como Juno
(Investigador Principal, Dr. Scott Bolton, SwRI), fue aprobada en el 2005, y
lanzada en agosto del 2011 hacia el hermano mayor del sistema, hacia donde se
dirige actualmente. Por su parte, la propuesta OSIRIS (finalista en septiembre del 2008 junto con GRAIL y Vesper, y con el encargo de recoger muestras de un asteroide para
su entrega a la Tierra) fue aceptada para el New Frontiers como OSIRIS-REx (Investigador Principal, Dr.
Dante Lauretta, Universidad de Arizona) y aprobada en mayo del 2011, con un
lanzamiento esperado para septiembre del 2016.
Pues ya lo veis, no es necesario un enorme desembolso de dinero para
conseguir investigar el sistema solar y hacerlo con calidad. Buenas ideas,
soluciones creativas, gente entregada. ¿Qué más se puede pedir?
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