Ventana al Espacio (LXXXI)

La nebulosa planetaria M76, desde el Gran Telescopio de Canarias.

Las próximas misiones a Marte: ExoMars TGO

Todo comenzó pocos meses después del inicio de la misión Mars Express en el planeta rojo, cuando su sensor PFS evidenció la presencia de metano en su atmósfera. Si bien la cantidad que existe allí es muy pequeña (inferior incluso a la de la Tierra) su presencia es algo significativo. Lo es porque solo hay dos fuentes capaces de expulsarlo a una atmósfera: por procesos geológicos (volcanes, terremotos, géiseres, fumarolas, etc.), o más importante aún, por procesos biológicos, básicamente el metabolismo. Pero lo es más aún saber cuánto tiempo lleva. El metano es un gas que, si no se suministra constantemente, desaparece en 300 años, poquísimo en escalas geológicas. Por ello, su descubrimiento puede informarnos dos cosas distintas: o Marte es un planeta vivo geológicamente (y vistos sus volcanes es una probabilidad), o posee algún tipo de vida emitiendo este metano. Por desgracia, las misiones enviadas en los años posteriores han carecido de la capacidad de profundizar en ello. Aún así, a pesar de lo irrebatible del hallazgo, todavía provoca controversia.

Después del éxito de su primera misión marciana, la ESA se embarcó en un nuevo programa más ambicioso. Bajo el denominado Programa Aurora, se comenzó a desarrollar la misión ExoMars, cuyo elemento principal es un vehículo autopropulsado, con un claro parecido en los dos de la misión MER de la NASA. A medida que iba progresando el concepto, alguien tuvo la idea de transformar la fase de crucero que enviaría este rover al suelo marciano en un orbitador que, además de proporcionar sus servicios de retransmisión de datos entre el elemento de superficie y el control de misión en Tierra, pudiera investigar aspectos que a Mars Express se le habían escapado. Razones presupuestarias evitaron su creación. El diseño continuó avanzando, si bien con algunas dificultades, hasta que el año 2009 llegó un cambio de rumbo en la exploración marciana.

La NASA llevaba lanzando misiones al planeta rojo continuamente desde 1996, y en el 2008 habían seleccionado una nueva, además de haber visto el retraso de MSL (Curiosity, para entendernos) del 2009 al 2011. Sin embargo, más allá, no había nada aprobado, ya que, en aquel momento, después de MAVEN, no existía misión de la NASA que lanzar ni en el 2016 ni en el 2018, y mucho menos en el 2020. Eso sí, había diversas propuestas, como un proyecto de orbitador denominado Mars Science Orbiter, así como un rover exobiológico llamado MAX-C. El caso es que la ESA estaba preparando su propio rover exobiológico (de ahí su nombre de ExoMars, Exobiología Marciana), y dada la reducción presupuestaria en misiones planetarias, se decidió el comienzo de conversaciones con la agencia europea para preparar un programa conjunto con el que explorar nuevos aspectos de Marte.

Después de confirmar el programa marciano ESA/NASA, se organizó un grupo de trabajo conjunto para definir las siguientes misiones. Como MAVEN iba a lanzarse en el 2013, había que planificar el programa a partir del 2016. Después de mucha discusión, el rover ExoMars se dejó para la oportunidad más lejana, el 2018, dejando la del 2016 para un orbitador dedicado a la búsqueda tanto de metano como de otros gases de concentración tan baja que no aparecen habitualmente en las mediciones convencionales, los denominados gases traza. El diseño final de la misión dividía las responsabilidades entre las agencias: la ESA proporcionaría la plataforma de la sonda, un instrumento (NOMAD), el control de misión, y su red de seguimiento de espacio profundo, además de un vehículo demostrador de tecnologías para entrada, descenso y aterrizaje, mientras la NASA proporcionaría los cuatro experimentos restantes (MATMOS, EMCS, MAGIE y HiSCI), el relé UHF Electra, el lanzador (un Atlas V-431) y las antenas de su red DSN. Todo parecía progresar sin problemas hasta que el 13 de febrero del 2012 la NASA se retiró del programa conjunto a causa de recortes presupuestarios (dinero dedicado al próximo gran telescopio James Webb), por lo que la ESA se quedó con un orbitador con un instrumento, con módulo demostrador, pero sin el resto de la carga útil y sin lanzador. Esto no supuso que la ESA diera fin a la misión, todo lo contrario. No era la primera vez que una colaboración conjunta NASA/ESA acababa mal (existen los ejemplos de las misiones Giotto y Ulysses), y siempre la ESA ha continuado hacia adelante. De manera que se tomó la decisión de asociarse con la otra organización espacial con una gran experiencia en enviar sondas a Marte.

La decisión de juntarse con Roscosmos, la agencia espacial rusa, está llena de lógica, ya que sus lanzadores Soyuz habían lanzado varios satélites y sondas espaciales para la agencia europea. Roscosmos también tenía razones de peso para unirse al proyecto ExoMars: en noviembre del 2011 lanzaron su primera misión marciana desde Mars 96, Phobos-Grunt, que tuvo un desenlace idéntico al de su antecesora. La oportunidad brindada por la ESA permitiría a los científicos rusos reconstruir algún instrumento de los perdidos en Phobos-Grunt apto para las misiones marcianas en planificación. Los acuerdos oficiales, firmados en el 2013, detallaban las responsabilidades de cada agencia, confirmando el orbitador para el 2016 y el rover para el 2018.

La verdad es que la búsqueda de metano en la atmósfera marciana ya ha comenzado. A pesar de ser preparada casi a la carrera, la misión hindú MOM transportó al planeta rojo una carga útil interesante que incluye el denominado MSM. El Sensor de Metano Marciano es un instrumento infrarrojo que está diseñado para detectarlo empleando dos bandas espectrales: una exclusivamente para la detección de metano, y un canal de referencia con el que compararlo. De momento, no tenemos resultados, solo las lecturas del canal de referencia que demuestra que el aparato es plenamente funcional. La primera misión ExoMars irá todavía más allá.

El orbitador responde al nombre de ExoMars Trace Gas Orbiter, o ExoMars TGO, y ha sido desarrollado casi por completo por la ESA. No se parece en nada a su antecesora Mars Express, ya que mientras que el veterano orbitador emplea una estructura en forma de caja, ExoMars TGO emplea un bus rectangular, o así. El núcleo de la estructura (como es norma en casi todos los orbitadores) es un cilindro central de 1.2 metros de diámetro que supone la

principal pieza estructural del conjunto, y sobre la cual se han instalado todos los soportes y piezas que le dan su forma definitiva, además de ser el interfaz entre la sonda y la última etapa del lanzador, y en su interior alberga el tanque de combustible y el propulsor principal de a bordo. La sonda está realizada enteramente en aluminio, empleando secciones con núcleo en forma de panal de abeja, y sobre ellas, láminas homogéneas en sus lados internos y externos. Una vez en el espacio, tendrá unas medidas de 3.5 metros de alto, dos metros de lado, dos de ancho, y una envergadura de 17.5 metros con los paneles solares extendidos. La estructura ha sido realizada por la firma alemana OHB, con sede en Bremen. Sobre ella se han ido instalando los distintos componentes del hardware. Su ordenador se basa en las actuales infraestructuras empleadas por la ESA, con un procesador ERC-32 al mando de todos los procesos y operaciones realizadas a bordo, y acompañado de un grabador de estado sólido de gran capacidad (128 gigabits) para almacenar tanto telemetría de ingeniería como datos de los instrumentos. Esa información sería inútil si no se enviara a la Tierra, por lo que dispone de un sistema de comunicaciones normal: trabajando en banda-X, dispone de una antena de

alta ganancia de 2.2 metros de diámetro (herencia Rosetta) situada sobre una plataforma móvil en dos ejes, lo que le permitirá apuntarla hacia nuestro planeta en todo momento. Para otras situaciones (primera fase tras el lanzamiento, maniobras de corrección de rumbo, entradas en modo seguro) empleará las dos antenas omnidireccionales de baja ganancia. Como otros orbitadores actuales, también tiene equipo para comunicar con los vehículos situados en la superficie. Suministrados por la NASA, ExoMars TGO equipa dos relés UHF Electra (conectados a una antena helicoidal), paquetes de alto rendimiento que no solo sirven para enlazar con los rovers o plataformas estáticas para compartir datos y comandos de forma bidireccional, también permite establecer con un alto grado de exactitud la posición de estos recursos de superficie, algo útil cuando se trata de elementos autopropulsados. La energía la recoge del Sol, empleando dos paneles solares gemelos de dos secciones cada uno (sobre plataformas rotatorias en un eje) cubiertos de células de alta eficiencia (20 metros cuadrados de superficie activa), alimentando los sistemas de a bordo, y cargando dos baterías de ión-litio. Estabilizada en sus tres ejes para su orientación, mantendrá siempre una de las caras mirando a Marte, y para ello emplea dos unidades de medición inercial, dos escáneres estelares, sensores solares, ruedas de reacción como actuadores para cambiar la orientación de la sonda, junto con un grupo de propulsores. ExoMars TGO está optimizada para mirar al limbo atmosférico mediante una serie de maniobras y cambios de actitud nunca antes realizadas en Marte. Para la inserción orbital, y otras maniobras menores, empleará su motor principal, que a diferencia de los grupos usados por MRO o MAVEN, es único, entregando toda la potencia él solo durante el tiempo necesario. El control termal es el usual, es decir, mantas multicapa, radiadores (concentrados en los lados antisolares) y calentadores eléctricos. En la sección opuesta al motor está el montaje para el módulo demostrador de entrada, descenso y aterrizaje, incorporando las uniones mecánicas, eléctricas y de datos, además del mecanismo de liberación mediante sistemas pirotécnicos. La carga útil científica se divide en cuatro

aparatos. Desarrollado por la ESA, NOMAD (Vertical y Ocultación para Descubrimiento Marciano) es un paquete que combina tres espectrómetros. El primero es SO, Ocultación solar, y es una réplica del canal SPICAV-SOIR de Venus Express, es decir, un sensor que equipa un filtro sintonizable acusto-óptico formado por un cristal de dióxido de telurio que lleva la luz a una rejilla de difracción tipo echelle, y de ahí al detector de Mercurio-Cadmio-Telurio HgCdTe (refrigerado por un enfriador tipo Stirling), y servido por una única apertura (un periscopio de tres espejos planos, uno de ellos inclinado 67.07º para permitir la entrada de la luz) que apunta hacia el sol para operaciones de sondeo del limbo y de ocultación estelar. Está sintonizado para detectar el infrarrojo cercano entre 2.2 y 4.3 micrones. El canal LNO, Limbo, Vertical y Ocultación, es idéntico al SO, solo que registra las longitudes de onda entre 2.2 y 3.8 micrones, y además,

dispone de ópticas para operaciones de limbo  y ocultación y para mirar a la vertical del planeta (similar al de LNO, solo que con dos espejos planos, mientras que un tercero motorizado sirve para la entrada vertical). El tercer canal es UVIS, Ultravioleta y Visible, y emplea, como el canal LNO, dos aperturas, una para mirar a la vertical planetaria (sirviendo directamente a un pequeño telescopio) y un periscopio (empleando un espejo plano para servir al telescopio de recogida) para operaciones de ocultación y sondeo del limbo, empleando un sistema fuera de ejes (un espejo de colimación y uno de enfoque), con una rejilla de difracción y un sensor CCD como detector final (y sobre él un filtro de segundo orden), registrando el espectro electromagnético entre los 200 y los 650 nm. Para seleccionar entre ópticas, se emplean cables de fibra óptica para llevar la luz que recogen los dos espejos parabólicos al espectrómetro. Todo el paquete está controlado por un microprocesador LEON3. Con esta combinación de espectrómetros, NOMAD es capad de no solo detectar gases (y partículas de aerosol como polvo en suspensión) en concentraciones muy pequeñas en la atmósfera, también será capaz de localizar sus fuentes de emisión. En el modo de ocultación solar, tanto SO como LNO pueden obtener hasta 300 espectros en cada longitud de onda durante una de estas operaciones, que durarán unos 5 minutos, completando un perfil atmosférico desde la alta atmósfera hasta prácticamente la superficie. En el modo vertical, LNO estudiará la composición atmosférica, además de examinar características de la superficie marciana como hielo y escarcha, en mediciones que se realizarán, de media, cada tres o cuatro soles marcianos, para así examinarlos dependiendo de la luminosidad o del momento del día. Por su parte UVIS registrará todo el espectro al que es sensible, tanto en vertical como en ocultación, cada segundo, pudiendo registrar más información sobre moléculas más interesantes como el ozono o el ácido sulfúrico, además de medir el contenido de aerosoles en la atmósfera. En modo de ocultación, los tres canales muestrearán la atmósfera en secciones de un km. cada una para obtener perfiles verticales de alta resolución; en modo vertical, tanto LNO como UVIS crearán columnas verticales con resoluciones espaciales de 3 x 12 km. y 5 x 6 km. (alta y baja resolución de LNO) y 8 x 5 km. para UVIS, ambos recogiendo un espectro cada segundo, mientras que en el modo del limbo se obtiene información complementaria, aunque limitada, para apoyar los otros dos modos. Con este equipo, la misión espera obtener información no solo del dióxido de carbono y sus derivados, también monóxido de carbono, vapor de agua (y derivados), dióxido de nitrógeno, óxido nitroso, ozono, metano (y derivados), acetileno, etileno, etano, formaldehido, cianuro de hidrógeno, sulfuro de carbonilo, dióxido de azufre, cloruro de hidrógeno, y otros, además de caracterizar su variabilidad espacial y temporal, recuperando información sobre temperaturas y densidades totales atmosféricas, mientras que puede localizar lugares de emisión de gases (por ejemplo, metano en concentraciones tan bajas como 1 parte por billón de moléculas atmosféricas) en una región de 30 x 300 km. cuadrados, junto con el estudio de las fuentes y “hundimientos” de gases como monóxido y dióxido de carbono, vapor de agua y otros gases traza detectados. Además, empleando el canal LNO en modo vertical, podrá hacer un sondeo de la composición superficial centrado en zonas ricas en filosilicatos y sulfatos para tratar de explicar los fenómenos de expulsión de gases, en combinación con el sensor OMEGA de Mars Express y CRISM de MRO. Un paquete tremendamente versátil desarrollado en el Instituto Belga de Aeronomía Espacial, con contribuciones importantes del Instituto de Astrofísica de Andalucía, Instituto Nacional de Astrofísica italiano y la Open University del Reino Unido.

Proporcionado por Roscosmos, ACS (Juego de Química Atmosférica) es un conjunto de espectrómetros que complementan lo que NOMAD puede conseguir. Está compuesto de tres canales: NIR, o canal de infrarrojo cercano, es una casi réplica de los canales SO y LNO de NOMAD, solo que sintonizado para registrar su longitud de onda entre los 0.7 y los 1.6 micrones, e incorpora ópticas para observación tanto en la vertical del planeta como para operaciones de ocultación, y ambas sirven a un conjunto detector final de arseniuro de indio y galio; MIR, canal de infrarrojo medio, es un espectrómetro del tipo Echelle siguiendo el concepto de dispersión cruzada, similar al módulo VIRTIS-H a bordo de Rosetta y Venus Express, en el que emplea dos rejillas de difracción, una Echelle fija y una ordinaria móvil, y solo operará en modo de ocultación solar obteniendo espectrometría de alta resolución entre los 2.3 y los 4.2 micrones empleando un detector HgCdTe refrigerado activamente; TIRVIM, Montaje de Interferómetro en forma de V de Infrarrojo Termal, es un espectrómetro del tipo  transformación Fourier empleando la configuración de doble péndulo, siendo similar al espectrómetro PFS de Mars Express, aunque cubriendo el infrarrojo de 1.7 a 17 micrones en un único canal y con un divisor de haz elaborado en bromuro de potasio, sirviendo a dos detectores HgCdTe enfriados mediante un criorefrigerador tipo Stirling (uno para el rango arriba indicado, otro cubriendo el rango de 1.7 a 4.5 micrones) además de a un conjunto de detectores piroeléctricos (no necesitan refrigeración) trabajando en el rango de 1.7 a 25 micrones, y empleará un puerto para visión del Sol (ocultación) y un escáner para sondeos en la vertical planetaria, y un espejo móvil servirá para permitir la entrada de una u otra apertura. la operación estará controlada por un microprocesador central, que dispone además de una memoria flash de 32 GB. Con los dos primeros canales, ACS podrá obtener perfiles verticales de la atmósfera (temperatura y densidad) tanto del dióxido de carbono como de otros gases menores conocidos como el metano, vapor de agua y monóxido de carbono, entre otros, en los terminadores del amanecer y anochecer entre los 10 y los 80 km. de altitud; perfilar ratios isotópicos de los principales constituyentes de la atmósfera; buscar gases no detectados como acetileno, etileno, etano, dióxido de azufre, peróxido de hidrógeno, cloruro de hidrógeno, entre otros; además de hacer búsquedas altamente sensibles de brillos nocturnos provocados por hidroxilo, oxígeno, u óxido nítrico, mientras TIRVIM se encargará de derivar perfiles verticales atmosféricos desde la superficie hasta los 55 km. con una resolución relativamente alta en la banda de los 15 micrones, especialmente sensible al dióxido de carbono; monitorizar la cantidad de polvo en la atmósfera así como nubes de condensación; registrar la temperatura superficial; cartografiar el metano en el lado diurno con su banda de 3.3 micrones; así como buscar otros gases desconocidos en la atmósfera marciana empleando su modo de ocultación. Los módulos NIR y MIR derivan del sistema TIMM-2 de Phobos-Grunt, mientras el canal TIRVIM lo hace del AOST, también de Phobos-Grunt. ACS ha sido diseñado por el Instituto de Investigación IKI de Moscú, con colaboración francesa, alemana e italiana. Diseñada a la carrera en Suiza, CaSSIS (Sistema de

Imágenes de la Superficie en Color y Estéreo) cumplirá las necesidades de la misión de saber dónde, en alta resolución, existe emisión de gases. Para ello cuenta con telescopio fuera de ejes con un espejo primario de 13.5 cm. de diámetro, una longitud focal de 88 centímetros (f/6.5), sirviendo a un sensor tipo CMOS híbrido, herencia del sistema SIMBIO-SYS de la misión a Mercurio BepiColombo. El telescopio emplea tres espejos con recubrimiento de plata, y existe un cuarto, parcialmente motorizado, que es el que lleva la luz al detector. El sistema no dispone de rueda de filtros, sin embargo utiliza una placa situada directamente sobre el sensor, en el que se han construido las tiras que conforman los filtros usados durante la misión, y también supone herencia de la misión mercuriana. La diferencia es que usa cuatro bandas distintas, especializadas para la observación marciana, y son: pancromática (650 nanómetros), infrarroja (0.95 micrones), infrarrojo cercano (0.85 micrones), y azul-verde (475 nm). En vez de tomar imágenes como si se tratara de una cámara de fotos normal, empleará una modificación del modo pushbroom denominado “Push-frame”, una estrategia ya usada en Marte en los sistemas THEMIS de Mars Odyssey y MARCI de MRO. En este modo, en vez de arrastrar un único conjunto de detectores formado una fila de píxels, va arrastrando los filtros a medida que va orbitando. Empleando sus electrónicas de gestión (basadas en BepiColombo, y usando como corazón un procesador de doble núcleo Leon 3FT) el sistema irá acumulando barridos de la superficie (hasta 8 km. de ancho desde su órbita de trabajo, entre medias de los anchos de las cámaras CTX e HiRISE de MRO) en cualquiera de las cuatro bandas a la que es sensible, combinando una, dos, tres, o las cuatro al mismo tiempo, creando así imágenes en color real y falso color del suelo marciano, con una resolución máxima de 4.6 metros. Sin embargo, la clave está en su capacidad de crear imágenes estereoscópicas sin necesidad de combinar dos observaciones distintas en dos órbitas distintas. Para ello se ha construido un mecanismo motorizado que rota completamente el telescopio 180º en al

menos 15 segundos. A causa de la extraña estrategia de apuntar sus paneles solares a nuestra estrella, y debido a la inclinación orbital, ExoMars TGO puede estar mirando levemente hacia delante en la dirección orbital, de manera que el telescopio apunta y barre una zona específica de la superficie, y mientras orbita, se posiciona de manera que el telescopio mira hacia el mismo punto, solo que ya está detrás de la sonda, por lo que, girando al máximo la cámara, volverá a barrer el mismo punto de la superficie. De esta forma, creará pares estéreo en aproximadamente 47 segundos, algo estupendo dado que el sitio a fotografiar tendrá las mismas condiciones de iluminación. De esta manera, CaSSIS se encargará de obtener imágenes de zonas identificadas como fuentes potenciales de gases traza emitidos a la atmósfera; investigar procesos dinámicos de la superficie (vulcanismo, erosión, sublimación) que ayude a restringir el inventario de gases atmosféricos; y no menos importante, ayudar a certificar futuros lugares de aterrizaje en busca de desniveles no aptos para vehículos de superficie. CaSSIS ha sido desarrollado por la Universidad de Berna, con amplias contribuciones de instituciones italianas, alemanas y polacas. Y como última contribución rusa, FREND (Detector de

Neutrones Epitermales de Resolución Precisa) es la penúltima realización de la familia de sensores de neutrones que ya han volado a otros destinos del sistema solar (HEND de Mars Odyssey, LEND de LRO, DAN de Curiosity) y pretende continuar el trabajo iniciado por el primero, solo que en alta resolución. Para ello, cuenta con cuatro contadores proporcionales rellenados con gas (Helio-3, a una presión de seis bares) y un cristal de escintilación de stilbene, con protección anticoincidencia, situados detrás de un módulo de colimación que estrecha el campo de visión para proporcionar una resolución de 40 km., en comparación con los sensores omnidireccionales del HEND de Mars Odyssey, que han creado un mapa con una máxima resolución de 600 km. Este sistema registrará neutrones con energías que van de los 0.4 a los 500 keV con los contadores proporcionales, y neutrones rápidos, de 0.5 a 10 MeV para el cristal escintilador. Acoplado a FREND hay un dosímetro, denominado Liulin-MO, encargado de detectar el flujo, dosis absorbida, e intensidad de dosis de las partículas cargadas de los rayos cósmicos. Usa un colimador, cinco detectores, y el módulo de control y dosimetría, fijado a la parte superior de FREND. De esta manera, complementará al sensor RAD de Curiosity tomando datos complementarios durante el viaje de crucero a Marte, y luego medirá la dosis en órbita marciana, así como mediciones de dosis en la superficie del planeta, todo en preparación para un eventual viaje tripulado. De esta manera, FREND está diseñado para completar un mapa de alta resolución de flujos de neutrones epitermales y rápidos desde la superficie marciana; determinar flujos de neutrones y partículas cargadas durante periodos tranquilos de actividad solar así como en épocas de emisión de partículas solares energéticas; construcción de mapas de concentraciones de hidrógeno bajo el suelo marciano a alta resolución; y comparar los datos obtenidos con los registrados por el DAN de Curiosity, así como del sensor ADRON, que estará instalado en ExoMars Rover, que debe llegar a la superficie marciana en el 2019. Con su carga de combustible a bordo, ExoMars TGO declara una masa de 3732 kg. Por su parte, el

Módulo Demostrador de Entrada, Descenso y Aterrizaje (EDM), bautizado como Schiaparelli, en honor al astrónomo italiano que afirmó observar los “canalí” en Marte, es principalmente un demostrador de tecnologías para situar en el futuro cargas útiles sobre suelo marciano. Está compuesto por varias partes: aerovaina, escudo de reentrada, y el propio módulo que se posará en su destino. Todo el conjunto posee un diámetro de 2.4 metros, y posee la misma forma que otros sistemas de reentrada empleados en misiones anteriores. El escudo de reentrada, elaborado en aluminio (núcleo en forma de panal de abeja) y láminas exteriores homogéneas elaboradas en polímero reforzado por fibra de carbono, tiene en su parte externa el material que ofrecerá a la atmósfera marciana, un nuevo tipo de placas ablativas llamado Norcoat Liege. La aerovaina sigue una construcción similar, salvo que no usa el material ablativo. En el interior de la aerovaina está el paracaídas que frenará parte del descenso por la atmósfera, y mide 12 metros de diámetro. En cuanto

al propio módulo Schiaparelli, emplea una plataforma base (construida en SENER Bilbao) sobre la que se fija todo el hardware que amartizará, que posee un diámetro de 1.65 metros. Cuenta con su ordenador, sistema de comunicaciones (transmisor UHF unido a ina antena omnidireccional), unidad de medición inercial, generación de energía, (mediante baterías), un retroreflector láser y el sistema de descenso terminal, empleando un radar altímetro Doppler y 9 motores de descenso modulados por pulsos (el mismo tipo empleado para el aterrizaje de Phoenix en mayo del 2008). Por todo el vehículo se han dispuesto cientos de sensores, tanto en las partes que soportarán el contacto con la atmósfera (sensores de medición de temperatura), sensores de presión, y de telemetría para registrar todos los parámetros del vuelo, así como un sensor solar para medir la actitud inercial antes de la entrada. Además, la propia plataforma dispone, en su sección inferior, de una parte de estructura aplastable, diseñada para amortiguar el contacto final con la superficie marciana. Se ha diseñado para poder lidiar con aterrizajes sobre terrenos rocosos con piedras de hasta 40 cm. de altura, o caer sobre desniveles inferiores a 12.5º. A pesar de estar dedicado a la prueba tecnológica, también hará ciencia. La investigación AMELIA (Investigaciones y Análisis de Entrada Atmosférica y Aterrizaje en Marte) empleará los datos derivados de su unidad de medición inercial durante el descenso para derivar perfiles de densidad, temperatura y presión con alta resolución espacial, así como revelar el comportamiento de la polvorienta atmósfera marciana, para así mejorar los modelos existentes para su uso en misiones futuras. Durante el descenso también usará su DeCa, una cámara de descenso monocromática que tomará secuencias desde la separación del escudo de reentrada hasta la llegada a la superficie, de forma similar a la realizada por el sistema MARDI de Curiosity, salvo que lo hará en blanco y negro, tomando unas 15 imágenes, a una cadencia de una cada 1.5 segundos. Esta es la única capacidad de Schiaparelli de tomar imágenes en Marte. Una vez en superficie, activará su investigación DREAMS (caracterización de Polvo,

verificación de Riesgos, y Analizador Medioambiental en la Superficie Marciana), y es una suerte de avanzado paquete meteorológico autónomo que incorpora un sensor de viento bidimensional (MetWind, Universidad de Oxford), un termómetro (MarsTem, Universidad de Padua), un sensor de presión (DREAMS-P, Instituto Meteorológico Finlandés), un sensor de humedad (DREAMS-H, Instituto Meteorológico Finlandés), un sensor de campos eléctricos (MicroARES, LATMOS de Francia, ESA-ESTEC de Holanda), un sensor de irradiación solar (SIS, INTA) para medir la concentración de polvo atmosférico, junto con su Unidad de Electrónica Central y una batería independiente. Junto con las habituales mediciones meteorológicas para caracterizar el estado básico de la meteorología marciana (temperatura, presión, velocidad y dirección del viento), ayudará a cuantificar peligros (tanto para vehículos robóticos como para futuros seres humanos) tales como velocidad del polvo aerotransportado, carga electrostática, existencia de descargas, “ruido” electromagnético que pueda interferir las comunicaciones, así como intensidad de radiación ultravioleta. Sin embargo, lo novedoso es que realizará la primera investigación de fenómenos

eléctricos en la atmósfera marciana, tales como si existe una suerte de circuito eléctrico atmosférico global entre la superficie y la ionosfera; fuerzas electrostáticas por el polvo cargado eléctricamente que podría afectar a las dinámicas de las tormentas de polvo; así como interacción entre la superficie y los gases atmosféricos gobernada por campos eléctricos atmosféricos, que puede tener efectos en los procesos que gobiernan la química de los materiales de la superficie y la producción de materiales oxidantes en la atmósfera, lo que puede tener amplio impacto en la sostenibilidad de las condiciones apropiadas para la vida. Todo el paquete, tras recibir su carga de combustible, ofrece un peso en tierra de 600 kg. Con los dos vehículos unidos, la masa máxima en el momento del lanzamiento es de 4332 kg.

Para elevar semejante masa rumbo a Marte, se ha contratado uno de los más potentes lanzadores de la actualidad, el cohete ruso Proton. Diseñado en la década de 1960 por Vladimir Chelomei, originalmente se construyó para ser el más potente de los Misiles Balísticos Intercontinentales (bombas nucleares de 100 megatones o más potentes), nunca vio servicio en este papel. Como lanzador espacial, tenía capacidad de elevar naves tripuladas Soyuz con dos cosmonautas a bordo en misiones de ida y vuelta a la Luna, sin embargo, solo lo hizo con los vehículos Zond (Soyuz modificadas para misiones automáticas y con seres vivos en su interior). También tiene el crédito de lanzar muchas de las sondas espaciales soviéticas a Marte, Venus, y al cometa Halley, junto con satélites terrestres y las estaciones espaciales soviéticas Salyut y Mir. La primera vez que occidente pudo ver el lanzador Proton entero fue durante el lanzamiento del módulo núcleo de la estación Mir el 20 de febrero de 1986. Tras la caída de la Unión Soviética, y desde 1996, este cohete es comercializado para lanzar satélites sobre todo a órbitas geoestacionarias. Ahora está en servicio la variante Proton-M, la tercera actualización. Suele disponer de tres o cuatro etapas, dependiendo de la misión, siendo la primera configuración la básica, empleando todas los denominados combustibles líquidos hipergólicos, capaces de mantenerse cargados durante tiempo indefinido dentro de los tanques de combustible de las etapas del cohete, pero tremendamente tóxicos (de ahí que a Korolev no le gustara, y que prefiriera su gran lanzador N1 de oxígeno líquido y queroseno). La variante que lanzará la combinación ExoMars TGO/Schiaparelli empleará como cuarta fase una etapa superior Breeze-M, que también usa combustibles hipergólicos, y se pondrá en marcha desde el cosmódromo de Baikonur el 14 de marzo del 2016.

El viaje a Marte durará unos 7 meses, tiempo en el cual las operaciones serán las mínimas indispensables. El verdadero movimiento comenzará tres días antes de la llegada. Si se respeta la fecha de lanzamiento, el 16 de octubre llegarán los comandos a ExoMars TGO para iniciar los

preparativos para la separación de Schiaparelli, que incluyen una comprobación de sistemas y la carga completa de las baterías. Después de esto, se armarán los sistemas pirotécnicos, mientras que la sonda maniobra para apuntar al módulo de descenso en la trayectoria de reentrada. Tras esto, y después de disparar los pirotécnicos, las conexiones se rompen, y la base de montaje libera a Schiaparelli, provocándole además una rotación de 2.5 rpm para estabilidad durante su breve viaje en solitario. Poco después, ExoMars TGO encenderá su propulsión para desviarse de rumbo de colisión y poder insertarse en órbita marciana. Schiaparelli permanecerá en hibernación los tres días desde la separación hasta la maniobra de entrada, descenso y aterrizaje para ahorrar energía.

La elipse dada para el amartizaje de Schiaparelli tiene unas dimensiones de 110 km. de largo por 25 de ancho, y las coordenadas del centro son 1.82º Sur, 6.15º Oeste, en pleno Terra Meridiani. El proceso de selección ha sido relativamente rápido, ya que se ha escogido uno de los lugares marcianos que tiene una mayor cobertura de imágenes de alta resolución (MOC de Mars Global Surveyor, HiRISE de MRO), de hecho, más del 50% de su elipse coincide con la de Opportunity, y la zona sur de la elipse coincide con el borde oeste del cráter Endeavour, el lugar de trabajo final de este exitoso vehículo autopropulsado. Han sido más motivos de ingeniería que plenamente científicos los que han llevado a seleccionar este lugar.

Lo verdaderamente importante comienza el 19 de octubre, cuando el reloj interno de Schiaparelli genera la señal por la que el ordenador activa todos los sistemas, y establece comunicaciones con ExoMars TGO, al tiempo que los orbitadores que ya están en Marte se preparan para ofrecer cobertura. El procedimiento indica que a 120 km. de altitud sobre la superficie marciana inicie el contacto con las capas altas atmosféricas, para seguir una estrategia de entrada balística, como Mars Pathfinder, Spirit, Opportunity y Phoenix. La inmensa mayoría de la velocidad que llevaba la perderá por el rozamiento atmosférico, y una vez acabe esta etapa, la velocidad habrá bajado hasta 5 veces la

velocidad del sonido. Mientras siga descendiendo, la densidad atmosférica provocará que siga decelerando, y cuando los acelerómetros de a bordo (a aproximadamente 11 km. de altitud) detecten que la velocidad ha caído a unas 2 veces la velocidad del sonido, se provocará la orden para que el mortero dispare el paracaídas, para caer a velocidades subsónicas. Cuarenta segundos después del despliegue del paracaídas, el escudo de reentrada se desprenderá (distancia al suelo, 7 km.), al tiempo que activa el altímetro radar y la cámara de descenso. Una vez alcance una velocidad vertical de entre 60 y 85 metros por segundo, y una altitud de entre 600 a 1250 metros, Schiaparelli se separará de la aerovaina y el paracaídas, para inmediatamente después encender los motores de descenso, para iniciar la fase terminal, con una maniobra de prevención de colisión con los elementos expulsados. El radar seguirá controlando el descenso y, cuando alcance una altitud de unos 2 metros sobre el suelo, o detecte una velocidad vertical de 0.8 (aproximadamente) metros por segundo, los motores se apagarán, y empleará su sección inferior aplastable para ablandar el aterrizaje. Una vez finalice todo el proceso (que puede durar unos ocho minutos) serán casi las tres de la tarde, hora local marciana, iniciará la secuencia de operaciones de superficie, empezando por la transmisión de la señal de llegada, y después de un volcado de parte de la telemetría almacenada. Después de salir de la visibilidad, entrará en hibernación, mientras el paquete DREAMS comenzará a obtener lecturas. Las baterías se han diseñado para aguantar un máximo de 9 días, y en ese plazo se espera que la transmisión de todo lo recogido durante el descenso, además de los datos de DREAMS y la cámara DeCa, se realice empleando principalmente el relé Electra de MRO, aunque también ExoMars TGO, Mars Odyssey, Mars Express y su MELACOM, y MAVEN complementen estas operaciones. Una vez las baterías se agoten, la prioridad de la misión pasará al orbitador.

ExoMars TGO entrará en órbita el mismo 19 de octubre, en una órbita altamente elíptica que durará aproximadamente cuatro soles marcianos, y estará en una inclinación que le permita estar sincronizado con el área de aterrizaje de Schiaparelli. Una vez el módulo de superficie se apague, comenzará una serie de tareas que le lleven a su órbita definitiva. Lo primero será variar la inclinación orbital, pasando a la de trabajo, inclinada con respecto al ecuador marciano 74º, optimizada para operaciones de ocultación solar. Después, empleando su propulsor, reducirá su apogeo de una órbita de cuatro soles de duración a una de un sol de duración. Entonces, estará lista para iniciar la fase definitiva. De esta forma, ExoMars TGO se convertirá en la primera sonda europea que practique operacionalmente la estrategia del aerofrenado. Esta técnica, empleada por primera vez por Magallanes en Venus, ha sido usada con gran éxito por Mars Global Surveyor, Mars Odyssey y MRO para alcanzar sus órbitas de trabajo. Como la ESA carecía de experiencia en estas maniobras, primero tenían que demostrar que eran capaces de hacerlo. Por ello, aprovechando los últimos meses de misión de Venus Express en torno al segundo planeta, se practicó una fase de aerofrenado experimental que redujo eficazmente su órbita en el mes en que lo hizo. Ahora, aprovecharán esta experiencia para llevarla a cabo con su nuevo orbitador marciano. En principio esperan comenzar con el aerofrenado en enero del 2017, y estará realizándolo hasta diciembre del 2017. Cuando finalice, habrá alcanzado su altitud definitiva, a unos 400 km. sobre Marte, pero antes de que pueda iniciar las operaciones, tendrá que pasar una conjunción solar (el momento en que el Sol se interpone en la señal de comunicaciones entre el planeta rojo y nosotros), que durará aproximadamente un mes. Antes de eso, tendrán tiempo de poner a punto la instrumentación, y obtener los primeros datos. Cuando pase la conjunción, comenzará su tarea científica, de un año marciano de duración.

Este tiempo de misión permitirá que la misión cumpla sus tres objetivos. El primero, monitorizar la atmósfera marciana con una sensibilidad sin precedentes. Empleando los paquetes NOMAD y ACS, y a partir, sobre todo, de las operaciones de ocultación solar, aunque también empleando sondeos del limbo y observaciones en la vertical planetaria, detectar y cartografiar los gases traza que allí existen; la primera cartografía del ratio de deuterio a hidrógeno en la atmósfera (información relacionada sobre todo con las reservas de agua existentes); así como la cartografía de los campos meteorológicos, para en esencia obtener las mediciones necesarias para conseguir reconstruir la circulación atmosférica (empleando las técnicas y métodos usados para los estudios meteorológicos en la Tierra) y hacer un seguimiento, hacia atrás en el tiempo, de la cantidad de estos gases traza atmosféricos en tiempos pasados para conocer la climatología pasada. Esta será la primera vez que se use a esta escala la ocultación solar en Marte, ya que es el método más potente que existe para obtener mediciones de gases que existen en una atmósfera en una concentración tan baja que no aparecen en los estudios convencionales. Hay una serie de instrumentos que la NASA ha ido lanzando al espacio desde la década de 1970, los espectrómetros ultravioleta SAGE (cuyo último ejemplar debe ir a la ISS) que han sido muy importantes. Con NOMAD y ACS, realizará al menos 24 perfiles verticales atmosféricos, con resoluciones espaciales que irán de los 500 metros a los 3 km. Guiado por los datos que obtengan sus espectrómetros atmosféricos, la cámara CaSSIS debe cumplir el segundo, caracterizar la apariencia física y la estructura de las fuentes potenciales de gases traza. Empleando su capacidad de crear perfiles estereoscópicos de la superficie a todo color, caracterizará las zonas identificadas como fuentes de estos gases, para así investigar en los procesos dinámicos superficiales, tales como sublimación, erosión o vulcanismo, que puedan contribuir al inventario de gases atmosféricos. FREND se encargará del tercer objetivo, que es ir más allá del HEND de Mars Odyssey, para construir un mapa de alta resolución (hasta 40 km.) del contenido de hidrógeno (y por su detección, de agua) en el primer metro de la subsuperficie marciana, cartografiando las latitudes superiores a 55º Norte para comprender su distribución y su origen; cartografiando la hidratación bajo la superficie en latitudes más bajas; para relacionar posiblemente esas observaciones con fuentes de gases traza y de vapor de agua; y sobre todo, para descubrir nuevas zonas ricas en hidrógeno (agua) en otros lugares de interés. Un programa muy completo, que se complementará, si continúa en operación, su antecesora Mars Express con sus sensores SPICAM y PFS.

Después de acabar su tarea principal, se convertirá en el recurso principal y enlace de ExoMars Rover con el centro de control en tierra, como lo es Mars Odyssey con Opportunity y MRO con Curiosity. Gracias a los paquetes Electra, lo que se quiere hacer es crear una suerte de estándar de comunicación para las futuras misiones a la superficie. Por supuesto, como ya ocurrió en ocasiones anteriores, si está en buena salud, ExoMars TGO continuará sus operaciones científicas, aumentando la información para crear mejores mapas y mediciones, y además para obtener imágenes que se usarán, entre otras cosas, para la búsqueda y caracterización de futuros lugares de aterrizaje, en conjunción con la potentísima HiRISE de MRO, creando mapas tridimensionales de los sitios candidatos en los que buscar grandes desniveles o agujeros peligrosos.

Importante sin duda, ExoMars TGO nos abrirá boca antes de que la misión de superficie, tanto el rover diseñado en Europa como la plataforma estacionaria elaborada por Rusia, llegue al planeta rojo para cumplir la misión de las misiones: buscar rastros de vida bajo la superficie, yendo más allá, evidentemente, que Curiosity en este sentido. Mucha suerte.