Último retrato global de Saturno, desde Cassini
domingo, 31 de diciembre de 2017
Resumen del año 2017
Y se acaba el 2017 y toca resumir. Ya lo anticipábamos, y estos 365
días no han sido precisamente los más movidos. Pero hay varias cosas que
destacan. Sin duda, el tema de los exoplanetas es el que sigue en boca de
todos, con dos novedades de altura: la ampliación del sistema estelar TRAPPIST-1
(que al final son siete planetas) y más tarde el encontrado alrededor de la
enana roja tranquila Ross 128, similar a la Tierra en tamaño y densidad, y sí, potencialmente
habitable. Y aunque es mucho lo acontecido en la sección telescópica, el
verdadero terremoto lo volvió a provocar el asunto de las ondas
gravitacionales, con la primera detección de una fuente de luz y radiación
previa a la detección de este evento, en el que estuvieron
involucrados
prácticamente todos los telescopios espaciales, en mayor o menor medida,
destacando los observatorios de rayos gamma INTEGRAL
y Fermi. Y todo provocado por la
fusión de dos estrellas de neutrones. Por el sistema solar, relativa
tranquilidad. Y aunque parezca mentira, Akatsuki
sigue allí, en Venus, trabajando diligentemente, aunque nos hable poco, a veces
de forma que no la entendemos. Sin novedad en el frente lunar, con todas las
misiones continuando con sus tareas. Y por Marte, dos lugares dominan: Vera
Rubin Ridge en el
cráter Gale y Perseverance Valley en el cráter Endeavour. Y es
que los dos rover llevan buena parte del año en estos destinos, investigando
todo lo posible. Para Curiosity es un
trauma estar allí, un lugar tan prometedor, y no poder usar su taladro, por un
problema con el sistema que avanza y retrae todo el conjunto. Se está avanzando
en un método para volverlo a utilizar, pero seguimos a la espera. Por su parte,
Opportunity ha tenido que lidiar con
un
nuevo inverno, de manera que, al poco de empezar a bajar por Perseverance
Valley ha tenido que parar frecuentemente para recargar su batería, como
consecuencia de la baja insolación que ha tenido que soportar. Solo queda
mejorar. Y en órbita, el decano de todas las misiones marcianas, Mars Odyssey tiene tiempo para aprender
nuevos trucos, obteniendo imágenes de Fobos, las primeras que toma desde que
llegó al planeta rojo. Del resto, solo cabe mencionar que la misión más
reciente, ExoMars TGO, está inmersa
en el aerofrenado, zambulléndose en la atmósfera marciana para reducir su
órbita. El proceso va progresando excelentemente, y para marzo del año que
viene ya estará en la trayectoria definitiva, por lo que su tarea primaria
arrancará. La sorpresa del año es sin duda Dawn,
porque sigue
laborando alrededor del gran asteroide Ceres, en un tiempo en el
que no solo ha cambiado de altitud orbital, también de plano orbital, pasando
de trayectoria polar a otra más ecuatorial. A pesar de perder una tercera rueda
de reacción todavía conserva combustible para aguantar parte del año que viene,
y usando su inmejorable impulsión iónica, descenderá más cerca de Ceres que
nunca, en una trayectoria sumamente elíptica. Ganas. No nos olvidamos de la
bella dama del espacio, orbitando diligentemente al hermano mayor del sistema. Si
bien lo más inmediato son las imágenes, ya empieza a proporcionarnos algunos
resultados tremendos acerca de la atmósfera, las auroras o los cinturones de
radiación. Su misión primaria acaba el año que viene, pero aún conserva
combustible suficiente como para aguantar más tiempo. Y camino de la porra, New Horizons continúa su implacable
trayecto hacia el KBO 2014 MU69, entregándonos más cosas curiosas de Plutón (lo
que incluye su mapa con las primeras nomenclaturas oficiales), e investigando
por el camino algunos objetos del cinturón de Kuiper. En cuanto al objetivo,
varias campañas de ocultación han mostrado que 2014 MU69 puede ser más
fascinante de lo que cualquiera podría haber supuesto. Ya lo veremos. Más cerca,
tenemos a OSIRIS-REx, que ejecutó su
asistencia gravitatoria a nosotros con éxito, y ya está en ruta hacia su
destino. Y a pesar de su fin de misión, el proyecto Rosetta sigue (y seguirá)
proporcionándonos detalles de todo lo que
vio, sintió, olisqueó o tocó en el cometa 67P. En cuanto a ciencia terrestre,
lo más destacado ha sido sin duda la formación del iceberg A68, separándose de
la barrera de hielo antártica Larsen C, seguida desde distintos sensores, tanto
ópticos como de radar. Este año también ha sido el de la primera visita de un objeto interestelar por el sistema solar. Tras mucho indagar, hemos averiguado que 1I/2017 U1 ('Oumuamua) es un objeto alargado y muy probablemente rocoso, viajando por el espacio a toda pastilla. hasta que se valla de nuestro vecindario cósmico, hay tiempo para saber más. La lista de altas de este año se centran básicamente en
ciencia terrestre: los Sentinel-2B y Sentinel-5P, el meteorológico JPSS-1 (ya NOAA-20), el sensor de irradiación solar destinado a la ISS TSIS-1,
y los satélites japoneses Shikisai (para
observar nuestro planeta en diversos colores) y Tsubame (dedicado a pruebas tecnológicas y estudios atmosféricos). En
cuanto a bajas, varias que por esperadas no dejan de ser dolorosas: las
misiones de
ciencia terrestre Earth
Observing-1 (falta de combustible y presupuesto), el tándem gravitatorio GRACE (falta de combustible y avería en
la batería), el lidar de nubes y aerosoles en la ISS CATS (avería en los
sistemas internos de comandos y energía) y allí fuera, quien ha dominado este
año, la poderosa Cassini. Estos últimos
ocho meses y medio no han sido tiempo desperdiciado, y la entrada en el rincón
entre los anillos y el propio Saturno ha sido como un viaje de descubrimiento
totalmente nuevo. 20 años en el espacio, algo más de 13 en órbita de Saturno, y
un montón de resultados formidables, y lo que queda todavía por descubrir en su
gigantesca base de datos. Y año de aniversarios ha sido este. El más simbólico
es el de los 60 años del lanzamiento del Sputnik
1 (y con él, de la era espacial), pero el más especial es el del 40
aniversario del despegue de las míticas sondas Voyager, dos vehículos increíbles que, a pesar de todo el tiempo
pasado, siguen proporcionando ciencia. Y se nos olvidaba mencionar que el
formidable programa Discovery ha seleccionado sus dos nuevos proyectos, ambos a
los asteroides: Lucy
hacia los
troyanos y Psyche al asteroide del
mismo nombre. Estamos a las puertas de un año largamente esperado e increíble,
y aunque dos misiones han caído de la lista de las que debían iniciarse, esto
es todo lo que nos espera para el 2018: lanzamientos a montones, con misiones
de ciencia terrestre (el explorador de alta atmósfera ICON, el nuevo tándem gravitatorio GRACE-FO, el nuevo miembro Copernicus, Sentinel-3B, el explorador de vientos ADM-Aeolus), la misión doble a Mercurio ESA-JAXA BepiColombo, la arriesgada misión solar Parker Solar Probe, el retrasado lander
marciano InSight, las misiones
selenitas Chandrayaan-2 de la India y
las sondas chinas del proyecto Chang’e 4
y los telescopios exoplanetarios TESS
y CHEOPS, además de las llegadas a
sus destinos de las sondas asteroidales Hayabusa2
a Ryugu y OSIRIS-REx a Bennu. Un año
que se hará corto, y con esto y con lo que nos depare, estaremos aquí para
relatarlo.
jueves, 30 de noviembre de 2017
viernes, 3 de noviembre de 2017
Misión al planeta Tierra: JPSS-1
Los servicios meteorológicos se sirven actualmente de dos
constelaciones de satélites. Los más famosos son los situados en órbita
geoestacionaria, útiles porque están sobre el mismo lugar continuamente
proporcionando datos en tiempo real de la evolución del tiempo y el clima. Pero
hay otra, menos famosa, que también proporciona más información para poder
ayudar a predecir el clima. Son los satélites en órbita polar, sincronizados
con el Sol, cruzando siempre el ecuador en el mismo momento del día. Estos proporcionan
otra vista, también necesaria, sobre lo que acontece en la atmósfera,
obteniendo resultados de una indudable mejor resolución, con la pega de que
pueden tardar hasta dos semanas en regresar a un mismo punto del planeta. Sea
como fuere, la combinación de los satélites geoestacionarios y los polares
proporcionan todo un surtido de datos que ayudan a una mejor toma de
decisiones. Como anteriormente con GOES-R
(ya GOES 16, y a punto de entrar en
servicio como GOES East) hace falta
modernizar la constelación de satélites meteorológicos polares.
Todo comenzó, sin embargo, con el lanzamiento del primer satélite
cargado con una cámara: TIROS-1,
elevado el 1 de abril de 1960. Aunque solo funcionó dos meses y medio, las
imágenes transmitidas mostraron por primera vez detalles nunca vistos de las
nubes. Esto motivó la preparación y lanzamiento de más satélites de este tipo
que, a diferencia de los actuales, eran vehículos estabilizados por rotación a
136 rpm. Pocos años después, en agosto de 1964, la NASA empezó a lanzar la
serie de satélites Nimbus, diseñados
inicialmente como demostradores de tecnología para probar si una plataforma
estabilizada en sus tres ejes también servía para observaciones precisas de la
Tierra. Si bien Nimbus 1 no duró
mucho, demostró que el concepto era valioso, y más tarde los satélites de esta
serie pasaron a demostrar otros tipos de instrumentos, los herederos de ellos
todavía andan volando hoy. Los satélites TIROS
resultaron ser plataformas interesantes, de manera que la Administración de
Servicios Científicos Medioambientales, la ESSA, decidió tener sus propios
satélites. Mediante una serie de acuerdos, se tomó la decisión de adquirir los
satélites siguiendo esta fórmula: La NASA los ordenaría y diseñaría, para luego
lanzarlos y ponerlos a punto una vez en el espacio y en su órbita operacional.
Una vez verificados, los satélites entonces pasaban a la ESSA para así
proporcionar la información sobre el tiempo. Al tiempo, la NASA inició el
desarrollo de una nueva serie de satélites TIROS,
esta vez estabilizados inercialmente en vez de por rotación. El primero de
ellos, TIROS-M, fue un éxito, no solo
en la plataforma, sino en el añadido de más instrumentación. Los siguientes
lanzamientos ya fueron bajo los auspicios de la NOAA, la Administración
Nacional Oceánica y Atmosférica. Al tiempo, la NASA seguía investigando, para
acabar en el diseño de los satélites meteorológicos polares que ha ido lanzando
a lo largo de 31 años, comenzando con TIROS-N.
Este satélite utilizaba una plataforma modular,
ampliable para incluir más y
mejores instrumentos, además de recibir mejoras tecnológicas en sus sistemas.
De esta serie se lanzaron 16 satélites desde octubre de 1978 hasta febrero del
2009. Durante todo este tiempo, los satélites de esta serie (el último de
ellos, NOAA-19) fueron organizados en
dos órbitas: la de la mañana (cruce del ecuador, 9:30 horas de la mañana), a
833 km. de altitud, y la de la tarde (cruce del ecuador a las 2 de la tarde), a
870 km. En los últimos tiempos se empezó a notar la edad del diseño de los
satélites, por lo que se decidió comenzar una nueva serie de satélites, y entre
medias, se llegó a un acuerdo con EUMETSAT (la organización europea responsable
de la gestión de los satélites meteorológicos y similares) y la ESA para
compartir recursos. De esta manera, la ESA y EUMETSAT explotarían la órbita de
la mañana y NASA y NOAA se quedarían la de la tarde. Este acuerdo es a largo
plazo, extendiéndose hasta la actualidad. Con la NASA encargada de diseñar y
lanzar la nueva serie de satélites, se formó el programa NPOESS, el Sistema de
Satélites Medioambientales Operacionales Nacionales de Órbita Polar, en el que
estaban también metidos la NOAA y el Departamento de Defensa estadounidense, ya
que tienen su propia serie de satélites meteorológicos. El caso es que en mitad
del proceso de diseño y desarrollo, pronto se vio que los costes se disparaban,
al tiempo que el calendario de los satélites se retrasaba. Esto provocó una
reestructuración del programa, estando en él solo la NASA y NOAA. Este programa
reestructurado se llamó JPSS, Sistema de Satélites Polares Conjunto, y el
satélite que se construyó como prueba de concepto de NPOESS fue finalmente
lanzado en octubre del 2011, conocido hoy como Suomi-NPP. Así andan las cosas.
El nuevo satélite meteorológico polar de NASA/NOAA es conocido como JPSS-1, y básicamente es una repetición
de Suomi-NPP, que se promocionó como
un puente entre las misiones anteriores y la nueva generación de observadores. JPSS-1 ha sido construido partiendo de
una plataforma común, la BCP-2000 de la firma Ball, y una vez en el espacio,
sus medidas son de 4.03 x 2.61 x 2.21 metros. No ofrece nada nuevo en
funcionalidad con respecto a misiones anteriores. Sus sistemas son redundantes
para así reducir el riesgo de avería. Conecta con Tierra ya sea a través de un
sistema de radio de banda-S y banda-Ka (ya sea a través de las estaciones de
seguimiento
o de los satélites TDRS) o uno para
transmitir todo lo almacenado en su grabador de más de 200 Gb de capacidad en
banda-X. Estabilizado en sus tres ejes, recurre a lo de siempre (escáneres
estelares, unidades de referencia inerciales, sensores solares, y ruedas de
reacción) y maniobra mediante un juego de propulsores. Un panel solar de tres
secciones proporciona la energía necesaria para funcionar, y va acompañado por
una batería para funcionar en el lado nocturno. En cuanto a su protección
termal, la habitual, estando recubierto con mantas multicapa con una capa
exterior dorada. La carga útil es la misma que la de Suomi-NPP. El principal es VIIRS, el Juego de Radiometría de
Imágenes
Visible e Infrarrojo. Deriva de muchos instrumentos anteriores,
principalmente del veterano sistema MODIS de los satélites Terra y Aqua. Su concepto
es muy distinto de instrumentos como la cámara OLI de Landsat 8. VIIRS recurre a un telescopio móvil que se mueve
lateralmente para barrer completamente el campo de visión, al tiempo que el
satélite va avanzando. En otros instrumentos, como MODIS, el dispositivo móvil
es un espejo. El telescopio completo de VIIRS está dentro de un ensamblaje
llamado Ensamblaje de Telescopio Rotatorio, que conjuga un conjunto fuera de
ejes con un espejo primario y otros tres que sacan la luz del ensamblaje, llevándola
a un Espejo de Medio Ángulo (también móvil) que lleva la luz a otro espejo (este
fijo) que a su vez transporta la luz a un ensamblaje de ópticas fijas, y de
allí, a los tres planos focales: de Visible e infrarrojo cercano, de infrarrojo
de onda corta e infrarrojo medio, y uno de infrarrojo de onda larga. En total
son 22 bandas espectrales, pero especialmente es la banda Día-Noche, cubriendo
una longitud de onda de
entre 0.5 y 0.9 micrones usando cuatro detectores CCD
con tres etapas de ganancia y recurriendo a un proceso informático llamado TDI,
o Integración por Retraso de Tiempo, algo empleado en sistemas espaciales como
la cámara HiRISE de MRO o el sistema Ralph de New Horizons. El instrumento barre 3000 km. de la superficie terrestre
con una resolución vertical máxima de 375 metros (750 metros en la banda
Día-Noche), cubriendo con ello toda la Tierra en un solo día. Sus imágenes
serán usadas para vigilar el hielo marino, los nutrientes en los océanos,
observar inundaciones (cuando se produzcan) o la de hacer un inventario de las
distintas cosechas en grandes extensiones de terreno, entre otras cosas. El
segundo instrumento es CrIS, el Sondeador
Infrarrojo Cross-Track. Se encarga de estudiar la atmósfera mediante secciones
verticales. Un escáner barre un campo de visión de 2200 km. de anchura a partir
de una apertura de 8 cm. de diámetro, de forma similar a como el telescopio de
VIIRS barre su campo de visión. Dentro del instrumento hay un interferómetro en
el corazón de un espectrómetro de transformación Fourier (similar al sistema
TES a bordo del satélite Aura),
registrando 2111 bandas espectrales infrarrojas entre 3.92 y 15.38 micrones. Su
resolución es de 14 km. en horizontal y 1 km. en vertical. Sus datos se usarán
para estudiar la química atmosférica, registrando los gases importantes para el
efecto invernadero. Otros datos permitirán observar las nubes, el vapor de agua
atmosférico, así como obtener mapas globales de
temperatura y humedad
atmosférica. ATMS, Sondeador de Microondas de Tecnología Avanzada, es un
sistema que escaneará la atmósfera en 22 bandas de microondas entre 23.8 y 190
gigahercios, con un ciclo de escaneo sincronizado con el de CrIS. Se basa en
radiómetros de microondas anteriores, y ayudará a mejorar los pronósticos
meteorológicos a corto plazo sobre tormentas, además de proporcionar datos para
la mejora de los pronósticos a largo plazo. Básicamente, un sistema como ATMS
proporciona información sobre la cantidad de precipitación (tanto lluvia como
nieve) que cae en los diversos lugares del mundo, junto con la cantidad de
hielo que hay tanto en las nubes como en el suelo. OMPS, el Juego de
Cartografía y Perfilado de Ozono, es un sistema que observa la atmósfera en luz
ultravioleta usando un telescopio común, el cual sirve
simultáneamente a ambos
sistemas. El primero es el Cartógrafo Vertical, y emplea una rejilla de
difracción que sirve a un CCD sensible al rango de 300 a 380 nanómetros,
mientras que el segundo es el Perfilador Vertical, con una arquitectura
similar, con el CCD registrando longitudes de onda de entre 250 y 310 nm. El primer
sensor examinará columnas verticales de 50 x 50 km., mientras el segundo
seccionará la atmósfera en segmentos de 250 x 250 km., barriendo el cartógrafo
2800 km. La misión principal es el estudio continuado del ozono atmosférico,
especialmente el estratosférico, siguiendo la base de datos que lleva más de 30
años acumulándose, tomando el testigo del sensor OMI de Aura o el propio OMPS de Suomi-NPP.
También será útil para la detección de otros gases atmosféricos como el dióxido
de azufre, dióxido de nitrógeno, y otros, además de mejorar la predicción
acerca de la radiación ultravioleta entrante, generando alertas sobre el exceso
de esta radiación en la superficie. Y CERES, el Sistema de Energía Radiante de
las Nubes y de la Tierra. Este aparato ya
lleva volando al espacio bastante
tiempo, con la primera unidad funcionando en el satélite TRMM, las cuatro siguientes en Terra
y Aqua, y la penúltima en Suomi-NPP. La unidad de JPSS-1 es la séptima y última, ya que en
los siguientes satélites de la serie será sustituido por una herramienta de
nuevo diseño. Basado en el sistema ERBE que voló tres veces (el satélite ERBS entre 1984 y el 2005, y dos
satélites NOAA) se trata de un
sistema de escaneo infrarrojo con un sistema de detección detrás de un sistema
de escaneo capaz de rotar 360º o de hacer mediciones de la misma forma que
VIIRS y CrIS. Registra tres bandas espectrales: el canal de infrarrojo de onda
corta (0.3-5 micrones), canal de onda larga (5-35 micrones) y canal total (0.3-200
micrones). La misión del aparato es estudiar la radiación solar que llega a la
Tierra y la que sale (radiación absorbida y radiación reflejada) para
cuantificar la cantidad de radiación terrestre, la energía que nuestro planeta
almacena y expulsa, combinándola con los datos de instrumentos de
monitorización de la irradiación solar, como los del veterano satélite SORCE. Como es sabido, una superficie
brillante (hielo) refleja más radiación solar, mientras que una oscura (cemento)
la absorbe durante el día, para reemitirla por la noche. Una vez completamente
cargado, el peso en báscula de este satélite será de 2200 kg.
Será lanzado el próximo día 10 de noviembre en dirección a una órbita polar, sincrónica solar, a 824
km. de altitud. Estará situado 50
minutos por delante de Suomi-NPP (y
una hora delante de Sentinel-5P) para
desde ahí ser puesto a punto antes de entrar en servicio operacional. Para elevarlo
desde Vandenberg, California, el encargado de hacerlo será el penúltimo de los Delta 2, un Delta 2-7920, con 9 aceleradores sólidos y sin tercera etapa.
La tarea es mitad operacional (meteorológico) y mitad científica,
continuando allí donde lo dejen Terra,
Aqua y Aura. En cuanto a pronósticos meteorológicos, supondrá toda una
nueva era en este sentido, con más y mejor información. En el ámbito
científico, continuará con los exámenes de la atmósfera, los océanos, la tierra
y el ciclo del agua, en esencia, investigar el sistema terrestre en su
conjunto. Una vez sea declarado operacional, será renombrado como NOAA-20.
El lanzamiento de este pequeño ya iba con retraso, y está bien verle
ya en la plataforma de lanzamiento. Además, a este pronto le seguirán al menos
otros dos a partir del año 2021, que en diseño no tendrán nada que ver con
este, pero que llevará lo mismo, o mejor, en cuestión de instrumentación.
martes, 31 de octubre de 2017
domingo, 15 de octubre de 2017
Gigantes de la Exploración Espacial: Cassini-Huygens
El programa Mariner Mark II fue la respuesta de la NASA a los recortes
presupuestarios propiciados por el Congreso de EE.UU., que, aunque quería
continuar la exploración del sistema solar, sus costes deberían ser
radicalmente menores a los de proyectos como Viking, Voyager, o
incluso Galileo. De esta manera, en
1983, el programa se abrió oficialmente, solicitando propuestas para misiones
tanto al sistema solar exterior como a los objetos menores, tales como
asteroides o cometas.
La esencia del Mariner Mark II era que, para conseguir proyectos más
económicos, se utilizaría el mismo diseño de vehículo para los distintos
perfiles de misión, con las correspondientes modificaciones para así poder
responder a los requisitos del proyecto. El desarrollo del bus corrió a cargo
del JPL, aplicando elementos basados en los proyectos Voyager y Galileo, y a la
vez desarrollando nuevas tecnologías. Finalmente, después de descartar varios
proyectos, el programa seleccionó dos, con destinos radicalmente distintos.
El primero de ellos era CRAF (Comet
Rendezvous/Asteroid Flyby, Sobrevuelo
Asteroidal y Encuentro Cometario), mediante el cual lo que se buscaba era
entrar en órbita de un cometa, tras un viaje medianamente largo en el cual se
acercaría a varios asteroides. El segundo era SOTP (Saturn Orbiter/Titan Probe,
Orbitador de Saturno y Sonda a Titán), y no era más que una misión de
características similares a JOP (Jupiter
Orbiter and Probe), es decir, Galileo,
sólo que en el planeta de los anillos, a la vez que promovía la elaboración de
una sonda de descenso para poder estudiar Titán in situ.
En realidad, la idea de SOTP nació en 1982, y la gente que lo propuso,
tras la apertura del Mariner Mark II, vieron que era esta la plataforma ideal
para llevar a cabo la misión. Este proyecto no era más que una de las primeras
cooperaciones entre la NASA y la Agencia Europea del Espacio (ESA), que por
aquellos días estaban colaborando para desarrollar un programa de investigación
conjunto, que incluía una misión doble al cometa Halley (que desembocó en la
sonda Giotto) y otra para una
exploración inédita a los polos solares (que cristalizó finalmente en Ulysses). Debido a la cooperación con la
ESA, el Mariner Mark II reducía así un poco más el coste de cada proyecto.
Posteriormente, la ESA hizo pública su intención de colaborar abiertamente con
los proyectos CRAF y SOTP, desarrollando para la primera el CNSR (Comet Nucleus Sample Return, Retorno de Muestras
del Núcleo Cometario), un acompañamiento mediante el cual recolectar material
de la superficie del mismo cometa que investigaría CRAF, mientras que para SOTP
se encargaría del desarrollo y construcción de la sonda de descenso para Titán.
Después de muchos informes y estudios, en 1988 se decidió por la cooperación
NASA/ESA, y en 1990 se aprobó la contribución final a los proyectos.
En 1992, un gran recorte presupuestario por parte del Congreso
estadounidense obligó a la NASA a cerrar el Mariner Mark II, aunque las
plegarias de la agencia permitieron salvar SOTP, propiciando un retraso en el
lanzamiento de abril de 1996 a octubre de 1997. De esta manera, tanto CRAF como
CNSR quedaron canceladas (el espíritu de estos dos proyectos se mantuvo, y CRAF
fue adoptado por la ESA para desarrollar y construir la sonda Rosetta, mientras que gracias al
programa Discovery se propuso una misión como CNSR, que acabó siendo Stardust). Había varias condiciones para
el salvamento de SOTP: había que reducir en todo lo posible el presupuesto, por
lo que de esta manera el orbitador para Saturno tendría que ser lo más sencillo
posible de operar, y además, las nuevas tecnologías que se colocarían a la
sonda serían el inicio de una suerte de producción en serie para las misiones
del recientemente abierto programa Discovery de misiones baratas.
De esta manera, el proyecto Cassini-Huygens
ha pasado a la historia como el conjunto más complejo enviado al espacio. El
orbitador Cassini era la sonda más
grande fabricada por la NASA, y durante su elaboración se decidió cambiar todo
lo que había causado problemas en su hermana joviana Galileo. Medía nada menos que 6.8 metros de altura, y 4 de
diámetro, además de poseer más de 12 km. de cableado y 22.000 conectores.
Estaba elaborado a partir de nuevos desarrollos tecnológicos, y también por
partes que eran herencia de proyectos anteriores. La estructura de la sonda
estaba dispuesta en varias secciones. En la parte superior se colocó la antena
principal. Bajo ella, un montaje dodecagonal almacenaba buena parte de las
electrónicas y soportaba las secciones
del instrumental, y se encontraba dividido en dos secciones. Dentro del
cilindro que era la sonda se posicionó el enorme tanque de combustible, y en la
parte inferior, los medios de propulsión y la generación de energía. Para la
misión Cassini se adoptó una nueva
solución en cuanto a materia informática se refiere. Abandonó la arquitectura
de varios ordenadores unidos mediante una suerte de red de área local (usada en
Galileo) para centralizar todas las
funciones con un único ordenador de a bordo, y así reducir la masa total del
proyecto. El ordenador así se centralizaba alrededor de un procesador central,
del tipo GVSC 1950A, que proporcionaba 512 KB de memoria RAM, así como 8 KB de
memoria ROM programable, y el sistema informático de control, para abaratar
costes, fue construido usando lenguaje de programación Ada. Junto con este
procesador, que era la primera vez que se usaba para un proyecto civil, se
articularon una serie de elementos electrónicos novedosos para una misión de
espacio profundo. De este modo, para reducir de manera significativa los
componentes de a bordo, se aplicaron tecnologías de circuitos integrados de muy
alta velocidad (VHSIC), a la vez que otro tipo,
denominado circuitos integrados
de aplicación específica (ASIC). De esta manera, se redujeron los componentes
electrónicos sueltos, centralizando muchas funciones en aparatos más simples.
Así, Cassini podía disponer de un
sistema de manejo de datos 10 veces más eficiente que en misiones anteriores
con componentes que suponían un tercio menos de la masa y el volumen que antes
ocupaban. La aplicación de estos elementos se pudo extender así a las sondas
del programa Discovery, de manera que la sonda asteroidal NEAR-Shoemaker equipaba
un ordenador de control de actitud idéntico al de Cassini, mientras que estos componentes ASIC permitieron construir
una nueva generación de ordenadores, más compactos aunque con mayor rendimiento,
centralizados en un nuevo procesador, el RAD6000, estrenados en la misión Mars Pathfinder, que posteriormente se
extendieron al resto de sondas baratas de la NASA. Un nuevo elemento en Cassini sustituía los tradicionales
grabadores de cinta digital: los almacenadores de estado sólido. Estos
componentes sin partes móviles ciertamente fueron elaborados para evitar
problemas (como el que sufrió Galileo),
a la vez que incrementaban la capacidad de almacenamiento. En el gran orbitador
saturniano la capacidad sería de 2 Gb., aunque eran fácilmente configurables
para disponer mayor o menor espacio para almacenar los datos e imágenes de los
instrumentos de a bordo. El desarrollo de estos elementos se extendió a
vehículos tan dispares como la sonda NEAR-Shoemaker o el observatorio de rayos X Chandra-AXAF. Cassini estaba
orientada en sus tres ejes, abandonando la arquitectura de doble estabilización
empleada por Galileo, considerada
demasiado compleja. Este modo se eligió por dos motivos: 1º, era más sencillo de
manejar, redundando en
una reducción de costes de desarrollo, y 2º, como los
instrumentos estaban fijos alrededor de la estructura, mediante esta
configuración se podía posicionar la sonda de manera que el instrumento
seleccionado pudiera examinar el objetivo de manera más efectiva. Para
conseguirlo, usaba elementos como sensores solares, unidades de referencia
estelar (o escáneres estelares) y dos unidades de referencia inercial,
estructurados alrededor de componentes electrónicos idénticos a los que usaba
el ordenador central, y cuatro giróscopos de nuevo diseño llamados Giróscopo
Resonador Hemisférico, un elemento sin partes móviles diseñado para funcionar
durante mayor tiempo que los elementos tradicionales y usados posteriormente en
los primeros proyectos del Discovery. Junto con esto, se articulaba el
subsistema de control de reacción, que consistía en cuatro grupos de cuatro
propulsores cada uno, separados del cuerpo central de la sonda y divididos cada
90 grados, para posicionar a la sonda correctamente respecto a su objetivo para
dirigir a los instrumentos. Para las maniobras principales montó un par de
motores, articulados
para mantener el perfil de encendido a pesar de la
posición de la sonda. En realidad, la sonda solo utilizaría uno de ellos, sobre
todo para la entrada en órbita de Saturno, mientras que la segunda unidad era
la de repuesto, en el caso de que algo ocurriera. El control termal de la sonda
se conseguía mediante el uso de mantas térmicas (26 capas de material aislante
de la temperatura e incluso contra los micrometeoritos) y calentadores
eléctricos y de radioisótopos, mientras que en el bus de electrónica disponía
de ventanillas de apertura controlada electrónicamente. Las comunicaciones las
gestionaba un nuevo tipo de elemento: un transpondedor de espacio profundo en
banda-X. Este dispositivo, de bajo peso y bajo consumo eléctrico, gestionaba
todas las comunicaciones de la sonda, y estaba unido a la gran antena de alta
ganancia de 4 metros de diámetro, construida por la agencia ASI italiana. El
transpondedor de la sonda no era más que el primer ejemplar de la cadena de
producción de este elemento que posteriormente usarían las sondas del programa
Discovery y Mars Surveyor, como Stardust
o Mars Climate Orbiter, mientras que
la antena era un plato sólido, ya que como el sistema de Galileo había sufrido ese problema, se decidió volver a la
arquitectura fija, a la vez que serviría durante las primeras etapas del viaje como
protección térmica contra el calor del Sol en el sistema solar interior. Dos
antenas de baja ganancia, una encima de la de alta ganancia, y otra en el
cuerpo de la sonda, se encargaban de contactar con el centro de control en los
primeros días del viaje y/o eventos de modo seguro. El sistema entero emitía en
banda-X aunque podía recibir en banda-X, banda-S, banda-Ku y banda-Ka. Para
hacer más sencilla a Cassini, se
eliminaron al máximo las partes móviles, siendo la única la correspondiente al
mecanismo de extensión del mástil del magnetómetro. Para la electricidad, se
montaron en la sonda tres RTG’s (totalizando 27.2 kg. de dióxido de plutonio),
colocadas en la sección más inferior de la estructura de la sonda, generando
885 W tras el lanzamiento, y 675 W en la época de la entrada en órbita de
Saturno. A pesar de ser fuentes de energía fiables y con un rendimiento
predecible, la cantidad de energía que suministraban no era suficiente como
para que Cassini encendiera a la vez
todo su instrumental, por lo que el funcionamiento de cada experimento se
tendría que preprogramar desde Tierra para obtener una más eficiente
recolección de datos. Para gestionar la generación eléctrica incorporó una
fuente de tensión equilibrada, fabricada para evitar la aparición de
cortocircuitos, y que además controlaba el flujo de calor para así eliminarlo
usando los radiadores montados. El transportín en el cual fue colocado Huygens se llamó Equipamiento de Apoyo de
la Sonda (PSE), situado en uno de los laterales, e incorporaba un cable de
energía y datos, un sistema pirotécnico y una serie de resortes. Cassini poseía una redundancia casi
total, a causa del largo viaje y a su extensa misión. En total, en Cassini se incorporaron 12 experimentos,
muchos de ellos elementos mejorados de misiones anteriores. CAPS, Espectrómetro
de Plasma de Cassini, era un
instrumento formado por un espectrómetro de electrones, un espectrómetro de haz
de iones y un espectrómetro de masa de iones montado en una misma carcasa, y
situado en una plataforma rotatoria capaz de moverse 208º. CAPS sería utilizado
para medir la composición, densidad, velocidad de flujo y temperatura de los
iones y electrones en la atmósfera de Saturno y Titán, a la vez que durante el
viaje de crucero estudiaría el viento solar. Este sistema suponía una mejora
respecto al PLS montado en la Galileo.
CDA, Analizador de Polvo Cósmico, estaba formado por
dos tipos de sensores
(detectores de alto ratio y un analizador de polvo) montados sobre un mecanismo
articulado que permitía una completa rotación y ser reposicionado con respecto
a la posición propia de la sonda, y se encargaba de realizar mediciones
directas de las partículas de hielo y polvo para investigar las propiedades
físicas, químicas y dinámicas de todas las partículas, ya provengan de las
lunas o de los anillos. Para ello analizaba la cantidad, velocidad, carga
eléctrica, masa y composición de esas partículas. Versiones menos avanzadas del
CDA fueron montadas en la sonda Galileo
(DDS) y en la solar Ulysses (DUST).
CIRS, Espectrómetro de Infrarrojo Compuesto, era una evolución respecto al PPR
de Galileo, e incorporaba tres tipos
de interferómetros diseñados para detectar las diferentes longitudes de onda
infrarroja, a modo de radiómetro. Era capaz de distinguir el infrarrojo medio y
el infrarrojo lejano, y usándolos era capaz de detectar la radiación infrarroja
emitida por la atmósfera de Saturno y Titán, las superficies de los satélites,
así como del sistema de anillos. Gracias a los datos proporcionados podía
realizar perfiles verticales de las atmósferas que estudiaba, pudiendo
determinar los gases que las formaban,
además de determinar las propiedades termales de las superficies de los
cuerpos que observaba. INMS, Espectrómetro de Iones y Masa Neutral, se
encargaba de determinar la composición y estructura de las partículas neutrales
y de los iones positivos en la alta atmósfera de Titán, en la magnetosfera
saturniana, y en los entornos que rodean a los anillos y a las lunas del
planeta, a base de estudiar la composición química, elemental e isotópica de
los gases y de los elementos volátiles en estos ambientes. ISS, Subsistema de Imágenes
Científicas, era el sistema de televisión principal de la sonda,
y disponía de
una cámara de campo ancho y una de ángulo cercano. Cada cámara disponía de
elementos similares, entre ellos el detector CCD que cada una poseía. La cámara
de campo ancho se encargaba de adquirir imágenes de gran anchura para imágenes
de contexto, con una resolución aproximada de 300 metros. Disponía de dos ruedas de filtros, una detrás de otra, totalizando 18 posiciones en luz visible e infrarrojo cercano. La cámara de ángulo cercano era el teleobjetivo de
la sonda, proporcionando una resolución de menos de 30 metros, siendo capaz de
distinguir una moneda a 4 km. de distancia. Dos ruedas de filtros consecutivas, con 24
posiciones proporcionaba una cobertura muy amplia en cuanto a longitudes de
onda se refiere, desde el ultravioleta al infrarrojo cercano. Esta cámara sería utilizada para obtener imágenes de alta
resolución de los cuerpos a fotografiar. El sistema entero podía observar en
visible, infrarrojo y ultravioleta, y fue desarrollado a partir de la cámara
WFPC2 que montó el telescopio espacial Hubble
desde 1993 hasta el 2009. MAG, Magnetómetro de Técnica Dual, era un conjunto de
sensores ubicados en el largo mástil de 11 metros. El instrumento estaba
formado realmente por dos tipos distintos de magnetómetros. El magnetómetro de
núcleo saturado triaxial se encontraba situado en la mitad del mástil, mientras
que el escalar y vectorial de helio estaba en el final, entregando los datos a
un conjunto electrónico colocado en el cuerpo de la sonda. Mediante este
instrumento estudiaba el campo magnético de Saturno, su interacción con el
viento solar, así como buscaba magnetosferas en los satélites, a base de detectar
medir la potencia de los campos magnéticos que la rodeaban. MIMI, Instrumento
de Imágenes Magnetosféricas, era un instrumento único en
su tipo. Formado por
tres elementos (instrumento de mediciones magnetosféricas de baja energía,
espectrómetro de masa de partículas cargadas y una novedosa cámara de iones y
partículas neutrales), fue diseñado para medir la composición, estado de carga
y distribución energética de los iones energéticos y electrones, para detectar
las partículas neutras rápidas, y lo inédito en la misión: imágenes remotas de
la magnetosfera de Saturno. Gracias a todo esto se quería para estudiar la
configuración general y dinámica de la magnetosfera del planeta, junto con las
interacciones con el viento solar y el resto de componentes del séquito
saturniano. Cassini-RADAR era el
sistema de cartografía montado en el orbitador para atravesar la densa capa
nubosa de Titán para realizar los primeros mapas detallados de la superficie
del satélite gigante. Este era un sistema idéntico al que fue montado en la
venusina Magallanes, y operaba
idénticamente.
Disponía de cuatro modos: SAR (radar de apertura sintética) se
encargaba de realizar las imágenes de la superficie de Titán a base de emitir
haces de microondas y recibir el haz rebotado, detectando la rugosidad del
lugar en el que contactara. Dependiendo de la posición y la altitud (hasta 950
km. sobre el satélite), podría distinguir formaciones de hasta 300 metros de
largo. El modo de altimetría implicaba el envío de pulsos de microondas para
que rebotaran en la superficie, y tras ser recibidas, calculaban el tiempo
desde la emisión hasta la recepción para configurar un mapa topográfico. Poseía
una resolución vertical de entre 90 y 150 metros en vertical, y entre 24 y 27 km.
en horizontal. El modo de radiometría usaba la antena principal para recibir la
energía calorífica que emitía la atmósfera y la superficie, para determinar la cantidad
de absorción de calor por parte de los gases y aerosoles en la superficie, que
pudiera afectar a las mediciones que pudiera adquirir el radar. Y por último,
el nuevo modo de reflexión. Para este modo usaba los pulsos que enviaba para
determinar el ratio de dispersión de las microondas emitidas, para determinar
la rugosidad y composición superficial. Cada modo tenía su altitud de
operación. Los modos de SAR y radiometría trabajaban por debajo de los 4.000
km. de distancia, desde los 4.000 hasta los 9.000, los de altimetría y
radiometría, y desde los 9.000 hasta los 22.500 usaba la radiometría y el modo
de reflexión. Para ello, la antena principal resultaba indispensable, y unas
electrónicas situadas en un lateral debajo del plato recogían y analizaban la
señal para generar los datos solicitados. RPWS, Ciencia de Ondas de Radio y Plasma,
eran los oídos de la sonda. Estaba formado por un sensor de campo eléctrico
(compuesto por tres antenas desplegables de 10 metros de longitud en forma de
Y, elaboradas mediante cobre y berilio), un ensamblaje de bobinas magnéticas de
búsqueda y una sonda Langmuir. Estos tres elementos se encargaban conjuntamente
de estudiar los campos magnéticos y eléctricos que rodeaban a Cassini, así como la densidad y
temperatura de los electrones. Era capaz de recibir toda onda de radio que los
cuerpos emitieran, para así determinar las interacciones del viento solar con
Saturno, su atmósfera y su magnetosfera. RSS, Subsistema de Radio Ciencia,
usaba la radio de Cassini y las
antenas de la Red de Espacio Profundo en Tierra para estudiar todos los cuerpos
en el sistema saturniano, determinando estructuras internas, composiciones, temperaturas
y presiones atmosféricas, estructuras radiales y distribución de tamaños de las
partículas de los anillos, a la vez que las masas de los objetos que rodean a
Saturno, tanto los satélites como los propios anillos. Para ello se estudiaba la
distorsión de la señal de comunicaciones en función de la velocidad de la sonda
(efecto Doppler), para recoger datos científicos usando la esa distorsión en la
emisión de radio de Cassini. UVIS, Espectrógrafo
de Imágenes en Ultravioleta, era un sistema de adquisición de
fotografías
desarrollado a partir del UVS/EUV de Galileo,
y tenía la función de estudiar la luz ultravioleta emitida o reflejada por los
cuerpos a los que apuntaba, mediante las longitudes de onda de ultravioleta
lejano y ultravioleta extremo. De esta manera, fue diseñado para determinar las
composiciones, distribuciones, contenido de aerosoles y temperaturas de todo lo
que emitiera o reflejara en ultravioleta, ya fueran las atmósferas de Saturno y
Titán, el sistema de anillos y los propios satélites. Mediante un modo de
ocultación estelar podía calcular la cantidad de hidrógeno y deuterio en Titán
y Saturno, a la vez que en los anillos. Y VIMS, Espectrómetro de Cartografía en
Visible e Infrarrojo, era un detector de infrarrojos dedicado a estudiar la
composición química y mineralógica de las superficies de los satélites de
Saturno, de
los anillos, así como los componentes de las atmósferas de Saturno
y Titán. Este aparato desarrollado en conjunto por científicos italianos y de
la Universidad de Arizona, basado en el NIMS de Galileo, obtenía sus datos observando hasta 352 longitudes de onda
distintas mediante un par de espectrómetros de imágenes en rejilla para obtener
imágenes en alta resolución de la distribución mineralógica de los cuerpos que
estudiara. El orbitador Cassini
disponía de una masa seca de 2.125 kg, y una vez cargada de los 3.132 kg. de
combustible, desplazaba una masa de 5.257 kg. Ya solo el combustible pesaba más
que la conjunción de la sonda Galileo
y una de las Voyager. Por otro lado,
la sonda de
descenso Huygens estaba
conformada por tres elementos: la sonda en sí, el escudo de reentrada de 2.7
metros de diámetro, y la cubierta posterior. Todos estos elementos fueron
construidos por la empresa francesa Aerospatiale en las instalaciones del
Centro Espacial Cannes Mandelieu de Tolouse, hoy parte de Thales Alenia Space,
bajo diseño del Centro Europeo de Investigación y Tecnología Espacial (ESTEC)
de Noordwijk, Holanda. La sonda Huygens
en sí estaba formada por dos plataformas de aluminio en forma de panal de abeja,
unidas mediante una vaina de aluminio, fijadas por puntales de fibra de vidrio.
En su interior se encontraban los componentes electrónicos y los dispositivos
pirotécnicos a usar durante el descenso por la atmósfera de Titán. El ordenador
se basaba en el de Cassini, portando
el mismo procesador central, y administraba las operaciones de la sonda.
Disponía de
un mecanismo triple de relojería desarrollado en Suiza para
despertar a la sonda en el momento preciso. Para controlar la temperatura
incorporó 25 unidades caloríficas de radioisótopos, a la vez que mantas
térmicas cubriendo incluso el escudo de reentrada. La energía usada para su
breve misión la extraía de dos baterías de dióxido de sulfuro de litio,
cargadas mediante los RTG’s de Cassini
a través del cable de datos y energía. Su única comunicación era con Cassini, usando para ello dos
transmisores de banda-S (cada uno con su propia antena), para enlazar con
receptores similares situados en el orbitador, además de electrónicas de radio
frecuencia (junto con un oscilador ultraestable) y amplificadores de bajo
ruido. Debido al desconocimiento de la geografía de Titán, Huygens fue diseñada para flotar si se daba el caso, aunque el frío
extremo del líquido en el que pudiera caer acabaría con la sonda en pocos
minutos. El escudo de reentrada estaba formado por una estructura principal de
fibra de carbono al que se le colocaron las placas de material ablativo AQ-60
(un material de baja densidad a base de fibras de silicato), mientras que la
cubierta trasera estaba elaborada a base de aluminio. Para el descenso se
colocaron tres paracaídas, el primero un paracaídas piloto, el segundo era el
principal, y el tercero de estabilización (de 3 metros de diámetro) para
acelerar el último tramo del descenso. Un radar altimétrico proporcionaba la
información necesaria durante el descenso para cronometrar la apertura de los
paracaídas. Incorporó seis experimentos. DISR, Cámara de Descenso y Radiómetro
Espectral, era un sistema que nos daría las primeras vistas de la
superficie
del satélite, a la vez que obtendría datos infrarrojos de la atmósfera para observar
su composición, mientras que determinaba cómo era la superficie, si sólida (en
este caso para determinar la topografía de la región) o líquida. Estaba
compuesto por un juego de cámaras situadas horizontal y verticalmente (hacia
abajo), mediante las cuales obtendría detalles de cómo la luz del Sol atraviesa
las nubes de la atmósfera, mientras que la lenta rotación de la sonda durante
el descenso nos daría una perspectiva de 360º del área de aterrizaje. Una vez
contactaba con la superficie, y si seguía funcionando, una fuerte luz
proveniente de una lámpara iluminaría la zona de aterrizaje definitiva. HASI, Instrumento
de Estructura Atmosférica de Huygens,
se encargaba de estudiar las propiedades físicas de la atmósfera, tales como
temperatura, presión y densidad en función de la altitud, a la vez que
detectaba la velocidad y dirección del viento, y en el caso de que aterrizara
en algún líquido, el movimiento del oleaje. Entre los sensores cargados en la
sonda, incorporaba detectores de iones y electrones atmosféricos para estudiar la
conductividad mientras determinaba la existencia de ondas electromagnéticas,
tanto en la atmósfera como en la superficie, determinando su índice de
propagación. En conjunción con el radar de descenso determinaba la rugosidad,
topografía, y medía las propiedades eléctricas superficiales. ACP, Recolector de
Gases y Pirolizador, se dedicaba a aspirar partículas atmosféricas a medida que
descendía mediante un mecanismo desplegable. Una vez adquiridas las muestras
las dirigía a unos hornillos especiales, que las calentaba y descomponía, para
así dirigirlas a otro de los instrumentos de a bordo. GCMS, Espectrómetro de Masa
y Cromatógrafo de Gas, era el receptor del material recolectado por el ACP, y
mediante sus cálculos proporcionaba un análisis cuantitativo de la atmósfera de
Titán. El espectrómetro de masa construía un espectro de masas moleculares de
los gases que recibía, y antes del aterrizaje, una pequeña abertura se
calentaba para transformar en gas los elementos superficiales, para determinar
su composición, sirviendo así como detector para el cromatógrafo de gas. DWE,
Experimento Doppler del Viento, usaba dos osciladores ultraestables, uno en la
propia Huygens, y otro en el
orbitador Cassini, todo para
determinar el ratio de oscilaciones de la sonda a medida que descendía
provocada por los vientos atmosféricos. Con estos datos se podría determinar el
perfil vertical de los flujos de aire dependiendo de la altitud, y detectar las
turbulencias a las que se sometería Huygens.
Y SSP, Paquete Científico de Superficie, encargado de determinar exactamente
las propiedades físicas de la superficie en la que contacte. Si la superficie
era sólida, un sondeador acústico mediría el ratio de descenso y la rugosidad
de la atmósfera mientras que un acelerómetro determinaría la dureza mediante el
perfil de deceleración de la sonda. Un pequeño penetrador de 10 centímetros
determinaría qué tipo de superficie sólida tenía debajo. Si la superficie era
líquida, estaba dotada de sensores que determinaban la densidad, temperatura,
índice refractivo, conductividad termal, capacidad calorífica y sus propiedades
eléctricas, a la vez que contaba con un transductor encargado de realizar un
sondeo acústico para determinar el perfil de profundidad de la masa líquida,
mientras que el mismo sondeador acústico determinaba el ratio de propagación
del sonido. Unos sensores de inclinación determinaban la posición de la sonda
tras el aterrizaje, además de proporcionar información sobre los movimientos
del oleaje. Una vez los 320 kg. de Huygens
se unieron a Cassini, la masa máxima
en el momento del lanzamiento era de 5.577 kg., y de 5.712 con el adaptador de
la etapa superior. Eso la convertía en el vehículo más pesado tras las sondas Phobos soviéticas.
A medida que Cassini iba
cogiendo forma, comenzó a surgir el debate de cómo poder colocar semejante
“monstruo” (cariñosamente hablando) lo más rápidamente posible en Saturno. Depositarlo
en el espacio no era problema, ya que tenía asignado el lanzador más potente
que en ese momento disponía la NASA en su inventario: el Titan IVB/Centaur. La solución corrió a cargo de los mejores
expertos en navegación espacial del JPL: Chen-Wan Yen y Roger Diehl. Contando
con la experiencia en el desarrollo del camino de Galileo hacia Júpiter, elaboraron una trayectoria diseñada para
aprovechar una alineación planetaria entre Júpiter y Saturno, de manera que Cassini-Huygens aprovechara la gravedad
joviana para poder llegar cuanto antes al señor de los anillos. Sin embargo,
para poder realizar el viaje debería despegar en la fecha fijada.
La ventana de lanzamiento óptima se abría el 6 de octubre de 1997,
aunque la fecha de lanzamiento ideal era el 13. Si ambas sondas eran elevadas
esa fecha, recorrería una trayectoria VVEJGA (asistencias gravitatorias
Venus-Venus-Tierra-Júpiter), alcanzando Saturno el 1 de julio del año 2004, por
lo tanto, casi siete años de viaje y 3.500 millones de kilómetros de distancia.
La ventana en sí tenía cierta trampa. Aunque se mantendría abierta hasta el 15
de noviembre, cualquier lanzamiento pasado el 5 de ese mes aumentaba el tiempo
de viaje, retrasando el día de la entrada en órbita. Por ello, lanzando entre
los días 5 y 9 de noviembre no podría llegar al planeta hasta diciembre del
2004, si transcurría entre el 10 y el 13, hasta julio del 2005, y los dos
últimos días provocaría retrasar el comienzo de su misión hasta diciembre. Aunque
también existían otras dos ventanas de lanzamiento, en el caso de que no
pudiera aprovechar la primaria. La ventana secundaria transcurriría entre el 28
de noviembre y el 11 de enero de 1998, y dependiendo de la fecha de
lanzamiento, el fin de trayecto podría retrasarse hasta octubre del 2006, y si
también se perdía esta ventana, una terciaria, que se extendía entre el 19 de
marzo y el 5 de abril de 1999, provocaría un desembarco saturniano tan pronto
como diciembre del 2008 tras 9.8 años de travesía. Todo retraso obligaba a
reducir el período de misión principal alrededor del planeta, y las condiciones
de luminosidad para estudiar los anillos serían pésimas en comparación con la
misión programada inicialmente. Queda claro que no se deseaba ningún retraso en
su lanzamiento.
Ya en septiembre de 1997, tanto Cassini
como Huygens se encontraban el Cabo
Cañaveral, realizando las últimas pruebas previas al lanzamiento. A principios
de octubre, el conjunto quedó encapsulado, para su posterior unión al cohete. A
medida que la fecha de despegue de acercaba, grupos antinucleares se empezaron
a concentrar alrededor de la base, como repetición de lo sucedido con Galileo en 1989. Ya en la plataforma, el
13 de octubre, el lanzamiento se tuvo que aplazar a causa de fuertes vientos en
las capas altas de la atmósfera y problemas técnicos. Llevó un día resolver la
contingencia, y con una mejor previsión
del tiempo, al final el 15 se puso en
marcha y el último Titan IVB/Centaur
depositó a Cassini-Huygens fuera del
sistema Tierra-Luna tras 43 minutos de proceso. La primera parada de la misión
la realizaría en Venus, el 26 de abril de 1998. No se había previsto realizar
ninguna experiencia científica durante todo el largo viaje de crucero.
Nada más recibir las primeras señales desde el gran orbitador, se
envió el primer paquete de comandos. Esta era la primera de una serie de envío
de órdenes para que Cassini las
almacenase en su memoria, teniendo la capacidad de funcionar de manera autónoma
siguiendo el programa enviado a lo largo de una semana. Así, se irían renovando
las secuencias semana a semana, para tener las manos libres para ir preparando
las siguientes tareas, y liberar tiempo en las antenas de Espacio Profundo.
El primer encuentro venusino se cumplimentó a la perfección, pasando a
284 km. de su superficie, situando al gran conjunto en una nueva órbita solar
de regreso al nuboso planeta. Se aprovechó la oportunidad para probar algunos
de los instrumentos, entre ellos el UVIS, tomando así las primeras lecturas de
Venus desde el fin de la misión Magallanes.
Tras cumplimentar una maniobra de espacio profundo, se situó en la trayectoria
óptima para regresar, evento que sucedió el 24 de junio de 1999, a unos 600 km.
Este encuentro proporcionó el impulso necesario para dirigirse hacia la Tierra.
Cassini-Huygens sobrevoló la
Tierra a unos 1.171 km. de distancia, y a 355.000 de la Luna, que fue usada
como fuente de referencia para poner a punto el ISS, proporcionándonos
perspectivas muy sugerentes de nuestro satélite. El encuentro fue seguido desde
Tierra, motivando a varios entusiastas de la exploración espacial a observar el
rápido paso de la nave, aunque también hubieron algunas protestas de grupos
antinucleares. Una pequeña inyección de energía más, la suficiente para enviar
a la poderosa sonda hacia el exterior del sistema solar, previo paso por el
cinturón de asteroides.
La estancia prolongada de la brillante sonda Galileo en Júpiter, a pesar de los problemas que la plagaron,
permitió ampliar enormemente la perspectiva que teníamos del mayor planeta del
sistema solar. Sin embargo, la presencia de Cassini
en sus cercanías permitía, por primera vez en la historia, realizar observaciones
coordinadas de un gigante gaseoso mediante dos sondas, que portaban
instrumentos muy similares. Así, entre octubre del año 2000 y marzo del 2001,
se desarrollaría la Jupiter Millenium Mission, es decir, el mano a mano entre
las dos mayores sondas jamás construidas por la NASA. En septiembre, es
Desde poco después del lanzamiento, parte del equipo en Tierra
designado para la misión Huygens,
situado en el centro de control que la ESA dispone en Darmstadt, Alemania,
estudiando los diseños de ambas sondas, se empezaron a dar cuenta de que la
misión de la sonda de descenso al satélite gigante saturniano podía estar en
peligro. Uno de los miembros del grupo, el sueco Boris Smeds, insistió, hasta
cansarse, en hacer un test para simular la transmisión de datos desde los
emisores de Huygens hasta los
receptores compatibles de Cassini.
Este experimento probó lo que se sospechaba: existía un error de diseño en los
receptores instalados en el orbitador, que eran incapaces de compensar el
efecto Doppler que sucedería a causa de la atmósfera de Titán. Esto ponía el
proyecto en grave riesgo. Se decidió que se pensaría algún método para
compensar este fallo tras el sobrevuelo joviano.
 |
Con la vista puesta en Saturno, un equipo de ingenieros se reunió para
tratar de paliar el problema detectado en los receptores de Cassini. Tal y como estaba programada la
misión al inicio del viaje, tenía previsto separar a Huygens el 6 de noviembre del 2004, para entrar en Titán el 27, a
la vez que el orbitador pasaba por las cercanías para recibir los datos. Para
conseguir que Cassini recibiera
claramente las transmisiones de Huygens,
alteraron por completo el esquema de los primeros seis meses posteriores a la
entrada en órbita. Este nuevo perfil de misión provocaría dos sobrevuelos
cercanos y uno lejano a Titán para aprovechar su gravedad y así modificar el
rumbo para situar al gran orbitador en una posición perpendicular desde la que
sería capaz de recibir sin problemas los dos canales de comunicación de la
sonda de descenso. La reprogramación provocó un retraso en el despliegue de Huygens (25 de diciembre del 2004) y,
por lo tanto, en el día de su misión (14 de enero del 2005). La misión se había
salvado. Mientras, Cassini seguía su camino, y obtuvo su primera postal del planeta en noviembre del 2002.
A partir de otoño del 2003, las cámaras de Cassini fueron configuradas para adquirir imágenes continuas a
medida que se acercaba, usando todos los filtros disponibles, para obtener los
primeros detalles de la dinámica atmosférica saturniana, los movimientos de los
satélites y la rotación de los anillos. Llegado el 2004, el ratio de
adquisición de secuencias aumentó, captando detalles ciertamente interesantes.
Ya se empezaba a preparar para su entrada orbital el 1 de julio.
Antes de realizar la maniobra, unas tres semanas antes se encontraría
con su primer objetivo en el sistema saturniano. La lejana luna Febe, un pedazo
irregular que las Voyager midieron en
220 km., pero que poco más nos pudieron enseñar debido a su órbita y su
distancia con respecto al planeta. El rumbo de Cassini para introducirse en ese sistema solar en miniatura haría
que pasara a unos 2.000 km. de Febe, por lo que nos daría perspectivas
realmente interesantes. Eso sí, ya desde la distancia, la sonda empezó a
desvelar cosas curiosas respecto a los anillos y a algunos de los satélites que
lo “pastorean”.
El momento crucial de la misión, la entrada orbital alrededor de
Saturno, fue sin duda una de las maniobras más complejas jamás realizadas.
Durante su trayectoria, debía atravesar el plano de los anillos entre los
anillos F y G, el único espacio “vacío” en el sistema de los anillos, y luego
pasar a apenas 19.000 km. de las capas altas de la atmósfera, y después volver
a cruzar el plano de los anillos. Acompañando a esto, un larguísimo encendido
de 96 minutos mediante el uso de uno de los dos motores reduciría la velocidad.
Todo el proceso provocaría que Cassini
transmitiera, mediante la antena de alta ganancia, datos sobre su velocidad,
posición, estado, etc., para evitar otra catástrofe como la marciana en 1999.
Después, la sonda se orientaba para ofrecer la antena principal en la dirección
de llegada, para usarla como escudo contra las partículas. Tras cruzar el plano
de los anillos, volvía a girar para posteriormente encender el motor. Como
últimas acciones tras esto, orientar de nuevo la antena para hacerla servir de
escudo, y luego, transmitir las primeras señales que indicaban que la maniobra se
había realizado con éxito, después de pasar por la zona de sombra. Además,
aprovechó la coyuntura para estudiar los anillos, la magnetosfera y la
atmósfera saturniana. Todo el proceso, completado magníficamente, situó a Cassini en torno a Saturno en el lugar
apropiado. Al día siguiente, pasó a 328.000 km. de altitud de Titán,
enseñándonos los primeros detalles sobre el satélite gigante.
La segunda maniobra importante la realizó el 23 de agosto, un
encendido que, durante 59 minutos, permitió a Cassini volver a pasar cerca de Saturno, para completar la primera
de las 76 órbitas que tenía programadas durante su período de misión principal.
Además de tomar medidas de Saturno, su magnetosfera y sus anillos, a lo largo
de los 4 años alrededor del señor de los anillos visitaría 45 veces a Titán, 4
a Encélado, 2 a Japeto, Rea y Tetis, y una a Mimas, Dione e Hiperión. La
misión, como la de Galileo en
Júpiter, utilizaría la gravedad de Titán para ir modificando la órbita, tanto
en distancia como en inclinación, para cubrir todos los ángulos. El primer sobrevuelo
oficial de la misión lo completó el 26 de octubre, a Titán (codificado TA),
pasando a unos 1.997 km. El objetivo del acercamiento era hacer una cobertura
de la región designada para el aterrizaje de Huygens, un estudio completo de la superficie y su atmósfera, junto
con el primer uso del radar para obtener los primeros detalles claros de la geografía
de la luna.
Entre la entrada en órbita y el sobrevuelo TA a Titán, Cassini realizó todo un reportaje
fotográfico al sistema saturniano, observando desde lejos los anillos, la
atmósfera, y sobre todo los satélites. Tanto los interiores, como varios de los
exteriores, fueron retratados desde la relativa cercanía, mostrándonos pocos
detalles interesantes. Lo importante estaba por llegar.
A lo largo de varias horas ese 26 de octubre, Cassini completó todo un escaneo completo del hemisferio iluminado
de Titán, con los instrumentos ISS, CIRS, VIMS y UVIS, para luego hacer el
primer escaneo con el SAR, obteniendo la primera tira de radar de la superficie
de Titán. De unos 1.000 km. de
longitud y 100 de anchura, nos mostraba una zona
escasamente escarpada, bastante llana (un desnivel de apenas 150 metros) y ni
un cráter. Usando los otros instrumentos ópticos también se nos mostró buena
parte de superficie, mediante una ventana de infrarrojos, aunque la calidad de
esas observaciones era menor a la esperada a causa de la neblina atmosférica.
En esta cobertura se mostraban terrenos claros y otras zonas muy oscuras. Se
detectó abundante nitrógeno (además, lo perdía a chorros), junto con numerosos
elementos orgánicos. Este acercamiento supuso el verdadero pistoletazo de
salida de la investigación por Saturno.
Huygens entró en la
atmósfera de Titán a las primeras horas del 14 de enero, contactando con sus
capas altas a una velocidad de 22.000 km/h. Una vez atravesada la atmósfera, a
una altitud de 150 km., el primer paracaídas, el piloto, se desplegó,
proporcionando estabilización a la sonda. Al poco, el separado del primer
paracaídas provocó la apertura del principal, tras soltar la cubierta trasera.
Una vez el principal quedó completamente abierto, el escudo de reentrada se
separó, provocando que los instrumentos se activaran, los dos transmisores de
banda-S empezaran a transmitir, y empezó su breve misión. Las baterías
aseguraban un tiempo de funcionamiento de unas dos horas y media.
En Darmstadt, Alemania, hogar del centro de control de la misión Huygens, era la mañana de ese viernes
histórico. El edificio bullía de actividad, no solo por los científicos, sino
que también por el enorme despliegue de prensa que deseaba cubrir el acontecimiento.
Usando a Cassini como intermediario, Huygens comenzó a transmitir, y los
primeros datos fueron recibidos bajo gran expectación. El DISR comenzó a actuar
a unos 55 km. de altitud, pero las primeras secuencias no nos mostraban más que
la opaca niebla que cubre el satélite. Tuvo que bajar hasta los 20 km. para
comenzar a observar las primeras formaciones de la superficie. Después de casi
dos horas de descenso, el paracaídas principal se separó, provocando la
apertura del paracaídas de estabilización, encargado de acelerar el descenso
para que la sonda pudiera funcionar en la superficie. Así, tras dos horas y
media, la sonda europea se convirtió en el vehículo de aterrizaje que más lejos
de la Tierra había alcanzado la superficie de un cuerpo celeste.
No solo Cassini estuvo
escuchando a Huygens. También
numerosos radiotelescopios estuvieron siguiendo minuto a minuto el recorrido.
El más notable de ellos fue el Telescopio de Green Bank, en Virginia
Occidental, que pudo detectar durante más tiempo la señal de radio de la sonda
que Cassini, que tras tres horas de
paciente obtención y almacenamiento, alteró su posición para transmitir lo
recogido al centro de control. Gracias a los radiotelescopios (y al igual que
con los MER marcianos un año antes) se pudo fijar su posición exacta de
aterrizaje sobre Titán, en las coordenadas 10.2º S, 192.4º W. Sin embargo,
cuando Cassini terminó de transmitir
los datos de Huygens, se dieron
cuenta que había ocurrido un problema.
Para asegurar (se decía) el éxito de la misión, los datos de los
experimentos científicos se dividieron entre los dos transmisores. De esta
manera, el llamado canal A se encargó de enviar los datos del DWE y de la mitad
de las 700 imágenes del DISR, junto con otras mediciones de otros experimentos,
mientras que el canal B se encargaba del resto. Uno de los receptores de Cassini había quedado apagado, de manera
que la sonda nunca pudo recibir los valiosos datos del canal A. Un análisis
posterior determinó que el software enviado por la ESA al centro de control de
la misión de Cassini poseía un error,
que provocó que ese receptor no se encendiera. Por suerte, el resto de los
datos si llegaron, y han resultado de una importancia capital.
Huygens aterrizó en una
región conocida actualmente como Adiri. Para llegar allí, tuvo que recorrer la
atmósfera, analizándola en detalle. Se detectaron enormes cantidades de metano,
la densidad atmosférica era bastante grande, posee una presión atmosférica de
alrededor de un 60% superior a la terrestre. Fuertes vientos azotaron a la
sonda, y pasó por varias regiones en las que había fuertes turbulencias. La
superficie mostró signos clarísimos de erosión, y se determinó que en Titán
llovía metano, y que cumplía el mismo papel que el agua en la Tierra. Además,
por toda la superficie existían grandes acumulaciones de rocas de hielo, de
hasta unos 20 centímetros de diámetro, junto con una especie de arena de hielo.
La temperatura era muy fría (-180º C), y se concluyó que Huygens había aterrizado en la desembocadura de un rio de metano.
Sin duda nos proporcionó la base sobre la que interpretar el resto de la
superficie. Aunque sin duda lo más llamativo fue la detección de ondas de radio
de muy baja frecuencia, probable indicador de algún líquido subsuperficial.
Posteriormente, el lugar de aterrizaje se bautizó como Estación Memorial Hubert Curien, en homenaje a uno de los
presidentes de la ESA. Después de este momento importantísimo, y tras
cumplimentar el sobrevuelo T2 a Titán, se pudo considerar que la misión
principal de Cassini comenzó de
verdad.
El año 2005 fue un año de gran variedad en cuanto a acercamientos a satélites
se refiere: Hasta 15 sobrevuelos a distintas lunas (siete a Titán, tres a
Encélado y uno a Mimas, Tetis, Hiperión, Dione y Rea). Un mes después de la
misión de Huygens, Cassini regresó a Titán para el T3,
durante el cual usó por
segunda vez el radar para contemplar un nuevo pedazo de
superficie. La nueva tira nos mostró un terreno más accidentado, y los dos
primeros cráteres detectados en la superficie del satélite gigante. Uno era de
80 km. de diámetro, mientras que el segundo era un gigante de 440 km., bastante
desgastado por la erosión atmosférica. En este también se empezaron a
vislumbrar las dunas, llamadas en un primer momento arañazos de gato, debido a
lo oscuras y lo lineales que eran. Dos días después, el E1, el primer
acercamiento a Encélado, sobre una zona del norte del satélite con enormes
corrimientos y fallas, aunque casi sin cráteres.
El resto del año continuó con los acercamientos: a Mimas el 2 de
agosto, a Titán los días 22 de agosto (T6), 7 de septiembre (T7, radar por el
polo sur), 28 de octubre (T8, radar por la zona de aterrizaje de Huygens) y 26 de diciembre (T9, de
similar geometría a la del sobrevuelo de Voyager
1 en 1980), a Tetis el 24 de septiembre, a Hiperión dos días después, a
Dione el 11 de octubre y a Rea el 26 de noviembre. Dignos de mención fueron los
de Tetis, Hiperión y Dione. La prioridad del encuentro con Tetis era averiguar
cómo y cuando se habían formado los largos cañones, y las imágenes entregadas
nos enunciaron que era una formación muy antigua, debido a la gran saturación
de cráteres, incluso en su interior. El de Hiperión supuso un salto adelante.
Como lo poco que se sabía nos lo habían entregado las Voyager, corrió a cargo de Cassini
el completo reconocimiento de este fragmento, y las vistas nos enseñaron
el, posiblemente, objeto del sistema solar con más cráteres sobre su
superficie. Su aspecto era parecido al de una esponja, y los datos de gravedad
apoyaron esta apariencia, informándonos que podría estar hueco. Lo más curioso
fue que también detectó hidratos de carbono en su superficie. Realmente
curioso. Y en cuanto a Dione, las vistas
Entre otros detalles de este período, varios estudios sobre los anillos
(a lo largo de su primer bucle de los tres destinado a su examen), las primeras
vistas de la meteorología de Saturno por debajo de las capas altas
atmosféricas, y los primeros detalles de los pequeños satélites, como Epimeteo
o Telesto. Sin embargo, lo llamativo fue que, en un estudio lejano realizado a
Titán, se observó una macha oscura en el polo sur, sobre la cual había una
cantidad muy espesa de nubes. Los análisis realizados probaron que ese era el
primer lago de metano del satélite, y estudios posteriores mediante radar
tratarían de confirmar este hecho. Otras observaciones lejanas, en esta ocasión
en Encélado, durante el mes
de noviembre, nos permitieron conseguir el mayor
descubrimiento de toda la misión: el satélite emitía
chorros de material, en
esencia gas y partículas de hielo, a muy alta velocidad, por lo que quedaban
fuera del campo gravitatorio de Encélado. Las imágenes, cuando la luna ocultaba
al Sol, nos permitieron realizar este espectacular hallazgo.
El 2006 fue el año de la implacable persecución a Titán, ya que
durante esos doce meses realizaría nada menos que 12 sobrevuelos (del T10 al
T22). Tres de ellos se dedicaron a buscar algún océano subsuperficial, mientras
que en 9 enchufó el radar para observar regiones del hemisferio y el polo
norte. Gracias a todas las tiras de radar completadas a lo largo de ese año, se
descubrió la llamada región de los grandes lagos, el mayor de los cuales
recibió el nombre de
Kraken Mare. Realmente esta región está salpicada de miles
de lagos muchos muy pequeños, y otros de proporciones muy importantes, con casi
la extensión del Lago Superior terrestre. Sin embargo, no solo se dedicó a
Titán. Usando la gravedad del satélite gigante pudo colocarse en una órbita
polar alrededor de Saturno, dedicada a estudiar los anillos del planeta, aunque
también fue una oportunidad de observar uno de los acontecimientos más
espectaculares de los observados allá: una ocultación del planeta al Sol. A lo
largo de 12 horas pudo examinar todo el sistema saturniano como nunca. Otra
oportunidad proporcionada por esa órbita fue la observación del mismo polo sur
saturniano, en el que observó en el centro un enorme ojo de huracán, moviéndose
en la misma dirección que el resto de las nubes del planeta pero a 550 km/h.
más deprisa que el resto. Un detalle más que sumar a ese enorme muro de las
rarezas que es el sistema saturniano.
El 2008 supuso el fin de su tarea primaria, y el inicio de la Saturn
Equinox Mission, es decir, la Misión del Equinoccio de Saturno, de dos años de
duración. En los seis meses que le quedaban hasta comenzar el encargo ampliado,
todavía le quedaban por hacer 5 acercamientos a Titán (del T40 al T44) y el
último a Encélado de este período (E4), para el cual se redujo la altitud de
los 995 km. a 53. La aparición de las cuatro Sulci del polo sur y la potente
emisión de material propiciaron esta alteración en su trayectoria, para que
varios instrumentos (principalmente CAPS, CDA e INMS) pudieran “oler” y
“saborear” las partículas que expulsaba. Antes, gracias a los sobrevuelos a
Febe y Japeto, pudieron darse cuenta que el material oscuro en ambas lunas era
el mismo.
Al final de la misión primaria, Cassini
había cartografiado un 20% de la superficie de Titán usando el radar,
incluyendo las tiras del T43 y T44. La nueva tarea, alargándose aproximadamente
dos años, comprendía 60 nuevas órbitas, incluyendo 26 nuevos sobrevuelos a
Titán, 7 a Encélado, y uno a Dione, Rea y Helena. A partir de julio, la
poderosa sonda se preparó a realizar 5 acercamientos al satélite gigante (del
T45 al T49, incluyendo dos nuevos usos de radar para cartografía) y tres
consecutivos a Encélado (E5, E6 y E7).
El año 2009 transcurrió de manera similar a los anteriores. Muchos
acercamientos a Titán (del T50 al T64), durante los cuales se usó el radar con
asiduidad, y un par de ellos a Encélado, pasando de nuevo por encima de los
chorros de materia del polo sur, en su última observación
debido a que desde
entonces se encontraría en la zona de sombra. Sin embargo, lo destacable de ese
período fue que la sonda pudo estudiar los anillos cuando Saturno los ofrecía
de perfil hacia el interior del sistema solar. El segundo fue que, gracias al
VIMS, pudo ver cómo los lagos del polo norte de Titán reflejaban la luz solar,
dejando ya claro que están rellenos de líquido. Y el tercero, la observación
mediante luz natural del hexágono del polo norte. Impresionante. Eso sí, sufrió
un nuevo problema, en esta ocasión en el propulsor principal, que a mitad de
marzo fue cambiado por el de repuesto. A pesar de la edad, aún continuaba en
buena forma.
El primer año completo de la misión del solsticio, el 2011, supuso una
nueva época de exámenes en torno al muro de las rarezas. Esta última extensión,
que se alargaría hasta el 2017, año en el que terminaría su labor, se centraría
en observar los cambios del planeta y sus satélites mientras orbita hasta
posicionarse casi en el solsticio saturniano. Continuó con los sobrevuelos:
Titán (T74 a T80), Rea, Encélado (E14, E15, E16), Dione, y a algún otro. Lo más
importante de este época fue la gran
tormenta que, durante 200 días, estuvo
modificando a lo bestia la meteorología del planeta. Medía 15.000 km. de larga,
y empujaba material de las profundidades de la atmósfera. Surgió en una región
que fue bautizada el rincón de las tormentas. Encélado siguió sorprendiendo, en
esta ocasión a causa del descubrimiento de una especie de puente eléctrico
mediante el cual parte de las partículas emitidas por la pequeña luna viajaban
por este puente hacia el polo norte saturniano, generando una aurora, y también
por la afirmación de que la cantidad de energía que emitía el polo sur del
satélite superaba los 15.8 GigaVatios, lo mismo que 20 centrales eléctricas de
carbón. El propio planeta también dio curiosas pinceladas. Por un lado, el
planeta emitía diferentes señales de radio dependiendo de lo rápido que
orbitara un hemisferio u otro, para luego mezclar esas señales fuera del
planeta. Y por otro, cómo, usando la magnetosfera, expulsaba de su entorno toda
partícula de polvo cósmico alrededor suyo. Sobre lo realizado sobre los
satélites, más imágenes de radar sobre Titán (aplicando incluso una nueva
técnica mediante la cual
se adquirían imágenes más amplias), y también sobre
Encélado, y la conclusión de los mapas, o casi, de Tetis o Rea. Entre las lunas
pequeñas, sorprendió Helena, mostrando formaciones inusuales para un satélite
de apenas 32 km. de largo, tales como corrimientos o desprendimientos. Y por
último, el CAPS dio el susto, debido que un cortocircuito provocó subidas de
tensión desde el instrumento a la fuente de tensión y viceversa, causado
probablemente por un cable pelado. Hay que recordar que llevaba en el espacio
14 años, y todavía tenía que resistir hasta el 2017.
El 2012 continuó trabajando, aunque los problemas aumentaron. A
principios de año, el oscilador ultraestable primario del sistema de
comunicaciones falló, provocando la activación del sistema de reserva. Este
elemento no solo servía para estabilizar la señal enviada a Tierra, sino que
también era parte fundamental del RSS, y con el elemento secundario las medidas
serían de menor calidad. Posteriormente, el CAPS, reactivado en marzo, tuvo que
ser desconectado de nuevo en junio, al repetirse los problemas del año
anterior. Eso sí, continuó con los sobrevuelos: a Titán (T81 a T88), a Rea, a
Encélado (E17, E18, E19), a Dione… En cuanto a resultados, está por el detalle de que, por ejemplo, Dione tiene una muy tenue atmósfera compuesta de oxígeno, tan densa como la terrestre a 480 km. de altitud. De Titán, un estudio
acerca del Ontario Lacus, el más prominente del polo sur, es como los lagos efímeros que existen en el sur de África, una depresión que se vacía y se rellena cada cierto tiempo. Más importante fue el detalle de que es más que probable que el satélite gigante posea un océano subsuperficial, muy posiblemente de agua líquida, mantenida en ese estado por las mareas provocadas por Saturno. También mantuvo vigilancia estrecha en su meteorología. A la aparición de un vórtice en su polo sur, le siguió la observación del cambio de estación, un cambio que se produce abruptamente. Mientras, Encélado mostró cómo influía en el entorno de plasma alrededor del planeta, provocado, por supuesto, por los chorros de materia expulsados desde el polo sur, viendo un comportamiento
opuesto al detectado normalmente. De la tormenta del año anterior, un análisis de las imágenes reveló las huellas producidas por los flashes generados por los rayos en la cara diurna del planeta, muestra de la violencia de la misma. Otra nota rara llegó de las mediciones de temperatura tomadas por el CIRS a Mimas y Tetis, creando el aspecto de parecerse a las figuras del célebre juego del Comecodos. Acabando el año, empezó a ver el ojo de la tormenta en el polo norte saturniano con una resolución extrema, mostrando detalles realmente asombrosos, y finalmente, un segundo evento de ocultación de Saturno al Sol, solo que visto desde más cerca. Realmente brillante.
El 2013 estuvo dedicado casi por entero a Titán, (T89 a T96), aunque también hizo el último a Rea, despidiéndose de este satélite. Junto a esto, varias notas interesantes, como la posible existencia de icebergs a la deriva en los lagos y mares de Titán, cómo la interacción entre los aerosoles de su atmósfera con la radiación ultravioleta solar es la que provoca la neblina que cubre por completo el satélite, o la creación del primer mapa topográfico de Titán, pasando por la primera medición de la profundidad de uno de los lagos del polo norte mediante SAR (Ligeia Mare, 170 metros), y acabando con el hallazgo de un ingrediente plástico (propileno) que solo se ha visto en la Tierra. De los anillos nos llegó en esa época su edad, siendo idéntica a la de los satélites: unos 4000 millones de años, aunque también se vio cómo meteoritos impactan en ellos. Por esos días se comprobó que la magnetosfera de Saturno es como un enorme acelerador de partículas, cuando el viento solar chocó con el campo magnético del planeta, generando aceleración de partículas, un poco como lo que ocurre en las supernovas. La tormenta de Saturno todavía dio que hablar por esos días, ya que rodeó por completo la atmósfera, atrapando así su cola. Por su parte, Dione mostró que no es un mundo tan muerto
como se creía, ya que, de acuerdo con el magnetómetro de Cassini, debe, o debía, existir una acumulación de agua bajo la superficie en una zona del satélite en la que hay una suerte de cordillera. Por supuesto, Encélado siguió dando la nota. Esta vez pudimos ver que las fisuras del polo sur se abren y se cierran dependiendo de su posición orbital, estando abiertas en el apogeo (en su punto más lejano) y casi cerradas en el perigeo, como consecuencia de las fuerzas de marea que actúan sobre él. Y como broche para acabar ese año, la revelación de que lo que forma el hexágono del hemisferio norte es una corriente de chorro, aunque no se sabe por qué adquiere esa forma. Además, ese año fue en el que nos retrató, desde la distancia, demostrando lo inmensamente pequeños que somos.
El 2014 estuvo dedicado en exclusiva a Titán, con 11 sobrevuelos (T97 a T107), y mientras, en sus cosas. Entre lo notorio, la observación de las auroras norte y sur en movimiento, pero también como generadoras
de parte del calor que desprende el planeta. La noticia gorda, sin embargo, la trajo Encélado, cuando se confirmó la existencia de un un mar, u océano, a 10 km. por debajo del hielo del polo norte. También de este lugar no llegó una cifra: 101, que son los géiseres que expulsan material desde el polo sur, y generados por el calor interno del satélite. En cuanto a Titán, evidencias de que el nitrógeno atmosférico procede de la nube de Oort, es decir, de los rincones más lejanos del sistema solar, datos que sugieren que su océano subsuperficial es tan salado, o más, que el Mar Muerto terrestre, o el de la aparición y desaparición de un objeto brillante en Ligeia Mare. También desde allá se supo que la nube en plan vórtice del polo sur no solo es fría, sino que está compuesta de cianuro de hidrógeno. Por aquellos días llegó un resultado proveniente de Hiperión, en el que muestra que la superficie de esta curiosa luna posee electricidad estática, y todo porque, durante un breve periodo, Cassini estuvo conectada a la luna, formando un puente en el cual electrones procedentes de la superficie viajaron hasta la sonda. Poco movimiento, vaya.
El año 2015 fue otro año de despedidas, concretamente de los satélites Dione y Encélado, a los que nunca se volvería a acercar como en esas oportunidades. Por supuesto, también hizo acto de presencia sobre Titán (T108 a T114). En cuanto a resultados de esa época, uno muy curioso es que combinando a Cassini con el radiotelescopio VLBA se logró posicionar el sistema de Saturno en el sistema solar con una precisión inconcebible, de apenas 4 km. Nada en la escala cósmica. Una observación única la realizó durante uno de los sobrevuelos a Titán. Aprovechando que la presión del viento solar sobre la magnetosfera era superior a
la normal, se supo que el satélite gigante estaría expuesto a la influencia de Helios, y el resultado fue que su atmósfera se comportaba de manera similar a la venusina. Una sorpresa, pero esperable por otra parte. Añadiendo más ingredientes a la sopa, por aquellos días se supo que bajo la superficie helada de Encélado existe actividad hidrotermal, al registrar tanto partículas de silicio como emisiones de metano. Otro apunte desde este satélite es cómo altera y da forma al anillo E que, gracias a sus chorros de materia, alimenta continuamente, siendo éstos algo más parecido a telones que a otra cosa. Posteriormente, una investigación sobre las imágenes tomadas mostró un leve bamboleo (libración) en Encélado. Partiendo de esto, se extrajo la conclusión de que existe la posibilidad de que el océano bajo el satélite sea global En cuanto a la tormenta del 2010-2011, parece que se supo por qué apareció. Allí existe un ciclo de 30 años en el que el aire de las capas altas se enfría, descendiendo a capas inferiores, apagando la convección en las nubes de manera temporal, lo que a su vez provoca un ascenso del vapor de agua, que acaba generando una enorme descarga de precipitaciones, provocando así la tormenta. De Titán nos llegó la nueva de por qué existen más lagos en el hemisferio norte que en el sur, y la razón es porque el terreno en el
que están es fácilmente erosionable, como las zonas del karst terrestres, con material orgánico soluble. También del satélite gigante nos llegó la noticia de la existencia, bajo la nube en forma de vórtice del polo sur, de otra más grande y masiva, casi monstruosa, situada a 200 km. de altitud, y formada por algún material helado, muestra de la severidad del invierno allí. En cuanto a Tetis, una imagen combinando filtros mostró diferencias de color, pero destacando varias líneas de color rojo, de origen desconocido. Por su parte, del CIRS nos llegó la novedad de que, en el equinoccio, todos los anillos, salvo el A, experimentaron drásticas bajadas de sus temperaturas. Que esto no ocurriera en él es debido a la existencia de partículas heladas más grandes, llegando al metro de diámetro. Y para cerrar el año, visita por varios satélites pequeños, como Epimeteo, Prometeo y Atlas, con vistas difícilmente mejorables.
El año 2016 fue el último completo de Cassini en Saturno, por lo que supuso el principio del fin, durante el cual practicó los penúltimos sobrevuelos a Titán (T115 a T125), que permitieron reformar su órbita en anticipación de las dos últimas fases de la misión. Por esos días se publicó un estudio acerca de la opacidad de los anillos, en concreto del anillo B. De todos, es el que más resalta en brillo, y el que menos permite traspasar la luz, pero resulta que no tiene más material que los otros, más bien es parecida. La causa de esto, al parecer, es porque es el más joven de todos, aunque la razón del por qué no la tenemos aún. Poco
después supimos que en Titán, aunque existen estaciones, las variaciones de temperatura son más bien escasas, con diferencias de cuatro grados entre ellas. Continuando en sus lagos, una mirada posterior a los datos de radar que penetraron hasta el fondo de Ligeia Mare mostraron dos cosas: la primera, que este mar está relleno de metano puro, y la segunda, que su fondo es fangoso, un fango de material orgánico. También sobre este lago se descubrió una red de cañones que parece que descargan hidrocarburos líquidos allí, destacando Vid Flumina, de menos de 1 km. de longitud, una profundidad de 570 metros y un desnivel de 40º. Por su atmósfera, el sistema CIRS fue testigo, desde el equinoccio del planeta y en los años posteriores, que la estratosfera de Titán sufrió una inversión térmica, con la temperatura cayendo más de 40 grados, además de permitir la formación de un punto caliente justo bajo el vórtice del polo sur. Esto provocó la formación de diversos hidrocarburos en forma de gases traza, no vistos desde los primeros tiempos en órbita saturniana. Más tarde, el CDA nos habló de que había detectado el mismo flujo de polvo interestelar encontrado por Ulysses y sentido por Galileo. Con un instrumento más capaz, no solo midió la velocidad (72.000 km/h) y dirección, sino que también hizo análisis de composición. Más allá del hielo abundante allí, las partículas interestelares estaban compuestas de hierro, magnesio, silicio y calcio, los ingredientes que formaron los planetas terrestres del sistemas solar. En general, fue un tiempo más bien calmado.
El principio del fin de Cassini arrancó tras el último sobrevuelo a Titán de ese año. Tras él, se inició una fase de órbitas proximales, 20 en total, que le hacían pasar justo por fuera del sistema de anillos, a más de 7000 km. del F. Seguía una trayectoria polar, permitiendo con ello observar con soberbia nitidez los anillos, pero también acercarse más que nunca a los satélites pequeños que pastorean los anillos. Entre los examinados estaban Pan, Daphnis, Methone y Pandora, llevándose el premio gordo este último, ya que la sonda pasó a unos escasos 14.000 km. del satélite. Esta fase era preparatoria de lo que tenía que llegar posteriormente. Por que sí, ya desde hacía años se hablaba de cómo finalizar este proyecto inolvidable. Una loca era usar la gravedad de Titán para sacar la sonda de la órbita de Saturno, para que pusiera rumbo a Urano, y así hacer un nuevo examen a este gigante de hielo. Otra idea
abogaba por dejarla en órbita permanente, pero esta idea tenía sus riesgos, ya que podría impactar de forma incontrolada con lugares tan prometedores como Encélado. Finalmente ganó la opción de la entrada en la atmósfera de Saturno para desintegrarse allí. Para ello, se diseñó una última etapa en la que Cassini se colaría por un lugar hasta el momento desconocido: el hueco entre los anillos y la atmósfera del planeta, una última fase que se llamó el Grand Finale, y que arrancaría tras el último sobrevuelo a Titán, el T126.
Y así llegamos al 2017, el canto de cisne de Cassini, que lo arrancó sumergido en sus órbitas proximales acercándose a más satélites pastores, como Epimeteo o Atlas, pero que siguió entregándonos ciencia. De esta manera, la única vez que se usó el Radar en Encélado (noviembre del 2011, E16), no solo se usó para la composición de imágenes, también empleó su modo de radiometría, detectando una enorme emisión calorífica, por lo que se extrajo la conclusión de que, allí en el polo sur, su océano está a menor profundidad, acercándose a los 3 km. de la superficie, mientras que en el resto del satélite está entre los 18 y 22 km. Además, la tira de radar pasó por varias de las fisuras, que en ese momento estaban apagadas. Otro trabajo nos informó que de los géiseres, de entre todo lo que suelta, finalmente encontró hidrógeno, el ingrediente que faltaba para dar forma a la pócima necesaria para la formación de vida. De Titán parece que se obtuvo respuesta sobre la aparición y desaparición de la "isla mágica", y parece ser un fenómeno de burbujeo, causado por el nitrógeno mezclado con las "aguas" de los lagos. Como el abrir una botella de gaseosa, vamos. Y en otra nota de la atmósfera, ese formidable laboratorio posee un ingrediente llamado cianuro de vinilo, que es importante ya que, mezclado con los otros componentes que allí existen, puede formar esferas similares a las membranas celulares de los seres vivos. Tenemos que volver.
Cumpliendo lo prometido, el último sobrevuelo a Titán metió a Cassini en el hueco proyectado, y situando la antena como escudo, evitó impactos a alta velocidad. El caso es que prácticamente no registró nada, lo que permitió continuar pon el plan previsto, y en los siguientes cruces, el CDA si registró partículas, pero pequeñas, en una cantidad mucho menor a la anticipada. Entre imágenes de la atmósfera, de los anillos (revelando que el C es mucho más complejo) y de los satélites, lo importante era medir la duración del día de Saturno. En los gigantes de gas se sigue el campo magnético para ello, pero allí es complicado. Entre señales mezcladas con Encélado, una inclinación del eje magnético prácticamente idéntica a la del eje de rotación, y la detección de dos señales distintas, han hecho casi imposible averiguar una cifra exacta, y hasta la fecha los datos del Grand Finale no dan respuesta al misterio.
El 11 de septiembre su destino quedó sellado: un acercamiento lejano a Titán cambó levemente la trayectoria de Cassini para que entrara en la atmósfera de Saturno. A pesar de la gran distancia (casi 120.000 km.) la gravedad del satélite gigante resultó ser lo suficientemente notoria para tener este efecto. En sus últimos días, las actividades continuaron sin interrupción, y algunos de los instrumentos tomaron sus últimas mediciones el día anterior a la entrada atmosférica, incluyendo las últimas imágenes tomadas por sus cámaras. Para la entrada atmosférica solo ocho de los instrumentos permanecieron activos, los CDA, CIRS, INMS. MAG, MIMI, RPWS, RSS y UVIS, con prioridad absoluta para el INMS entre ellos.
Su último día lo inició con los instrumentos fijados sobre Saturno, y la antena principal apuntando continuamente a la Tierra, transmitiendo telemetría e información en "tiempo real" (con un retardo de 83 minutos entre la emisión y la recepción en Tierra). Las primeras capas atmosféricas las sintió a algo más de 2000 km. del planeta, y la fuerza del aire, aunque pequeña, provocó que los propulsores empezaran a
corregir la posición para mantener la antena apuntada. Con la altitud cayendo, las fuerzas aerodinámicas se hicieron más fuertes, por lo que los propulsores actuaron con más frecuencia, hasta alcanzar un 100% de potencia, necesaria para sobrepasar esta resistencia, generada además por el mástil del magnetómetro. Y así siguió hasta que las fuerzas aerodinámicas fueron demasiado fuertes para que los propulsores las contrarrestaran, desestabilizándose para finalmente desintegrarse en la atmósfera de Saturno, acabando la misión. Lo cierto es que Cassini fue capaz de aguantar hasta el
mismísimo amargo fin, manteniendo la antena apuntada a la Tierra hasta el último segundo, según lo programado. Ese fue el fin de 13 años alrededor de Saturno, y de casi 20 desde su lanzamiento.
La exploración más larga de un gigante de gas nos ha proporcionado muchas respuestas a las preguntas que debía responder, pero también encontró nuevas preguntas, algunas de las cuales también han sido respondidas, y otras lo serán por otras misiones. Todavía queda mucha información por investigar, por lo que no perdáis la atención, ya que en los próximos años seguro que llegarán nuevas de esta formidable misión. Cassini también está influyendo en las futuras misiones, y el ejemplo es la próxima misión joviana Europa Clipper, cuyo perfil de misión para el estudio de ese interesante satélite se inspira en el realizado para el examen de Titán.
Un capítulo de la investigación del sistema solar se ha cerrado, y en cierta manera, la épica. Ha sido mucho lo revelado, y ha juntado todo un muro de postales gloriosas de ese muro de las rarezas que nunca nos quitaremos de la cabeza. Nuestra cronista desde allá ha sido todo una cuentacuentos, mostrándonos lugares de ensueño y fenómenos increíbles. Una misión redonda, no cabe duda.
El 2014 estuvo dedicado en exclusiva a Titán, con 11 sobrevuelos (T97 a T107), y mientras, en sus cosas. Entre lo notorio, la observación de las auroras norte y sur en movimiento, pero también como generadoras
El año 2015 fue otro año de despedidas, concretamente de los satélites Dione y Encélado, a los que nunca se volvería a acercar como en esas oportunidades. Por supuesto, también hizo acto de presencia sobre Titán (T108 a T114). En cuanto a resultados de esa época, uno muy curioso es que combinando a Cassini con el radiotelescopio VLBA se logró posicionar el sistema de Saturno en el sistema solar con una precisión inconcebible, de apenas 4 km. Nada en la escala cósmica. Una observación única la realizó durante uno de los sobrevuelos a Titán. Aprovechando que la presión del viento solar sobre la magnetosfera era superior a
El año 2016 fue el último completo de Cassini en Saturno, por lo que supuso el principio del fin, durante el cual practicó los penúltimos sobrevuelos a Titán (T115 a T125), que permitieron reformar su órbita en anticipación de las dos últimas fases de la misión. Por esos días se publicó un estudio acerca de la opacidad de los anillos, en concreto del anillo B. De todos, es el que más resalta en brillo, y el que menos permite traspasar la luz, pero resulta que no tiene más material que los otros, más bien es parecida. La causa de esto, al parecer, es porque es el más joven de todos, aunque la razón del por qué no la tenemos aún. Poco
Su último día lo inició con los instrumentos fijados sobre Saturno, y la antena principal apuntando continuamente a la Tierra, transmitiendo telemetría e información en "tiempo real" (con un retardo de 83 minutos entre la emisión y la recepción en Tierra). Las primeras capas atmosféricas las sintió a algo más de 2000 km. del planeta, y la fuerza del aire, aunque pequeña, provocó que los propulsores empezaran a
La exploración más larga de un gigante de gas nos ha proporcionado muchas respuestas a las preguntas que debía responder, pero también encontró nuevas preguntas, algunas de las cuales también han sido respondidas, y otras lo serán por otras misiones. Todavía queda mucha información por investigar, por lo que no perdáis la atención, ya que en los próximos años seguro que llegarán nuevas de esta formidable misión. Cassini también está influyendo en las futuras misiones, y el ejemplo es la próxima misión joviana Europa Clipper, cuyo perfil de misión para el estudio de ese interesante satélite se inspira en el realizado para el examen de Titán.
Un capítulo de la investigación del sistema solar se ha cerrado, y en cierta manera, la épica. Ha sido mucho lo revelado, y ha juntado todo un muro de postales gloriosas de ese muro de las rarezas que nunca nos quitaremos de la cabeza. Nuestra cronista desde allá ha sido todo una cuentacuentos, mostrándonos lugares de ensueño y fenómenos increíbles. Una misión redonda, no cabe duda.