Ventana al Espacio (CXV)

Vista global de Mercurio en falso color, desde MESSENGER

Misión al planeta Tierra: ICON y GOLD

Todos sabemos de la meteorología terrestre, que vemos y, en algunos casos, sufrimos, y ahora empezamos a saber más de la meteorología espacial, que cada vez es más un riesgo para esta sociedad nuestra, que cada vez confía más en la tecnología. Pero, ¿y si estas dos meteorologías podrían afectarse e interactuar? La respuesta, de acuerdo con los datos que existen, es un sí. Misiones anteriores y actuales, como Dynamics Explorer, UARS, IMAGE o TIMED, han proporcionado información de cómo la entrada de partículas energéticas procedentes de la actividad solar (viento solar, CME’s) llegan a influir en la ionosfera, la capa más alta de la atmósfera. Al tiempo, muchos satélites centrados en la observación del clima terrestre han mostrado cómo vientos atmosféricos se elevan, alcanzando la misma ionosfera. Ha llegado, al fin, el momento de indagar en profundidad esta región de la atmósfera, en la que trabajan cientos de satélites, y los astronautas de la ISS.

La ionosfera es la capa atmosférica en la que, como decimos, llegan las partículas neutrales de la atmósfera baja, y las partículas energéticas procedentes del espacio. Para nuestra sociedad, la ionosfera es básica: permite las comunicaciones por radio, al hacer rebotar en ella las ondas de radio, dirigiéndolas a donde queremos, y más recientemente, para la transmisión de las señales de los satélites de GNSS que se utilizan en tierra para todo tipo de fines, desde llevarte en coche a un lugar que no conoces, o para estudios sobre el movimiento de los continentes. El problema es, que cuando la ionosfera recibe demasiadas partículas energéticas, puede provocar efectos perniciosos. Así, las comunicaciones se interrumpirían, la navegación basada en GNSS sería casi imposible, y lo que es peor, produciría apagones masivos, al sobrecargar las redes energéticas. Una de las dificultades para explorar la ionosfera es que está en constante flujo, potentes vientos redistribuyen las partículas que hay allí constantemente y, de acuerdo con lo visto hasta ahora, cambian dependiendo de las estaciones, pero también con la misma rotación de la Tierra. Para entender mejor lo que ocurre ahí arriba, la NASA ha preparado dos misiones distintas, pero complementarias entre sí.

Para observar y entender la ionosfera, y sus cambios, el programa Explorer ha optado por dos perspectivas. La primera la conseguirá ICON, el Explorador de Conexión Ionosférica. Desde órbita baja, seguirá todo este movimiento proporcionando datos muy detallados con un equipo de cuatro instrumentos. Con una misión base de dos años, confían en conseguir la información suficiente como para entender lo que sucede allí, y mitigar con ello los efectos sobre la tecnología. Como parte de la serie Small Explorer, ICON se basa en la plataforma LEOStar-2 de Orbital-ATK (ahora integrada en Northrop Grumman), como RHESSI, AIM o NuSTAR. Se trata de un satélite de cuerda única, sin apenas redundancia. La inmensa mayoría de sus funciones están dentro de una nueva característica: la llamada Unidad de Aviónicas Maestra, que reúne el

ordenador de a bordo, el sistema de control de actitud y el sistema de gestión energética. Para comunicaciones, cuenta con un sencillo sistema de banda-S, no solo para contactar directamente con las antenas terrestres, también usando los satélites TDRS, y se espera que el satélite genere 1 GB de datos al día. Estabilizado en sus tres ejes para orientarse, cuenta con lo habitual: unidad de referencia inercial, dos escáneres estelares, sensores solares y 4 ruedas de reacción, con tres sistemas de descompensación magnética, y no cuenta con ninguna propulsión. Para la energía, un único panel solar con cinco secciones, alimentando los sistemas de a bordo, y cargar al tiempo una batería de ion-litio. El control termal, el básico: calentadores, radiadores y mantas multicapa. Lo dicho, la ciencia la entregará un equipo de cuatro instrumentos. El principal es MIGHTI, Interferómetro Michelson para imágenes Globales de Alta 

resolución de la Termosfera y la Ionosfera. Deriva del sistema WINDII del satélite UARS, y su misión será la de recoger mediciones de viento y temperatura a distancias desde 90 hasta los 300 km de altitud. Cuenta con dos ópticas, situadas perpendicularmente a 45º y 135º de la dirección orbital del satélite, mirando hacia el norte. En realidad, son dos sensores idénticos, y cada uno está compuesto por un potente bafle para quitar exceso de luz, una pupila de entrada, un par de espejos, cada uno a 45º, un grupo de lentes, un interferómetro equipado con una rejilla fija y otra móvil, una serie de lentes, espejos y filtros, hasta llegar a un sensor CCD de 2048 x 4096 pixels, dividido en tres secciones, una que ocupa la mitad del sensor para un filtro de línea verde (557.7 nm), y la otra mitad dividida entre el filtro de línea roja (630 nm) y una serie de cinco filtros infrarrojos centrados alrededor de los 762 nm. El segundo es FUV, espectrógrafo de imágenes de Ultravioleta Lejano. Contiene 

una cámara y un espectrógrafo combinados, y ambos sistemas reciben la luz de una torreta móvil que permitirá apuntar el sistema en distintas direcciones. Una vez dentro, la luz llega a un espejo de escaneo, que dirige la luz al espejo primario, de ahí, a una rejilla, que divide la luz en las dos longitudes de onda a las que es sensible el aparato, alcanzando un espejo secundario. Este espejo divide todavía más la luz, entregando cada longitud de onda (135.7 y 157 nm) a un conjunto propio de espejos, alcanzando cada uno un sensor CCD, sobre el que hay antes un convertidor ultravioleta, que transforma los fotones ultravioleta en fotones de luz visible, a los que son sensibles los CCD. Su labor es la de crear imágenes de composición de la termosfera de día, y de noche, obtener perfiles de composición y altitud de la densidad de iones en la cara nocturna. EUV, el espectrógrafo de Ultravioleta Extremo, servirá para obtener mediciones de los perfiles de altitud del

brillo de aire en luz de ultravioleta extremo asociado al oxígeno cargado positivamente situado a altitudes a partir de los 200 km. en longitudes de onda de 61.7 y 83.4 nm. El diseño es relativamente sencillo, con una apertura con potentes bafles, una abertura de dimensiones reducidas, rejilla de difracción con recubrimiento de cromo, iridio y otras sustancias, y una placa microcanal como sensor. Y por último, el IVM, Medidor de Velocidad de Iones. En realidad porta dos, y cada uno dispone de lo mismo: un analizador de potencial retardante, y un medidor de deriva de iones. El primero es un sensor planar, con una apertura circular, rejillas semitransparentes, y un sensor de estado sólido, para estudiar el flujo de plasma. En cuanto al segundo, también es un sensor planar, con sistemas de rechazo y supresión, y un sensor sólido dividido en cuatro secciones. En funcionamiento, recogerá datos sobre la deriva de iones alrededor del satélite, la temperatura de los mismos iones y la densidad total de electrones a su alrededor. En total, son tres sistemas remotos, y uno in-situ, y todo este conjunto está controlado por el Paquete de Control de Instrumentos, que gestiona y dirige toda la información al grabador de datos de a bordo. La masa total del satélite es de 288 kg.

Debido a sus pequeñas dimensiones y masa, el lanzador seleccionado ha sido el Pegasus-XL. Montado bajo la panza del avión portador Stargazer, volará desde Cabo Cañaveral hasta una zona en la horizontal de Daytona. El día del lanzamiento, previsto para el 26 de octubre, el Stargazer despegará desde la base de Florida, volará en la dirección a la que debe lanzar a ICON y, llegado a unos 10.000 metros, lo lanzará. El proceso durará unos 10 minutos, y cuando todo acabe, el satélite estará en una órbita a 575 km. de altitud, inclinada sobre el ecuador 27º.

Como ya hemos dicho, serán dos años de misión, en los que estudiará desde cerca la termosfera y la ionosfera, y las turbulencias que se dan allí como consecuencia del contacto entre la meteorología terrestre y la espacial. Pero no es la única herramienta que estudiará estos fenómenos, ya que otra lo hará desde más lejos. La misión GOLD (Observaciones a escala Global del Limbo y el Disco) está diseñada para hacerlo desde órbita geoestacionaria. En realidad, es el primero de toda una nueva generación de misiones, más baratas, más rápidas en su desarrollo, y capaces de proporcionar ciencia nueva. No es un satélite al completo, sino el instrumento en sí, que es una carga útil huésped de un satélite de telecomunicaciones, del que se aprovecha para el viaje al espacio, para sus comunicaciones, energía y control de actitud. GOLD se encargará de observar los efectos de las tormentas geomagnéticas en la atmósfera terrestre, analizar cómo responde la atmósfera a la actividad global, de forma global, además de la propagación de ondas y mareas procedentes de las capas bajas atmosféricas hasta la termosfera, y estudiar la ionosfera ecuatorial acerca de la formación y la evolución de las irregularidades en la densidad del plasma allí. Para ello, se construyeron dos sistemas idénticos, uno junto al otro. Cada sistema posee una apertura de

30 x 30 mm., un espejo de escaneo, un par de espejos, una rejilla, y el sensor, una placa microcanal. En total, son 150 mm. de longitud focal. Es curioso el sistema porque posee tres aberturas para espectrografía, y el espejo de escaneo tiene dos lados, levemente inclinados, permitiendo así escanear todo el disco terrestre simplemente rotando el espejo hasta casi los 180º. Los dos canales registran las mismas longitudes de onda de luz ultravioleta, entre 132 y 162 nm, lo que le hace sensible a diversos constituyentes de la termosfera como oxígeno atómico o nitrógeno molecular. El satélite portador es el SES-14, construido partiendo de la plataforma Eurostar E3000, la primera completamente eléctrica en su propulsión, gracias al uso de motores iónicos de efecto Hall para todas sus maniobras. Con unas dimensiones de 7 x 5.4 x 2.7 metros, desplaza una masa de 4423 kg. en el momento del lanzamiento. El realidad, GOLD  ya está en órbita, lleva desde el 25 de enero, pero si no ha llegado todavía a su órbita de trabajo, previsto para los próximos dos meses, es por un problema durante el lanzamiento, con el sistema de guiado del Ariane 5-ECA, en el que un valor erróneo provocó una

inclinación excesiva: 21º, en vez de los 3º previstos. Por suerte, al disponer de motores iónicos, la viabilidad de la misión no ha sufrido debido a esto, y aunque llegará tarde a su posición en órbita geoestacionaria (47.5º Oeste), la vida útil del satélite, y de GOLD, no se ha acortado. La situación geoestacionaria sobre el continente americano permitirá obtener mediciones continuas de una misma zona terrestre, y cómo varia a lo largo del día, observará el ciclo día-noche, y con el tiempo, juntar una base de datos que enseñe cómo responde la atmósfera terrestre a la actividad solar.

Primera luz de GOLD, 11 de septiembre del 2018, 135.6 nm, oxígeno atómico

Dos misiones distintas, pero un objetivo común. Son dos misiones de un presupuesto relativamente escaso, pero capaces de ofrecer potentes prestaciones para estudiar un aspecto de nuestro planeta poco entendido, con ICON observando desde cerca, y GOLD desde muy lejos. Desde aquí, toda la suerte.

Las próximas misiones a Mercurio: BepiColombo

Cuando arrancamos la afición por la astronomía, eran pocos los libros a nuestra disposición, y ellos eran antiguos, con poca información novedosa (el que más, de apenas 1986), pero resultaban sin duda reveladores. Pero algo llamaba nuestra atención: a Marte había habido muchas misiones, muchas más a Venus, y decenas a la Luna (¡incluso gente!), pero a Mercurio, solo una: Mariner 10. ¿Cómo era posible?, nos preguntábamos, si parecía que hasta se habían mandado más sondas incluso a Júpiter. Bueno, la verdad es que, para alguien tan escasamente versado en el asunto como éramos en aquellos tiempos, era poco más que un misterio.

Todo cambió cuando descubrimos, a comienzos del año 2004, que la NASA estaba próxima a lanzar una nueva misión a Mercurio: MESSENGER. ¡Por fin!, nos dijimos, y más alegres estábamos tras saber que entraría en su órbita. Pero nos desanimamos después de saber el largo tiempo que la sonda tendría que invertir hasta poder insertarse alrededor del planeta. Por ello, durante todo ese tiempo largo desde el lanzamiento y su llegada definitiva, investigamos para saber el por qué de tan largo Camino de Santiago.

La causa principal está en el mismo Helios. Nuestro Sol es la fuerza dominante de nuestro sistema solar, con más del 99% de la masa total de nuestra parcela cósmica, por lo que todo se supedita a ella. La principal razón del por qué es tan complicado viajar a Mercurio, y no digamos entrar en órbita, es la inmensa gravedad de nuestra estrella. Llegar a Marte es relativamente sencillo, a Venus, más o menos también (que le pregunten a Akatsuki), y a veces, en más fácil llegar a un asteroide NEO que a la propia Luna, en términos de gasto de combustible. Y llegar a Mercurio directamente es técnicamente posible, pero económicamente, no recomendable. Para conseguirlo, una hipotética sonda tendría que cargar una enorme cantidad de combustible, lo que provocaría que la cantidad de instrumentos a equipar se redujera notablemente (sin tener en cuenta la protección contra el calor solar), y una sonda así provocaría el uso de un lanzador pesado, lo que sin duda hubiera encarecido sumamente la factura total del proyecto. Obviamente, había que buscar otra forma.

La solución es la de usar múltiples asistencias gravitatorias. Recurriendo a la idea de Giuseppe Colombo y que se aplicó al plan de misión de Mariner 10, y multiplicándola, el especialista en trayectorias del JPL Chen Wan-Yen ideó una estrategia básica que empleaba los sobrevuelos planetarios y eventos propulsivos llamados Maniobras de Espacio Profundo. Esta fue la estrategia seguida por MESSENGER, realizando seis sobrevuelos planetarios (uno a la Tierra, dos a Venus, y tres a Mercurio) y cinco Maniobras de Espacio Profundo para así poder llegar. ¿Pero por qué? Por la gravedad solar. Para que una sonda espacial entre en órbita de otro cuerpo celeste lo primero que debe hacer es igualar su velocidad orbital, y luego encender su motor principal para perder velocidad en relación con el planeta, permitiendo así que su gravedad le atrape. Pero para llegar a Mercurio, hay que tener en cuenta dos cosas. La primera es la propia velocidad orbital de Mercurio. Mientras que la Tierra rodea al Sol a unos 29 km/s, Mercurio corre a unos velocísimos 47.3 km/s, por estar más cerca de Helios. Esto significa que una sonda en dirección a Mercurio debe acelerar, y mucho. Pero si no hacemos nada para frenarla de camino a Mercurio, se pasará de largo, porque la propia gravedad solar tiende a acelerar todo lo que se acerque a su esfera de influencia. Lo que se busca, entonces, es un equilibrio: casi como tener un pie en el acelerador y otro en el freno. Así, por un lado, queremos que la gravedad solar nos acelere lo suficiente como para poder llegar, pero por otro lado necesitamos frenar porque, si no, nos pasamos, de ahí que sean necesarias las asistencias gravitatorias (que en este caso, no solo reducen la velocidad, también cambian la órbita, acercándola más al lugar a donde queremos llegar) y las Maniobras de Espacio Profundo. Es por ello que, aun con un plan así, se necesita una sonda con gran cantidad de combustible. MESSENGER, una sonda pequeña y compacta, de solo 1107 kg. de masa al despegue, cargó una gran cantidad, en total un 54% de la masa del vehículo. La ruta tuvo gigantesco éxito, y con MESSENGER funcionando más tiempo de lo que cualquiera hubiera calculado, la misión nos proporcionó unos resultados formidables.

MESSENGER permaneció orbitando Mercurio poco más de cuatro años, y acumuló una enorme base de datos sobre el planeta, proporcionando muchos resultados increíbles: y los más destacados fueron: Mercurio es rico en elementos volátiles, y aunque no más que los demás, sí en elementos que se evaporan en condiciones de alta temperatura; depósitos de hielo en el polo norte del planeta, dentro de cráteres en

sombra permanente; un campo magnético desviado con respecto al eje de rotación planetario que, aunque 100 veces menos potente que el terrestre, todavía muestra una magnetosfera digna de tal nombre, que provoca aceleración de partículas energéticas, principalmente electrones, así como corrientes alineadas de campo; unos surcos, poco profundos, como agujeros irregulares en la superficie, probable resultado de la sublimación del material superficial, y que parece que todavía sigue en marcha, aunque las razones del por qué están todavía por explicar; el vulcanismo ha sido una de las mayores fuerzas que ha dado forma su superficie, algo ya indicado inicialmente por Mariner 10, pero

confirmado, y en grado sumo, por MESSENGER; la constatación de que Mercurio ha ido encogiendo con los siglos, por el enfriamiento y la contracción de su interior, que ha dejado su huella en la superficie; y el encontrar que la exosfera de Mercurio varia estacionalmente, dependiendo de su posición orbital e inclinación de su eje de rotación. Estos son algunos de los descubrimientos que ha hecho MESSENGER, y algunos son todavía misterios por resolver, como los surcos superficiales. Las limitaciones de presupuesto del Programa Discovery provocaron una sonda que, aunque muy capaz, no pudiera dar luz a otras preguntas sobre el planeta, como su composición superficial, que todavía provoca preguntas. Ya es la hora de ir respondiéndolas.

La Agencia Europea del Espacio lleva pensando en Mercurio mucho tiempo, casi desde el inicio de su programa a largo plazo Horizon, y siguieron con ello con la versión ampliada, Horizon 2000. Este programa ha proporcionado grandes saltos en nuestro conocimiento del cosmos, con  misiones como SOHO, ISO, Rosetta, Herschel y Planck, y más recientemente, Gaia. La idea de la misión a Mercurio nació al menos a mediados de la década de 1990, con la vista puesta a resolver los misterios que posee el planeta, y quería hacerlo con una arquitectura innovadora: se pensó en dos orbitadores, uno general, para el planeta y su entorno, y otro exclusivo para la magnetosfera, además de un elemento de superficie, para recoger información in-situ. Por aquellos tiempos, la agencia japonesa ISAS empezaba un programa de misiones planetarias, y vio esta misión a Mercurio como exponente ideal para desarrollar su tecnología y hacer ciencia novedosa. De esta forma, ESA e ISAS unieron fuerzas para la misión en el año 2000, y juntas empezaron a planificar lo que sería necesario, las prioridades, qué poner, qué quitar, y todas esas cosas. Finalmente, el acuerdo entre la ESA y JAXA (la actual agencia espacial japonesa, en cuyo interior está ISAS) en el año 2009 dio vida a la misión. La verdad es que, ya antes de este acuerdo firmado y cerrado, y prácticamente coincidiendo con el primer sobrevuelo de MESSENGER a Mercurio, en enero del 2008, se hizo pública la arquitectura final de la misión.

Todo el programa, globalmente, se le conoce como BepiColombo, en honor al matemático e ingeniero Giuseppe (Bepi) Colombo, en su contribución a hacer posible la primera exploración del primer planeta del sistema solar. Al final, la misión estará compuesta de cuatro elementos: el orbitador general, el orbitador magnetosférico, un escudo solar para este segundo orbitador, y el primer módulo SEP (propulsión solar eléctrica) en volar al espacio. Veamos cómo es cada parte.

Construido por la ESA, el orbitador general responde al acrónico de MPO, Orbitador Planetario de Mercurio. Su forma es la de una caja rectangular relativamente plana, con las esquinas recortadas cruelmente. El cuerpo principal de la sonda mide 2.4 x 2.2 x 1.7 metros, y de él salen diversos apéndices. Si hay algo que realmente domina la sonda es su enorme radiador de 3.7 metros, que cubre el lado mayor de la sonda. A diferencia de MESSENGER, MPO no posee escudo solar propio, recurre a otras formas de protección para sobrevivir en Mercurio. La sonda debe rechazar el calor proveniente del Sol, el que reemite la superficie de Mercurio, así como el exceso de calor emitido por todo su equipamiento interno. Para ello cuenta con una preparación exhaustiva para deshacerse de todo este calor sobrante y mantener el interior de la sonda a una temperatura razonable. Todo el calor interno es redirigido mediante tuberías hacia las ventanas del radiador, y éste, al estar siempre orientado hacia el espacio profundo se deshará de él. Pero no es lo único, ya que cuenta con mantas multicapa especiales, que cuentan con una capa exterior de Nextel (dos láminas), 11 capas de aluminio, 26 de un material aluminizado llamado Upilex, además de otras 10 de Mylar, también aluminizado. Todo esto se ha separado en cuatro paquetes, separados por espaciadores de fibra de vidrio y una sustancia llamada Aerofoam, y para completarlo todo, entre las cuatro capas, losetas de kaptón. La capa más externa está formada por fibra de cuarzo, y todo esto ha sido cosido a mano. Además, existen 12 huecos en las plataformas superior e inferior que, una vez libres, necesitan también protección, para evitar la entrada del calor dentro de la sonda. Por ello, cuenta con elementos de cierre con el mismo material multicapa del resto de la sonda. Esos 12 huecos (ocho de 140

mm. de diámetro, y cuatro de 170) son los interfaces mecánicos y eléctricos entre MPO y los demás componentes de la misión. Internamente, la sonda está construida en forma de doble H, como MESSENGER, permitiendo un fácil acceso al interior durante el montaje, y formando una estructura rígida para el vuelo, además de ahorrar masa para el despegue, lo que supone agregar más carga útil en su interior. En general, todo su hardware de funcionamiento es herencia de misiones recientes de la ESA. Así, su ordenador es el ya clásico de las misiones europeas, empleando como núcleo el procesador ERC-32, que gestiona todas las operaciones de a bordo, y va acompañado por un grabador de datos de estado sólido, con capacidad para 384 gigabits. Para transmitir todo lo almacenado (ya sea telemetría de a bordo, o los datos científicos) cuenta con un sistema de comunicaciones dual. Nada nuevo en este sentido, salvo por las bandas seleccionadas. La primaria es la de banda-X, que transmitirá a través de una antena de alta ganancia parabólica de 1 metro de diámetro, móvil en dos ejes, una antena de media ganancia, tipo cuerno, al final de un mástil móvil, también en dos ejes, y dos antenas de baja ganancia. La

novedad es que, por primera vez en una misión europea, se usa banda-Ka, unido a la antena de alta ganancia, para transmitir datos a alta velocidad. Para ello, MPO cuenta con un nuevo transpondedor de espacio profundo, un nuevo desarrollo de la ESA, que pronto se unirá a futuras misiones de la agencia. Este nuevo sistema de comunicaciones será capaz de transmitir hasta 1550 Gb de datos al año, todo un salto tecnológico. MPO es una sonda estabilizada en sus tres ejes, que emplea lo siguiente para determinar su actitud: unidad de medición inercial, tres escáneres estelares, grupos de sensores solares precisos, cuatro ensamblajes de ruedas de reacción, y la propulsión de la sonda. Este vehículo ha sido construido para ser una plataforma sumamente estable y muy equilibrada, de hecho, los escánares estelares (que están instalados en el panel del radiador, y cuentan con obturadores para evitar fugas de luz solar accidentales en los sensores) han sido colocados en un soporte óptico altamente estable, sobre el cual también se han colocado las cámaras científicas y su altímetro láser, y normalmente usará dos de los escáneres y las cuatro ruedas de reacción para sus operaciones en órbita. En cuanto a su propulsión, cuenta con dos juegos. Mientras que el menos potente sirve para pequeñas correcciones, desaturar las ruedas de reacción o para gestionar la actitud de la sonda, en caso necesario, el más potente será usado para la inserción orbital y para las diversas maniobras ya en órbita. Siguiendo el ejemplo iniciado por MRO, el sistema de propulsión principal cuenta con cuatro motores que deben funcionar al unísono para proporcionar el empuje necesario para las maniobras a completar, contando para ello de 669 kg. de combustible. En cuanto a la generación de energía, se confía en un panel solar de tres secciones, 7.5 metros de largo y 8.2 metros cuadrados de superficie activa, que cuenta además con reflectores solares ópticos para rechazar el máximo de luz solar que le llega. Aunque nunca mirará directamente al Sol (siempre estará inclinado para evitar el exceso de calor) producirá la energía suficiente para el funcionamiento de los sistemas de a bordo, además de cargar una batería de ión litio. Prácticamente todos los sistemas de a bordo son redundantes, incluso la propulsión, en previsión de probables, que no deseados, problemas durante la misión. En cuanto a la ciencia, MPO realizará 11 investigaciones. SIMBIO-SYS, Espectrómetros y

Cámaras para el Observatorio Integrado MPO de BepiColombo, es un paquete que concentra las cámaras de a bordo y uno de los espectrómetros. En esencia, sería como juntar, en MESSENGER, las cámaras de MDIS y el espectrómetro infrarrojo de MASCS. El sistema está compuesto por tres elementos. El principal es HRIC, el Canal de Imágenes de Alta Resolución. Como implica su nombre, será la cámara de mayor resolución en órbita de Mercurio. Para su construcción, se ha empleado lo mejor de dos mundos. El elemento óptico principal es un telescopio reflector Ritchey-Chretien, con una apertura de 100 mm, pero de ahí va a un corrector óptico, un pequeño sistema refractor de tres elementos, y sirve a un sensor tipo CMOS de 2048 x 2048 pixels. Este sistema podrá obtener imágenes en blanco y negro pero también a color, ya que cuenta con cuatro filtros, uno pancromático (650 nm) y otros tres de color e infrarrojo cercano (550, 700 y 880 nm). Estos filtros están construidos en una placa que se ha colocado justo sobre el sensor, dispuestos a modo de tiras. El modo de funcionamiento será como el de la cámara CaSSIS de ExoMars TGO, usando el modo Pushframe, aprovechando el movimiento orbital para arrastrar los filtros por la superficie y así crear las imágenes con cualquier combinación de filtros, para formar imágenes a color real o a falso color. Pero eso no es todo, porque justo delante se ha instalado un potente bafle cilíndrico para proteger la óptica del exceso de luz solar, evitando que llegue al sensor. De esta forma, HRIC es un sistema con una longitud focal de 800 mm (f/8), y a su altitud mínima sobre el planeta, la resolución será de 4.5 metros. El segundo canal se llama STC, Canal Estéreo. Como indica su nombre, será una cámara que obtendrá imágenes estereoscópicas de la superficie de Mercurio, y lo hará con un único sistema. Para ello cuenta con dos aperturas (que también usan potentes bafles), que apuntan 20º hacia delante y detrás con respecto a la vertical sobre el planeta. De ahí llegan a espejos de doblado, que redirigen la luz hacia el interior del sistema, alcanzando su telescopio, una unidad Schmidt modificada de 15 mm. de apertura y 95 mm. de longitud focal (f/6.3), que sustituye la placa correctora por un doublet para corregir las aberraciones del espejo primario. De ahí, la luz pasa por un sistema corrector de dos lentes,

para finalmente entregar la luz a un sensor CMOS idéntico al de HRIC. Al ser también STC un sistema Pushframe, dispone de una placa de filtros sobre el sensor, en este caso cinco, uno pancromático (700 nm) y otros cuatro a color e infrarrojo cercano (420, 550, 750 y 920 nm ). A la altitud mínima, formará imágenes de 40 km. de ancho, en una casi perfecta convergencia estéreo, y una resolución de 50 metros. Al usar un solo sistema se ahorra espacio, tiempo y recursos. El último canal es VIHI, la cámara Hiperespectral en Visible e Infrarrojo. Este sistema se compone de un telescopio Schmidt  de 25 mm de apertura (protegido por un bafle) y un espectrómetro de rejilla de difracción en configuración Littrow (longitud focal 160 mm, f/6.4). La luz, tras ser recogida por el telescopio, pasa por una estrecha abertura, y entra en el espectrómetro, con la difracción realizada por una rejilla plana. El sensor es del tipo HgCdTe bidimensional de Mercurio-Cadmio-Telurio, de 256 x 256 pixels colocado sobre un Circuito Integrado de Lectura tipo CMOS. En funcionamiento, es un sensor Pushbroom que, a medida que avanza, va recopilando datos creando una imagen de 2D, y el movimiento de la sonda permite la obtención de la tercera dimensión, creando una representación de datos llamada Cubo Hiperespectral, en la que se representan, en una sola secuencia, todas las longitudes de onda (256 de manera simultánea, entre 0.4 y 2 micrones) que registra el sistema. De esta forma, el sistema podrá crear mapas de la composición superficial con una resolución máxima de 100 metros en 256 bandas espectrales distintas. Como todos los espectrómetros, dispone de su propia unidad de calibración interna, y un radiador para su sensor. La misión de SIMBIO-SYS está clara: cartografiar Mercurio lo mejor posible geográficamente, topográficamente y en términos de composición. Para ampliar la composición superficial del planeta cuenta con MERTIS, el Espectrómetro y Radiómetro de

Infrarrojo Termal para Mercurio. Se trata de un sistema compacto y de construcción modular, con la misión de crear mapas del planeta en la región indicada en su acrónimo, algo que no se ha hecho hasta ahora. La arquitectura es relativamente sencilla: utiliza un telescopio de una longitud focal de 50 mm (f/2) del tipo Anatisgmático de tres espejos, que es servido por un espejo de apuntamiento, a donde llega la luz por parte de la superficie desde un tubo con bafles internos. Este espejo rota a cuatro posiciones: el sistema, un puerto espacial, y dos objetivos de calibración internos. Cuando la luz llega al telescopio, el tercer espejo envía la luz a una abertura estrecha, entrando en

el espectrómetro, que dispone de una arquitectura Offner, que emplea una rejilla de difracción circular convexa y un gran espejo Offner cóncavo. Una vez ha pasado por todo esto, la luz es recogida por un conjunto de microbolómetros, ideales porque no necesitan refrigeración activa. El rango de longitudes de onda del sistema es de entre 7 y 14 micrones en 80 bandas espectrales. La técnica de escaneo de infrarrojo termal es muy usada en Marte, especialmente por el sistema THEMIS de Mars Odyssey, y ha demostrado ser muy potente. Hay un segundo canal dentro de MERTIS. Mientras que el espectrómetro es conocido como MERTIS-TIS (que estará activo el 90% del tiempo), también cuenta con un radiómetro infrarrojo (MERTIS-TIR). Usa el mismo tren óptico del telescopio, pero no el espectrómetro: los detectores del radiómetro, de tipo termopila, se sitúan en la abertura, y se activan cuando ésta se cierra, registrando la luz de infrarrojo termal entre 7 y 40 micrones en dos canales. El instrumento se encuentra instalado en la sonda de tal forma que, mientras el puerto planetario apunta a la vertical de Mercurio, el puerto espacial se abre sobre el lado del radiador. La tarea de MERTIS es la de componer un mapa de la mineralogía en la que aparezcan algunos minerales aún no encontrados en su superficie. Yendo más allá del sensor ultravioleta del MASCS de MESSENGER, está PHEBUS, el Sondeo de la Atmósfera de Mercurio mediante Espectroscopia Ultravioleta. De todo los

instrumentos de escaneo remoto, es el único que no ve directamente hacia la vertical, su entrada óptica se encuentra en el lateral del radiador. Un bafle exterior rotatorio en un eje permite la entrada de luz, y apuntar en cualquier dirección: hacia el planeta, hacia el limbo, o al propio espacio. Internamente, en el codo que permite entrar la luz al sistema, hay un espejo rotatorio de carburo de silicio, inclinado 100º, justo detrás de la pupila de entrada, que introduce la luz ultravioleta en el sistema, dando una longitud focal a todo el sistema óptico de 170 mm. Tras pasar por una abertura estrecha, la luz se dirige a dos rejillas de difracción, una para las longitudes de onda de ultravioleta extremo (55-155 nm) y otra para ultravioleta lejano (145 423 nm). Los sensores escogidos son placas microcanal, con áreas activas de 1024 x 512 pixels, optimizadas para registrar las longitudes de onda correspondientes. La de ultravioleta extremo emplea un fotocátodo de ioduro de cesio, y no dispone de ventana, la correspondiente al ultravioleta lejano, usa un fotocátodo de cesio y telurio, y cuenta con una ventana de fluoruro de magnesio, registrando longitudes de onda entre los 145 y los 315 nm. Estos son los canales principales, pero además hay un tercero, considerado de ultravioleta cercano, que no son más que un par de tubos fotomultiplicadores con un fotocátodo bialcalino para estudiar las líneas de emisión del calcio (405 nm) y el potasio (423 nm), situados junto al canal de ultravioleta lejano. La tarea es la de examinar en profundidad la exosfera de Mercurio, seguir su estacionalidad, y tratar de encontrar nuevos elementos que no hayan sido encontrados hasta ahora. Para más estudios superficiales, en este caso

químicos y elementales, está MIXS, el Espectrómetro de Imágenes de rayos X para Mercurio, y su tarea es similar a la del XRS de MESSENGER, en que debe cartografiar la distribución de distintos elementos como silicio, titanio, aluminio, hierro, magnesio, sodio, calcio, potasio, manganeso, azufre, cromo o níquel, entre otros, y lo hará con una aproximación innovadora. MIXS está formado por dos canales, formando así, en términos de resultados, el equivalente a cámaras de luz visible de campo ancho y ángulo cercano. Para estudios globales cuenta con MIXS-C. Se trata de un instrumento que emplea un colimador para obtener resultados sobre una gran área de Mercurio. A diferencia de colimadores de instrumentos anteriores, con láminas paralelas, el de MIXS-C está compuesto de placas microcanal dispuestas radialmente, recubiertas internamente por láminas de iridio. Este colimador dista del sensor 55 centímetros, lo que permite cubrir áreas del planeta con una resolución de 40 km. en el perigeo. Por su parte, MIXS-T se trata de un verdadero telescopio de imágenes en rayos X, con un módulo óptico tipo Wolter 1 de incidencia oblicua. Pero en vez de usar elementos cristalinos, como en las misiones astronómicas, el de MIXS-T está compuesto de placas microcanal, con la zona sensible en el interior de cada una de las tres vainas concéntricas, la mayor de 210 mm. A pesar de emplear este método, funciona de modo similar, entregando la luz al detector, obteniendo imágenes de la superficie de Mercurio con una resolución de 1 km en el perigeo. Los dos instrumentos usan un mismo tipo de detector, un Sensor de Pixels Activo, de un tipo nuevo llamado de "macropixels", cada uno formado por un conjunto de 64 x 64 macropixels de 300 micrones, haciendo sensible al sistema a las longitudes de onda en rayos X de entre 0.5 y 7.5 keV. Ambos trabajarán a partir del método de la fluorescencia de rayos X, por lo que dependen la emisión solar en esta gama del espectro electromagnético. Como cualquier sensor de su tipo, necesita un dispositivo que le diga la cantidad de rayos X que provienen de nuestra estrella, y por eso cuenta con SIXS, el Espectrómetro de Intensidad de rayos X y partículas Solares, que se compone de dos elementos, el detector de rayos X (tres detectores PIN de arseniuro de galio que miden el espectro solar entre 1 y 20 keV sin quemarse, gracias a la adopción de materiales resistentes y sistemas de refrigeración, cubriendo 1/4 de todo el cielo) y el detector de partículas (un sensor cúbico central de escintilación de ioduro de cesio activado por talio con cinco de sus seis lados cubiertos por un detector de silicio, dentro de un domo con cinco colimadores de aluminio y wolframio, que realiza espectroscopia de partículas de baja resolución, registrando protones y electrones entre 0.33 y 30 MeV para el primero y entre 50 keV y 3 MeV para el segundo, cubriendo también 1/4 de todo el cielo), con la tarea de medir los flujos de rayos X y de partículas energéticas en los alrededores del planeta, y ayudar en la tarea de MIXS. Para más estudios químicos y elementales, cuenta con la única contribución rusa, el MGNS, Espectrómetro de rayos Gamma y Neutrones

para Mercurio. Aprovechando la agresión de las partículas de rayos cósmicos sobre la superficie, estas partículas rebotan liberando rayos gamma y neutrones, con energías características a cada elemento que un espectrómetro puede registrar. Para ahorrar masa y recursos, las dos capacidades están construidas en un único paquete, al estilo del sistema GRaND a bordo de la sonda Dawn. Por ello, cuenta con un sensor para rayos gamma, formado por un cristal de escintilación de bromuro de lantano de 8 cm. de diámetro y altura conectado a un tubo fotomultiplicador, registrando rayos gamma entre 300 keV y 10 MeV, registrando la composición elemental hasta un metro bajo la superficie. En cuanto a los sistemas de neutrones, se encargarán de estudar los elementos volátiles presentes en los polos del planeta, para detectar, entre otros, hielo de agua, para confirmar los hallazgos de MESSENGER. Son cuatro los sensores de

neutrones: uno de ellos es un cristal de Estilbeno de 54 centímetros rodeado por un escudo anticoincidencia plástico (neutrones de energías de entre 0.3 y 10 MeV) y tres formados por contadores proporcionales de helio-3, basados en el sistema HEND que porta Mars Odyssey. Uno de ellos carece de de escudo, sirviendo como detector de neutrones termales de energías hasta los 0.4 eV, el segundo posee un escudo de cadmio (una lámina de entre 0.5 y 1 mm de grosor) para neutrones epitermales (neutrones entre 0.4 eV y 1 keV), y el tercero, además de la lámina de cadmio, dispone de un escudo de polietileno (para neutrones rápidos entre 0.1 y 500 keV). Apoyando la misión topográfica encargada al SIMBIO-SYS/STC, también cuenta con el BELA, el Altímetro Laser de BepiColombo. En lo

básico, parece el típico sistema de los que empiezan al proliferar, es decir: transmisor láser y expansor de haz, y telescopio receptor. Será el segundo en llegar a Mercurio, pero es muy distinto al MLA de MESSENGER, quien utilizaba cuatro telescopio refractores como sistema receptor. BELA emplea el primer láser de alta potencia europeo en salir del sistema Tierra-Luna, y es del mismo tipo de los que han volado a Marte, a Mercurio, a la Luna o a algún asteroide. El transmisor láser está conectado a un expansor de haz (que amplifica la señal, creando un punto de luz de entre 20 y 50 metros en superficie) protegido por un bafle y un filtro termal. La emisión láser está fijada a 1.064 nm de luz infrarroja. Rebotando en la superficie, el haz láser es recibido por un telescopio reflector en ejes, con un espejo primario de 25 cm (f/5), y con todos los elementos ópticos construidos en berilio, y recubiertos en oro, un telescopio también protegido por un gran bafle. La luz recibida pasa al módulo del detector, y aquí empieza lo nuevo, porque cuenta con una aproximación completamente digital, pasando a un fotodiodo de avalancha de silicio a través de un filtro de interferencia de estrecha longitud de onda, para pasar directamente a las electrónicas digitales, donde se determina el tiempo de vuelo (el que pasa entre la emisión y la recepción), la intensidad del pulso y su anchura, para pasar a la unidad de procesado digital. Si bien la altitud óptima para obtener datos precisos de la topografía de Mercurio es de 1000 km., podrá obtener datos valiosos más allá de esa altitud. La intención es ampliar el mapa topográfico recopilado por MESSENGER únicamente sobre la latitud 30º norte, debido a la órbita que se escogió para esa misión pionera, construyendo una cartografía con márgenes de error que no superarán los 30 cm. Pasando a la instrumentación in-situ, primero mencionamos el MPO-MAG, el Magnetómetro. Su trabajo será calcular, desde su órbita, la intensidad del campo magnético del planeta, y las fluctuaciones debido a la interacción con el viento solar. Para ello cuenta con dos sensores de núcleo saturado triaxiales situados en un mástil desplegable de 3.2 metros de largo. Se necesitan dos porque el primero debe registrar el campo magnético propio de la sonda, mientras que el externo es el que mide el ambiente. Ambos están protegidos por envoltorios termales, para no quemarse por las temperaturas ambientales que hay allí. El tipo de sensor utilizado tiene herencia en muchas misiones anteriores, ya que sensores similares han volado a casi todos los lugares del sistema solar, incluyendo asteroides y cometas. El segundo in-situ es SERENA, Búsqueda para el Rellenado y Abundancia Neutral Emitida de la Exosfera, pretende estudiar las interacciones gaseosas entre la superficie, la exosfera y la magnetosfera de Mercurio y el viento solar. Desde que la superficie de Mercurio prácticamente carece de protección ante la agresión de las emisiones solares, parte del material de la superficie de sublima, alcanzando la exosfera, pero al tiempo, también las partículas energéticas tanto del viento solar y las que existen en la magnetosfera contribuyen al mantenimiento de esta exosfera mercuriana. Para analizar la composición, estructura vertical y fuentes de los procesos de deposición, cuenta con cuatro herramientas. Los dos primeros se centran en las partículas

neutrales. ELENA (Átomos Neutrales Emitidos de Baja Energía) se trata de un sensor tipo TOF, o Tiempo de Vuelo, que emplea un novedoso sistema de obturación oscilante ultrasónico. Cuando los átomos entran en el sistema, pasan por el sector de INICIO, lo que pone en marcha el conteo de tiempo, y está formado  por dos membranas con micoraberturas, una fija, otra es la oscilante, por lo que las partículas solo pasan cuanto las microaberturas están alineadas. Tras pasar, llegan a la cámara de PARADA, a 12 cm. de las membranas, y se compone de un deflector de iones (elimina las partículas cargadas) y un conjunto de placas microcanal, que detectan los átomos neutrales y generan la señal de parada. Al calcular el tiempo entre el INICIO y la PARADA, se determina la masa del átomo, y de esta forma, el tipo.

El segundo es STROFIO (Espectrómetro de Masa del Inicio para un Campo Rotatorio), la única contribución de la NASA a la misión, como parte del programa Discovery. Es un sistema único en su tipo, que quiere estudiar átomos neutrales de muy baja energía. Tiene dos aperturas en forma de chimenea opuestas, y los átomos entran por cualquiera de ellas, cada una posee una apertura de 2 centímetros cuadrados. Nada más entrar, pasan a una fuente de ionización, donde los átomos son ionizados y acelerados. Desde allí, llegan a una región de dispersión, donde estos iones son desviados por un campo eléctrico rotatorio, para llegar a placas microcanal anulares, sensibles a la posición. También es un sensor TOF, con la entrada en el campo rotatorio señalando el inicio. Debido a su configuración, será más efectivo a bajas altitudes sobre Mercurio.

Los otros dos se centran en los iones. MIPA (Analizador de Precipitación de Iones en Miniatura) está formado por un deflector electrostático (dos electrodos cilíndricos), un analizador electrostático y una célula de TOF, para llegar a un par de multiplicadores de canal cerámicos, todo con la misión de estudiar el ratio de precipitación del plasma, la respuesta del planeta ante el viento solar, y el estudio de la estructura y la dinámica de la magnetosfera de Mercurio. En cuanto a PICAM (Cámara de Iones Planetarios), se encargará del estudio de los iones en la exo-ionosfera de Mercurio. Los iones entran por una abertura radial interna, y una vez dentro, son desviados por un espejo de iones elipsoidal, pasando después por una puerta de inicio. Después entra en un analizador toroidal, para

salir hacia un segundo espejo de iones, que desvía los iones hasta el detector, una placa microcanal. Además de ser un sensor tipo TOF, es también una cámara, o así, para los iones, registrando todo el cielo de una sola vez. Y para terminar, los dos experimentos de radio ciencia y de la Relatividad. MORE, Experimento de Radio ciencia del Orbitador de Mercurio, empleará su sistema de comunicaciones para estudiar el interior de Mercurio mediante el método habitual, siguiendo las desviaciones de la señal provocadas por el efecto Doppler, y se hará en las dos frecuencias disponibles a MPO, todo para reconstruir su campo gravitatorio, su estructura interna, oblicuidad y libraciones, y contará con ello con la ayuda de los datos de BELA y SIMBIO-SYS. Y para terminar, ISA, el Acelerómetro Italiano de Resorte, es un paquete con un

sistema triaxial de acelerómetros altamente sensible cuya tarea es estudiar, alrededor de Mercurio, la Teoría de la Relatividad General de Einstein, y lo hará en combinación con los escáneres estelares, la cámara HRIC y junto con MORE. El Propósito es medir las aceleraciones provocadas por la presión de la radiación solar y de la emisión reflejada por la superficie, para eliminarlas y convertir la sonda en un vehículo libre de toda resistencia. Situado prácticamente en el centro de masas de MPO, estará atento a cualquier fuerza ejercida sobre la sonda y registrar la aceleración impartida para así anular sus efectos en los datos. Son cuatro los propósitos de ISA: Estudiar el campo gravitatorio de Mercurio y sus variaciones temporales debido a las mareas solares, observar anomalías gravitatorias locales para el estudio del manto y la corteza del planeta, medir el estado de rotación de Mercurio para averiguar tanto el tamaño como el estado físico del núcleo, y localizar el centro de masas de Mercurio para así mejorar la determinación de los parámetros post-newtoninanos de la Relatividad General. Casi nada. Una vez cargada de combustible, la sonda declarará una masa de 1230 kg.

Construido por la agencia japonesa JAXA, el segundo orbitador se llama MMO, Orbitador Magnetosférico de Mercurio. En lo que respecta a MPO, no puede ser más distinta en diseño. Se trata de un prisma octogonal, con un diámetro de 1.8 metros. Aunque la altura de la plataforma de la sonda es de 0.9 metros, los paneles laterales miden 1.06 metros de alto, para proteger el interior de la sonda. También en este caso la protección termal es un elemento básico, aunque es más convencional que la de MPO. La principal defensa son los paneles laterales, que en gran medida están recubiertos por reflectores solares ópticos, es decir, espejos, con la misión de expulsar toda, o casi, la luz

 que recibe del Sol. Es casi un sistema pasivo, aunque cuenta con alguno activo para varios sistemas de a bordo, pero en general, junto a los espejos, emplea mantas multicapa (parte superior), láminas de kaptón con recubrimientos de germanio, pinturas térmicas, y otros, todo para mantener el hardware internamente a una temperatura adecuada para su funcionamiento. Internamente, está formado por dos plataformas, separadas por un hueco de 0.4 metros entre ambas, construidas alrededor de un tubo central, y divididas en cuatro secciones por mamparos internos. Por este diseño mecánico y termal, se ha adoptado una estabilización por rotación, que además de por sencillez de operación, es ideal para la tarea del estudio que debe realizar, en cuanto a la

magnetosfera mercuriana y su interacción con el viento solar. El ratio de rotación es de 15 rpm, una cada 4 segundos, controlada por dos sensores solares, un escáner estelar (situado en la plataforma inferior) y propulsores de gas frío. Junto a todo esto, un amortiguador de nutación, para mantener estable la plataforma durante esta rotación. La orientación del eje de rotación será de 90º con respecto a Helios, para evitar insolación a la parte superior de la sonda. La rotación también tiene la función de ayudar a desplegar los distintos apéndices (dos mástiles y cuatro antenas) usando la fuerza centrífuga acumulada. A pesar de rotar, hay un componente que no: la antena principal. Se encuentra en el centro de la plataforma superior, y un mecanismo situado en su base la cancelará para que esta pueda mantenerse apuntada hacia la

Tierra. El sistema de comunicaciones emplea banda-X, y lo hará a través de la antena de alta ganancia (un sistema de conjunto de fase, de forma ovalada y 0.8 metros de diámetro, pintada de blanco para reducir la carga termal en órbita de Mercurio) y una antena de media ganancia, tipo bi-reflector, que se proyectará desde la parte inferior de la sonda. Durante todo el crucero, ambas estarán plegadas contra el cuerpo de la sonda. Su ordenador es el tradicional japonés, que ejecutará todas las funciones de a bordo, y está acoplado a un grabador de datos de 2 GB de capacidad. Hay otros dos ordenadores, los DPU's, o Unidades de Procesado de Datos. la número uno está dedicada en exclusiva a uno de los instrumentos, y la segunda a los otros cuatro, y cada una cuenta con su propio almacenamiento interno, de hasta 256 MB de capacidad. En cuanto a su sistema energético, por células solares y batería. Los paneles solares ocupan la mitad superior de los paneles laterales, que están recubiertos al 50% entre células y reflectores solares ópticos. Además de proporcionar energía suficiente para MMO, también cargan una batería de ión-litio. Como hemos dicho, cuenta con cinco investigaciones. La más grande se llama MPPE, el Experimento de Plasma y Partículas de Mercurio. Su misión es la de indagar en el plasma, las partículas de alta energía y los átomos neutrales energéticos, todo para estudiar la estructura, dinámica y procesos físicos en la magnetosfera de Mercurio; las interacciones entre la superficie, la exosfera y la magnetosfera; y las físicas de shock sin colisión en la heliosfera interna. Para ello, usará nada menos que siete herramientas: tres para estudios de electrones (dos llamados MEA, Analizadores de Electrones de Mercurio, sensores electrostáticos toroidales para mediciones de electrones rápidos con energías entre 3 y 25.500 eV, creando representaciones tridimensionales de los electrones magnetosféricos; HEP-ele, Partículas de Alta Energía-electrones, para investigación de este tipo de partículas entre 30 y 700 keV), otros tres para iones (HEP-ion, Partículas de Alta Energía-iones, para realizar un estudio de su población en el rango energético de entre 30 y 1500 keV; MIA, Analizador de Iones de Mercurio, otro sensor electrostático toroidal, para medir iones del viento solar y de la magnetosfera de Mercurio de forma simultánea, entre 5 eV y 30 keV; y MSA, Analizador de Espectro de Masa, un sensor también toroidal electrostático pero con espectrómetro tipo TOF, para estudios del plasma entre 5 eV y 40 keV y entre 1 y 60 unidades de masa atómica) y el sensor de átomos neutrales energéticos, ENA, para registrar y analizar este tipo de partículas entre 10 eV y 3.3 keV, que se crean por el fenómeno de intercambio de carga, proporcionando información remota acerca de la interacción del plasma y el gas del plasma en el entorno de

Mercurio. Todo este paquete está controlado por la DPU número uno. MMO-MAG, es el principal magnetómetro de esta sonda. La tarea es la de estudiar la magnetosfera de Mercurio y comprender su comportamiento en respuesta al viento solar, y un poco también, a cómo es por dentro el propio Mercurio. También son sensores de núcleo saturado triaxiales, y se sitúan en uno de los mástiles, con el sensor interno (diseño analógico) a 1.6 metros de la punta del mástil, y el segundo (digital), y externo, en el extremo. En realidad, junto con los de MPO, se forma la investigación MERMAG, para así tomar mediciones coordinadas desde sus distintas órbitas, captando fenómenos mucho más rápido que una única sonda. PWI, la Investigación de Ondas de Plasma, ha sido concebido para el estudio remoto de la dinámica y la estructura de la magnetosfera de Mercurio, detectando ondas de plasma, campos eléctricos y ondas de radio. Este instrumento está formado por dos sensores de

campos eléctricos llamados MEFISTO (Herramienta In-situ de Campos Eléctricos de Mercurio, que son dos de las antenas de 15 metros de largo) y WPT (Antena de Sondeo-Cable, las otras dos antenas de 15 metros), dos sensores de campo magnético (LF-SC, Bobína de Búsqueda de Baja frecuenta, y DB-SC, Bobina de Búsqueda de Banda Dual, situado en el extremo del segundo mástil), que están conectados a tres receptores (SORBET, Espectroscopia de Ondas de Radio y Ruido Electrostático Termal; AM2P, Medición Activa del Plasma de Mercurio; y EWO, compuesto por un Detector de Campos Eléctricos EFD, por un Capturador de Forma de Ondas WDC, y un Analizador de Frecuencias de A bordo, OFA). El siguiente es el único sensor óptico de MMO, y es MSASI (pronunciado mushashi, y se nos viene a la a la cabeza uno de los superacorazados clase Yamato de la

Segunda Guerra Mundial), Cámara Espectral para el Sodio de la Atmósfera de Mercurio. Este elemento es uno de los principales que hay en la exosfera del planeta, y estudiar su distribución y origen es muy importante. Para conseguirlo se recurre a lo que se conoce como cámara de escaneo por rotación, un tipo de cámara que conoce a la perfección el ratio de rotación del vehículo, y que adquiere los datos cuando su fuente de luz aparece en su entrada óptica. En su apertura, un capuchón evita la entrada del exceso de luz en el sistema, y ésta llega a un espejo de escaneo móvil de 15 x 25 mm. y con un margen de movimiento de entre 25º y 55º en 15 pasos. En caso necesario, este espejo también actúa como tapa para evitar el exceso de luz en el sistema. Antes del espejo existe un filtro de rechazo de la luz infrarroja. Una vez la luz es recogida por este espejo de escaneo, llega a un segundo, fijo, de 20 x 15 mm, para llevar la luz a una rueda de filtros de 4 posiciones, con todos ellos para registrar la banda espectral del sodio en estrechas longitudes de onda (588.70, 589.06,  589.42 y 589.78 nm), antes de que la luz entre en el interferómetro Fabry-Perot, que está formado por dos etalones, uno tras otro. Antes de llegar a ellos, una unidad colectora, una unidad de colimación de la luz, y un divisor de haz dicrótico (desvía una pequeña parte de la luz al Sensor de Objetos Brillantes, para actuar el espejo de escaneo para proteger el sistema), y tras salir de los etalones (estrechando todavía más la longitud de onda), pasa a una unidad de enfoque, y al sensor, una unidad de Pixels Activo tipo CMOS de 1024 x 1024 pixels, precedido por un intensificador de imagen (una placa microcanal de dos etapas conectada al APS por una placa de fibra óptica). Cuando opere, aprovechará el movimiento del espejo de escaneo y la propia rotación de la sonda para construir imágenes de todo el disco de Mercurio, para mostrar la cola de

sodio de la exosfera. Y por último, MDM, Monitor de Polvo de Mercurio. Tiene la tarea tan simple como hercúlea de medir la distribución del polvo cósmico en la órbita de Mercurio, y serán los terceros sensores de este tipo en aventurarse tan cerca del Sol. Está formado por una placa base sobre la que se han situado cuatro sensores de 4 x 4 x 2 cm., elaborados en titanato zirconato de plomo, recubiertos con láminas de plata tanto delante como detrás. Actuarán como sensores piezoeléctricos, ofreciendo una superficie activa de 64 cm cuadrados y un campo de visión de 360º horizontal y de 90º hacia el norte y el sur, y soportando cambios de temperatura de entre -160º C y 200º C. Se han diseñado para medir dirección, velocidad, inercia de impacto y densidad del polvo. No se espera demasiado retorno de datos, aproximadamente entre 100 y 200 impactos al año (terrestre). Como es tradicional en las misiones japonesas, MMO ha recibido un nuevo nombre. A través de un concurso, el escogido ha sido Mio. En japonés se refiere a trabajar duro sin rendirse, pero en el japonés original se refiere a vías de agua, basándose en el término mio-tsukushi, antiguos marcadores de navegación tanto en ríos como en mares. Con todo listo, dará un peso en báscula de 255 kg.

Durante la fase de planificación, se estudió la forma de entregar esta carga útil en órbita de Mercurio. Se pensó en mandar las sondas en solitario, y alguna forma de hacerlo en conjunto. Al final, se hará en un único paquete y un solo lanzamiento, por lo que resultan indispensables otros dos elementos. MOSIF, el Escudo

Solar y Estructura de Interfaz de MMO, es lo que su propio nombre indica. Debido a su diseño, construido alrededor de la estabilización por rotación, mantenerse fijo sobre la plataforma de MPO hubiera supuesto mantener uno de los lados de Mio apuntado constantemente al Sol, poniéndola en riesgo. Para evitarlo, se desarrolló este elemento. Se compone de dos componentes. Abajo, está la placa de interfaz. Su misión es unir a MPO y Mio de forma mecánica, eléctrica, y con transmisión de datos, además de disponer de un sistema de eyección para separar este vehículo una vez en órbita marciana. En cuanto al escudo solar, tiene forma cónica, y está truncado 18º para permitir maniobrar todo el conjunto de crucero sin necesidad de iluminar a Mio. La unión entre la placa de interfaz y el escudo solar es mediante unos brazos de soporte que mantienen ambas estructuras unidas. Como MPO, MOSIF también está envuelto en mantas especiales, con una capa exterior de Nextel seguida por siete capas de

titanio separadas por espaciadores de vidrio. Y para terminar, está el MTM, el Módulo de Transferencia a Mercurio. Como ya anunciamos, es el primer módulo SEP en volar al espacio. Equipado con motores iónicos, su tarea es la de entregar a MPO y Mio en las cercanías de Mercurio. También diseñado y construido por la ESA, sigue un diseño similar en cuanto a estructura y protección termal se refiere. Emplea un cono central truncado como soporte de unión a la etapa superior del lanzador, pero también como núcleo estructural. Completamente terminado, casi parece un triángulo tridimensional, pero con la punta cortada, con unas medidas de 3.5 x 3.7 x 2.3 metros. En su interior se ha montado todo lo necesario para que funcione. Por ejemplo, posee su propio sistema energético, empleando dos enormes paneles solares de cinco secciones y trece metros de largo que, una vez desplegados, provocan una envergadura de 30.4 metros, con una superficie activa de 42 metros cuadrados y generando hasta 15 kilovatios de electricidad, suficiente para todos los sistemas de a bordo, y para cargar una batería propia de ión litio. También cuenta con su propio sistema de propulsión químico, del tipo bi-propelante (es decir, combustible y oxidante), con 12 propulsores redundantes, almacenando hasta 157 kg. de combustible a bordo. La protección termal es similar a la de MPO, usando el mismo tipo de mantas multicapa (con pequeña extensiones desde la base, para proteger por un lado el espacio entre MTM y MPO, y por el otro a los motores iónicos), pero también tres radiadores (dos en los laterales y el tercero en el extremo corto) y una red de tuberías para canalizar el calor de deshecho a los radiadores. Pero lo verdaderamente importante de MTM es el MEPS, Sistema de Propulsión Eléctrica de MTM. Será el medio principal de propulsión de a bordo, aunque consideramos más correcto decir de impulsión. Beneficiándose de la experiencia recogida con SMART-1, se ha diseñado un sistema altamente eficiente para poder llevar a BepiColombo en ruta hacia su destino. MEPS está formado por los motores iónicos, mecanismos pivotantes, tanques de combustible y sistemas de alimentación, y la unidad de procesado de energía. Básicamente, es muy similar al sistema que se emplea en los motores NSTAR de la NASA, en vuelo todavía con Dawn. Reforzando el

parecido, están los motores. Se les conoce como motores T6, construidos por la firma británica QinetiQ, y son del mismo tipo que los NSTAR. Solo hay una diferencia fundamental entre ellos: en vez de emplear imanes en la cámara de descarga, emplea solenoides para generar el campo magnético en el interior. No afecta al funcionamiento, ya que se ha demostrado que es un sistema igual de eficiente. Su diámetro es de 22 cm, y puede proporcionar una gama de empuje de entre 75 y 145 milinewtons, por los 92 del NSTAR a máxima potencia. Este T6 es una versión aumentada del T5 de 10 cm que voló con éxito en la misión terrestre GOCE. Cada motor tiene su propio dispositivo pivotante, permitiendo ajustar el vector de empuje de manera óptima. En total, dispondrá de 581 kg. de xenón para alimentar a los motores. Otra diferencia es que carecen de ordenador de control, esta función está empotrada en el software de control de actitud de MPO. Un último componente de MTM son un pequeño conjunto de "webcams", tal vez instaladas para verificar el despliegue de los paneles solares, y con el potencial de obtener imágenes, de baja resolución, eso sí, de la Tierra, Venus y Mercurio durante los sobrevuelos. Con todo junto, se forma el

MCS, la Sonda Compuesta a Mercurio, con el MTM como base, MPO en el centro, y Mio, dentro del MOSIF, en la parte superior, formando con ello un conjunto de 3.9 x 3.6 x 6.3 metros y con un peso en Tierra de 4100 kg.

Si el proyecto se ha ido demorando ha sido por la dificultad de desarrollar algunos elementos para la protección contra el calor, pero el peor ha sido el problema con el sustrato para los paneles solares de MPO y MTM. Con las células no había problema, pero sí con el material sobre las que deberían ir. El sustrato originalmente escogido se demostró que no sería capaz de aguantar el intenso calor en las proximidades de Mercurio, y hubo que buscar un sustituto, y solo eso ya retrasó todo el programa un año, como mínimo. Esto también resultó ser un problema para el proyecto Solar Orbiter, que emplea tecnología heredada de BepiColombo. Los problemas se resolvieron, y está a punto de ser lanzada (no en el caso de la misión solar, que debe esperar hasta el 2020).

Para poner tanta masa camino de Mercurio se necesita potencia, y el cohete escogido no lo puede ser más: el Ariane 5-ECA. El principal lanzador europeo, con 100 misiones a sus espaldas, vuelve a enviar una misión interplanetaria al espacio desde Rosetta, allá en el 2004. Formado por una enorme primera etapa propulsada por el motor criogénico Vulcain, y apoyado por dos aceleradores de combustible sólido (recuperables), será seguido por una segunda etapa con potencia suficiente para la tarea. El despegue se producirá desde la plataforma ELA-3 del CSG, el Centro Espacial de la Guayana, situado en Kourou, Guayana Francesa, el 20 de octubre. Tras 28 minutos de proceso, BepiColombo comenzará su largo camino hacia el primer planeta.

Tras la separación, como suele ser habitual, toca la extensión de los diversos apéndices, aunque no para Mio. Primero los paneles solares de MTM, y luego el panel y los mástiles de MPO. Durante tres meses, estos dos componentes recibirán extensas pruebas para verificar que todo está en buen estado, antes de iniciar la ruta hacia Mercurio bajo impulsión iónica. Como el MCS, todo el control estará centrado en MPO, recibiendo y ejecutando comandos, transmitiendo telemetría (siempre vía la antena de media ganancia), gestionando la actitud triaxial del conjunto, operando la impulsión iónica. De la producción energética de todo el paquete se encargarán los paneles del MTM, ya que el de

MPO se encontrará durante todo el crucero mirando de perfil hacia el Sol, para evitar degradación en las células. En cuanto a Mio, se encontrará generalmente bajo hibernación, y cada seis meses será despertado para recibir comprobaciones de que todo se encuentra en buen estado, siempre por vía de MPO. La impulsión iónica en BepiColombo hará las veces de las Maniobras de Espacio Profundo en MESSENGER, pero también realizará sobrevuelos planetarios que le permitirán perder más velocidad y cambiar su órbita para reformarla y hacerla parecida a la de Mercurio, tanto en forma como en inclinación. El viaje durará 7.2 años, y junto los distintos segmentos de impulsión iónica (más de 20, con duraciones superiores a los 150 días, empleado como máximo dos de los motores iónicos), completará nueve sobrevuelos planetarios: uno a la Tierra (13 de abril del 2020), dos a Venus (16 de octubre del 2020 y 13 de agosto del 2021) y seis a Mercurio (2 de

octubre del 2021, 23 de junio del 2022, 20 de junio del 2023, 5 de septiembre y 2 de diciembre del 2024, y 9 de enero del 2025). Al final, llegará la inserción orbital el 5 de diciembre del 2025. Semanas antes de la inserción orbital, MTM será expulsado, habiendo cumplido ya su misión, por lo que lo demás correrá a cargo de MPO, usando sus propulsores químicos para entrar en órbita. Durante los sobrevuelos, las oportunidades de ciencia serán escasas. Las imágenes vendrán de las "webcams" de MTM, mientras que algunos instrumentos de MPO (MPO-MAG, PHEBUS y MERTIS, a través de su puerto espacial), e incluso alguno de Mio, recogerán datos en los sobrevuelos y durante el crucero. Por lo demás, la etapa de crucero será relativamente tranquila.

La órbita de captura inicial será enorme, de 674 x 178.000 km., desde la cual todo el paquete restante iniciará el descenso hasta sus órbitas definitivas. Mio será liberado en una órbita polar elíptica de 590 x 11.640 km., para sus estudios magnetosféricos. Liberada del MOSIF rotacionalmente, esto ayudará a desplegar sus mástiles y antenas, al tiempo que la separación activa el ordenador de a bordo y el resto de sistemas. Mientras, MPO, aún con el MOSIF acoplado, seguirá maniobrando, hasta alcanzar una altitud segura para soltarlo, en una orientación también segura. Ya libre de toda masa innecesaria, MPO alcanzará su órbita definitiva, también polar, aunque menos elíptica que la de Mio, de 480 x 1500 km., con un perigeo, para ambas sondas, localizado aproximadamente en los 16º latitud norte, a diferencia de MESSENGER,

que lo tenía en el polo norte. Las trayectorias de ambas sondas alrededor de Mercurio es lo que se conoce como órbitas casi coplanares, es decir, que aunque comparten inclinación y paso por el perigeo, sus parámetros orbitales son distintos. Todo hay que decirlo, en una etapa temprana del desarrollo de la misión, se decidió porque fueran coplanares, pero se optó por perigeos separados. Si todo va como está previsto, la fecha de llegada a órbita definitiva para MPO será el 14 de marzo del 2026, tras lo cual iniciará la verificación de todos los sistemas, incluyendo sus instrumentos.

En caso de que no surjan problemas en esta etapa, la tarea primaria de estas dos sondas será de un año terrestre, y si su funcionamiento sigue siendo bueno, podrá ser ampliada, al menos un año. Durante todo el tiempo que trabajen en Mercurio, tratarán de responder varias cuestiones: El origen y la evolución de un planeta próximo a su estrella; la estructura interior y la composición del planeta; las características y origen de su campo magnético interno; los procesos superficiales, como la craterización, el vulcanismo, los depósitos polares y la tectónica; la estructura, dinámica, composición y origen de la exosfera de Mercurio; la estructura y la dinámica de la magnetosfera de Mercurio; y estudios de la Teoría de la Relatividad General de Einstein, partiendo de la órbita y de la posición de MPO en torno a Mercurio.

No haría falta decirlo, pero BepiColombo es mucho más completa que MESSENGER, e irá más allá en muchas de sus indagaciones, proporcionando, no cabe duda, observaciones insospechadas, nuevos misterios y, esperemos, mucho interés. Pero como ocurrió con MESSENGER, toca armarse de paciencia porque, hasta que llegue, pasará sin duda un buen rato. Es la única manera económica de hacerlo. Mercurio nos espera. Suerte.