Ventana al espacio (CLXXXV)

 

El centro galáctico, desde XMM-Newton.

Misión al planeta Tierra: Arctic Wheather Satellite

 Gracias a los satélites meteorológicos, tenemos una vista completa de nuestro planeta... O no. Existen regiones que son remotas hasta para los satélites, incluso para los de órbita polar. Si a eso le sumamos que resulta complicado obtener datos "in situ", en especial en el Ártico, está claro que tenemos un imagen incompleta del tiempo y el clima.

Costa este de Groenlandia (Aqua/MODIS)

La región ártica es el enfoque de muchas miradas. A diferencia del Antártico, poner el pie es cada vez más peligroso, por la reducción del hielo marino. ¿Meter barcos? Claro, pero luego tendrán que salir para evitar quedar atrapados. Sólo queda una solución: satélites especializados.

Lo ideal sería un satélite que observase el Ártico continuamente, como los geoestacionarios, pero es imposible. En cuanto a los polares, para cubrir toda la región necesitan todo un día y pasos repetidos. Puede decirse que Roscosmos dio con una solución, la menos mala. Sus satélites Arktika-M (dos en órbita, dos en distintas etapas de producción) orbitan en trayectorias de alta inclinación y fuertemente elípticas, con perigeos de mil kilómetros y apogeos de cuarenta mil, con los apogeos coincidiendo con los pasos por el Ártico, de modo que lo vigilan durante horas usando una cámara multiespectral y aparatos de partículas y campos, como los geoestacionarios. ¿Puede haber otra solución? Tal vez.

La Agencia Europea del Espacio tiene, desde hace pocos años, una iniciativa de misiones de pequeño formato, presupuesto aquilatado y un calendario de desarrollo veloz. Resulta ideal para probar cosas nuevas, además de llenar nichos de conocimiento que, de otro modo, costaría bastante de conseguir. Y su primera misión pronto estará en órbita.

Le han llamado Satélite Meteorológico Ártico, AWS para abreviar, y no sólo responderá a las necesidades meteorológicas para la región ártica, también es un vehículo experimental que podría llevar a la formación de todo un sistema global de detección. 

No decimos que es pequeño porque sí. AWS basa su bus en la plataforma Innosat producida por la firma OHB Suecia. Tienen experiencia: entre otros proyectos, fueron los responsables de SMART-1. En configuración plegada, sus dimensiones son de 1 x 0.7 x 0.9 metros. Usa redundancia selectiva, la verdad y es poco lo que sabemos de sus tripas. Sí sabemos que su sistema de comunicaciones es dual, con banda-S para envió de comandos y transmisión de telemetría, y de forma inusual, banda-L (usada en señales de GPS y sistemas meteorológicos) para la transmisión de datos de su único instrumento. Estará estabilizado en sus tres ejes, usando lo habitual,

incluyendo dos escáneres estelares y receptores de GNSS para geolocalización. Y cuenta con una particular forma de impulsión iónica llamada propulsión eléctrica de emisión de campo, o FEEP. Se trata de un ingenioso sistema que lo concentra todo en un paquete compacto, hasta el combustible. En estos motores, el combustible se mantiene en estado sólido (en algunos casos) puesto que suele ser algún tipo de metal o sustancia de propiedades metálicas, como el cesio o el mercurio, sin hacer ascos a otras formas. Una vez lanzado y en el espacio, el combustible se vuelve líquido, y aplicando un campo electrostático, adquiere una forma como de dedo. De su extremo se extraen los iones, para ser acelerados. Como todo motor iónico, cuenta con un neutralizador. AWS cuenta con cuatro de ellos, si bien puede cumplir su misión sólo con tres. Estos motores FEEP no son muy potentes en empuje inmediato (los de AWS sólo consiguen 1.2 mN de empuje) pero no necesitan más, la verdad. Se ha demostrado que con impulsión iónica, un vehículo espacial hace maniobras más precisas con un gasto de combustible muchísimo menor. Con ellos, AWS llegará a su órbita de trabajo tras separarse de su lanzador, corregirá su trayectoria, evitará colisiones con otros satélites y, para el final de su vida útil, sacarlo de órbita para su incineración en la atmósfera. No nos preguntéis sobre el combustible que usará; lo ignoramos. Y, por supuesto, dos paneles solares, de tres secciones cada uno y ángulo fijo, dará energía al satélite, además de otorgarle una envergadura

de 5.3 metros. Como mencionamos, nada más que cuenta con un instrumento, un radiómetro de microondas. Deriva del desarrollado para la nueva generación de satélites MetOp, con modificaciones que le permiten cubrir más terreno y con alguna frecuencia distinta. El sistema cuenta con una antena rotatoria a 45 rpm, que entrega la energía captada a cuatro cuernos receptores, y sus detectores asociados. Cada uno de ellos apunta en una dirección levemente distinta, que se corregirá con el procesado en tierra. Cubrirá un total de 1870 km, con resoluciones en la vertical de entre 8 y 40 km. De este modo, con un sólo barrido, cubrirá toda la región del ártico usando diecinueve canales entre los 50 y los 325 gigahércios. En báscula, declara una masa de 125 kg.

Dado su tamaño y masa, puede parecer exagerado usar con él el Falcon 9, pero si con él van como pasajeros otros treinta satélites, o más, entonces sí está justificado. Claro son todos satélites en formato micro, incluso Cubesats. Es lo que SpaceX llama misiones Transporter, siendo la undécima de ellas. El despegue se producirá el 16 de agosto desde la base californiana de Vandenberg, y AWS apunta a una órbita polar, sincrónica solar, a una altitud de 600 km.

Pasado el periodo de pruebas y una vez en su trayectoria de trabajo, su misión comenzará. A primera

vista, sus objetivos son modestos: tomar mediciones de temperatura y humedad atmosférica. La información puede transmitirse en tiempo real, o una vez cada órbita, todo para introducirla en los modelos meteorológicos para la región ártica, si bien también se pueden aplicar al llamado "nowcasting", la generación de pronósticos en, virtualmente, tiempo real, que se entiende como crucial en la zona. Pero, ¿sólo tomará datos en el Ártico? No, la toma será global, por lo que, al final, todo el mundo se beneficiará de su información. Su amplia cobertura y alta resolución peemitirá captar fluctuaciones rápidas y breves de la humedad atmosférica, datos que, a día de hoy, no se tienen. 

AWS es, además, una misión experimental. Si tiene éxito, será la precursora de una constelación de satélites, virtualmente idénticos a AWS, que orbitarán nuestro planeta, pero haciéndolo en tres planos orbitales distintos. Se llamará EPS-Sterna, y contará con seis vehículos. 

Lo pequeño también puede ser grande, por eso no subestiméis la importancia de esta misión. Habrá que vigilarla. 

Ventana al espacio (CLXXXIV)

 

La estrella simbiótica Mira HM Sge, desde el telescopio Hubble.

Ventana al espacio (CLXXXIII)

 

El Sol, 27 de abril del 2024 (STEREO-Ahead/EUVI)

APEX a por Apophis

 Marcad esta fecha en el calendario: 13 de abril del 2029. Ese día, se producirá el paso más cercano de un asteroide a la Tierra en los tiempos modernos. Será a 31.000 km de altitud, por debajo de la órbita geoestacionaria. No supone un peligro, si bien podrá ser observado desde tierra y desde el espacio. Será, sin embargo, justo después, cuando tengamos un encuentro íntimo y personal con este objeto. 

No, no es cuestión de repetirse. Ya hemos hablado de Apophis antes en esta Crónica, sí, y en su día comentamos que una misión existente se preparaba para ir en su busca. Antes, claro estaba, tenía cosas que hacer.

OSIRIS-REx no necesita presentación: es la misión de recogida de muestras al asteroide Bennu. Huelga decir que, el pasado 23 de septiembre nos entregó su tesoro, compuesto por nada más que 121.6 gramos de material del asteroide, más del doble del requisito original. Pero, ¿y la sonda? Ella aprovechó el paso cercano a nosotros para hacer una asistencia gravitatoria, modificando su órbita y así situarse en camino al asteroide Apophis. Se inició, por tanto, la misión OSIRIS-APEX. Mejor que vayamos al grano.

Antes que nada, ¿cómo está OSIRIS-REx? Justo después de su entrega, excelente. Y lo sigue estando, no nos entendáis mal. Sus instrumentos están utilizables, y por el momento, no ha sufrido averías graves. Así, se puede hacer una misión extendida con garantías.

Pero llegar será un proceso largo. Si contase con impulsión iónica (como la actual Psyche) posiblemente lo alcanzaría antes. Al usar propulsión convencional, necesitará algo de ayuda. Esto supone casi seis años de crucero, que tiene sus propios retos y riesgos. Como otras misiones antes que ella, OSIRIS-REx necesitará de tres asistencias gravitatorias a la Tierra, más tres maniobras de espacio profundo, dos pequeñas y una tercera más enérgica. ¿Supone un problema? No necesariamente, porque con el tiempo la sonda llegará a su destino. Sin embargo, ya hemos dicho que viene con riesgos y retos, nada pequeños. 

Si recordáis las auroras del pasado mes de mayo, ese es el mayor indicativo de que nuestra estrella se dirige hacia su máximo de actividad, y promete ser potente. El último de sus características fue el del 2001. Por ello, el Sol esta más activo que de costumbre, lanzando, casi constantemente llamaradas, fulguraciones, tormentas y CME's. Para una sonda, ser agredida por una de ellas puede ser dañino (que le pregunten a Nozomi), provocando daños importantes a su hardware y afectar también a su software, con consecuencias muy graves. A ver, están preparadas para agresiones semejantes, pero sólo hasta cierto punto. De ahí que su camino en estos años esté plagado de peligros. Ah, y hay un riesgo más que tener en cuenta, si bien éste es más trabajable.

El sobrevuelo posterior a soltar su cápsula de retorno puso a OSIRIS-REx en una nueva órbita en la cual su nuevo perihelio la acerca peligrosamente al Sol. Es cierto que las sondas espaciales se diseñan pensando en sus parámetros de misión principal. Sin embargo, se dan casos en que alguna acaba yendo más allá de sus límites. Pensamos, por ejemplo, en NEAR-Shoemaker, la cual, para sobrevolar el asteroide Mathilde en junio de 1997 tuvo que alejarse de nuestra estrella más allá de su limite máximo de diseño, pudiendo usar nada más que un instrumento, su cámara, en el encuentro. En el otro extremo, Akatsuki, tras fallar su inserción orbital en Venus en diciembre del 2010, se vio obligada a aproximarse al Sol más de lo previsto durante la misión, lo que le causó su peaje años después z perdiendo el uso de dos de sus cinco cámaras. Para OSIRIS-REx, el nuevo perihelio supone ir más allá de su límite de diseño de 0.77 unidades astronómicas, hasta llegar a las 0.5 UA, algo menos de 75 millones de km del Sol. Y no una vez, sino hasta seis veces antes de llegar a Apophis. Claro, también supone un riesgo serio de avería para el hardware, algunos elementos siendo más sensibles que otros. Con la sonda en buena forma física, no es cuestión de estropearla por una insolación. ¿En qué han pensado sus

ingenieros? Un posicionamiento, digamos, peculiar. Para superar el tiempo antes, durante y después del perihelio, la sonda mantendrá una orientación fija, con un panel solar para generar electricidad, pero sin encarar al Sol, y el segundo replegado para ofrecer sombra a la zona donde están los componentes más sensibles a la temperatura. Puesto que son paneles orientables en dos ejes, reposicionarlos no es problema. Esta actitud supone, además, el apagado de muchos sistemas, dejando sólo los vitales, así como una limitación en las comunicaciones puesto que implica no poder apuntar la antena principal a nosotros. Por ello, toda la información generada a bordo sobre el comportamiento se almacenará en los grabadores de a bordo, para su posterior descarga cuando la órbita lo permita. 

Comparación del antes y del después
de su primer perihelio. No hay
cambios

En justicia, OSIRIS-REx ya ha pasado por su primer perihelio el pasado mes de enero, y sólo recientemente hemos recibido las novedades sobre su estado, y sigue siendo bueno. Hasta los instrumentos se encuentran en excelentes condiciones. Ah, y el siguiente perihelio se acerca, ya que sucederá el próximo mes de septiembre.

Hablando de la sonda en sí, como ya hemos dicho, carece de problemas. Sus componentes aún tienen margen de vida, sin duda. De todos, los que se miran con lupa son los que poseen partes móviles, y los que tienen más movimiento son las IMU's, o unidades de medición inercial. Son los giróscopos en su interior los que preocupan potencialmente, al ser los más propensos al fallo. Por eso, cuanto antes (si no se ha hecho ya, no lo sabemos) la misión cargará u n parche de software para que la sonda se gobierne usando nada más que uno de sus dos escáneres estelares como referencia absoluta de actitud. No es nada nuevo para una misión, son varias las que están así configuradas, permitiendo alargar la vida de las IMU's. De ese modo, se reservarán para lo importante. Acerca de los instrumentos, están bien. Claro, en la maniobra de recogida de muestras se cubrieron de una fina capa de polvo. ¿Se ha reducido

su sensibilidad? Sí. ¿Supondrá un problema en Apophis? No, porque ya se ha entendido este problema y en la calibración se tiene ya en cuenta. Así, los sistemas OCAMS, OVIRS, OTES y OLA, más las TAGCAMS, se usarán en el nuevo destino. OLA es el que ha dado sus problemas porque uno de sus emisores falló durante la estancia en Bennu. Menos mal que el segundo aún tiene margen de vida. Aún más, la sonda cuenta con un sistema LIDAR alternativo que debía usarse en Bennu para navegación, pero no se empleó como consecuencia de las características del asteroide. Y OVIRS tenía un problema: un fragmento de Bennu se quedó atascado en su puerto de calibración solar. Sin embargo, tras el chequeo posterior al primer perihelio, se ha podido comprobar que este puerto está libre. No se sabe bien la causa de esta liberación, pero es bienvenida. Y, hablando de combustible, aún cuenta con un saludable margen. Como navegar en Bennu fue más fácil de lo anticipado, la sonda conserva más combustible de lo esperado en estos momentos. Buenas noticias, sin duda.

Camino a Apophis (fuente: DellaGiustina et al 2023)

No basta con sentarse y esperar, esperando que la mecánica celeste nos ponga en el caminos correcto: hay que trabajarlo. Para poder alcanzar a Apophis, se necesitan maniobras propulsivas, la primera de las cuales está al caer, puesto que será en menos de un mes, el 17 de julio. Será breve, más que nada para como mprobar la funcionalidad de la propulsión, y para fijar el camino de vuelta a la Tierra para un sobrevuelo que se producirá el 25 de septiembre del año que viene. Y de ahí hasta llegar a Apophis necesitará dos maniobras de espacio profundo más (7 de octubre del 2026 y 28 de junio del 2027) y un sobrevuelo terrestre adicional (17 de marzo del 2027) para ponerse en rumbo.

Si pensáis que el equipo científico estará sentado todo este tiempo, la realidad será bien distinta. Por un lado habrá multitud de simulaciones que realizarán para preparar y ensayar las operaciones en el asteroide. Por él otro, un objetivo secundario será la realización de observaciones de un topo muy distinto: exoplanetarias. Pero en vez de observar las estrellas en busca de planetas extrasolares, usará la propia Tierra como análogo. Usando MapCam, OVIRS y OTES, se construirá una base de datos sobre parámetros como la reflectividad (la manera de un tipo de superficie en reflejar la luz), curva de fase (el posicionamiento de un cuerpo celeste dependiendo del punto de vista del observador y de su estrella, para entender qué lado está iluminado) y curva de rotación (para detectar cambios en la superficie basado en el terreno). No es algo nuevo: Deep Impact, en su misión extendida EPOXI, ya hizo algo semejante. OSIRIS-REx cuenta con más recursos, en este sentido.

La acción de verdad comenzará a finales de marzo del 2029. Es en ese momento cuando se iniciará la campaña de navegación óptica con PolyCam (los instrumentos serán calibrados regularmente), si bien se estima que la primera detección de Apophis no será hasta el 2 de abril, once días antes de la máxima aproximación del asteroide a la Tierra. Desde entonces, la observación será prácticamente continua. Además de servir para perseguirlo y maniobrar en consecuencia, ayudará a mejorar sus efemérides (órbita, rotación, eje de rotación) previas al encuentro con la Tierra. Para el 13 de abril, mientras Apophis pasará a 31.000 km, la sonda lo hará a 1.153 km, acelerando para poder alcanzar su destino pocos días después.

Pasado el encuentro terrestre, comenzará la verdadera aproximación, y esta fase es muy importante, porque Apophis estará fuera de nuestra vista durante semanas. Pero no para OSIRIS-REx, que será nuestro testigo del efecto que tendrá sobre el asteroide pasar tan cerca de la Tierra. ¿Expulsará material, como Bennu? ¿Su superficie se reformará? ¿Cambiará su rotación?

Mientras hace estas observaciones, realizará su primera maniobra de aproximación el 21 de abril, situándose a algo más de 4000 km de Apophis, para acercarse gradualmente hasta llegar a quince para el 5 de junio. En ese momento empezará la fase de estudio.

Lo primero será el llamado Estudio de Triángulo. Así, OSIRIS-REx observará Apophis desde tres puntos distintos formando los tres vértices de un triángulo y con condiciones de iluminación óptimas. Se creará un mapa de su superficie para cartografía y navegación, y datos sobre composición. Hay que tener en cuenta que Apophis es un tipo-S de asteroide, por lo tanto más reflectivo. Puesto que los instrumentos se diseñaron para un objeto oscuro como el carbón como Bennu, significará usar los sistemas visuales con tiempos de exposición e integración muy cortos para no saturar los sensores. Esta fase durará seis semanas, con dos ciclos completos.

Aproximadamente un mes durará el estudio de gravedad, con maniobras aparentemente aleatorias, reduciendo su distancia hasta los cinco km, para capturar datos sobre el seguimiento de su señal de comunicaciones y, usándola, tratar de determinar su campo gravitatorio y su estructura interna. Entonces parada a su primera órbita, sobre el terminador. Su altitud será menor a dos km, y servirá para capturar un modelo de forma en alta resolución con el altímetro OLA, además de capturar imágenes y otros datos que muestren posible emisión de partículas o los efectos de la luz solar sobre su superficie, su rotación.

(fuente: DellaGiustina et al 2023)

La siguiente fase será más exigente. Llamada de Estrella de Mar, la sonda se irá posicionando de tal modo, en diversas estaciones, que podrá ver a Apophis desde distintas condiciones de iluminación, ideal para cartografía y estudios espectroscópicos. Serán seis puntos fijos, a distancias de ente 5 y 7.5 km. Se repetirá dos veces. Las dos siguientes fases son semejantes a las usadas en Bennu. Al finalizar esta fase, volverá a situarse en órbita, a distancias de entre 1 y 4.5 km. En vez de una órbita fija, como la anterior, en esta fase la iluminación variará notablemente, por lo que hará estudios globales de alta resolución de la superficie. Justo después, el equipo seleccionará dos zonas de la superficie para estudios más detallados, como si fuera a estudiarlos para coger muestras, que es imposible. Se hace, más que nada para tener una visión microscópica de Apophis, ver qué secretos oculta a corta distancia. Y tras una última fase de estudio Estrella de Mar (un

solo ciclo) llegará la maniobra estrella: STIR, o Investigación del Regolito por los Propulsores de la Sonda. Es, en esencia, una repetición de la maniobra de TAG en Bennu, pero sin brazo extendido, sin intención de coger muestras. No, lo que se pretende es movilizar el regoluto de la superficie en la zona seleccionada para ver qué hay justo debajo, como pasó en Bennu con la maniobra de alejamiento. Salvo por la fase de recogida de muestras, STIR será virtualmente idéntico a TAG. Después, la sonda se alejará para realizar estudios posteriores sobre la zona afectada. 

Ese es, al menos sobre el papel, el fin de OSIRIS-APEX. Sin embargo, según los estudios realizados, OSIRIS-REx aún contará con una decente reserva de combustible, y aunque se planea dejar la sonda en una órbita sobre el terminador de Apophis, podría hacer más: una segunda maniobra STIR, observaciones desde el lado opuesto (situando Apophis entre la sonda y el Sol), observaciones de expulsión de partículas, órbita muy baja (dependiendo de la forma del asteroide) o usar el brazo de TAGSAM para "picar" al asteroide y disparar la botella restante de nitrógeno. O, incluso, podría aterrizar en Apophis, al estilo de NEAR-Shoemaker, y servir de baliza de radio para mantener seguimiento de este asteroide.

Ya lo veis, no han dejado nada al azar. Todo depende de que llegue en buena forma, si bien eso puede no depender de la propia misión. Pero hay confianza, y la ciencia que promete es sin duda fascinante. ¿Qué tal si seguimos su viaje?

Ventana al espacio (CLXXXII)

 Cometa C/1999 T1 (McNaught-Harley), desde XMM-Newton.

Misión al planeta Tierra: EarthCARE

 En el denominado sistema terrestre, hay muchos elementos que entendemos, y podemos modelar: las corrientes oceánicas, cómo se calienta la superficie dependiendo del material que la conforma, el fluir de los ríos, etc... Hay dos, sin embargo, que son muy difíciles de modelar y, aunque parezca mentira, están íntimamente ligados.

En el 2006 la NASA lanzó, al mismo tiempo, dos misiones independientes pero complementarias: CloudSat y CALIPSO. La primera cargaba con un radar meteorológico que nos permitió ver las nubes por dentro. El segundo, una batería de sensores para el estudio de la formación de las nubes y de la extensión de los aerosoles. Hay que entender un par de cosas. La primera: sin aerosoles difícilmente se formarían nubes. La segunda: modelar las nubes en sistemas informáticos es francamente complicado, en especial por lo poco que sabemos de ellas, sobre todo por dentro. Estas dos misiones apuntaban a enseñarnos lo básico, y al situarse en medio de una constelación de satélites de temática atmosférica como es el Tren-A, se creaba una imagen más completa. Es cierto añadir que ambos ya no están en la constelación, ya quisiéramos, puesto que se trataba de satélites ya con una edad cuyas misiones ya han finalizado, tristemente.

Las nubes son básicas no sólo para que llueva o nieve, juegan un papel crucial. Al ver una imagen global de la Tierra, comprobamos que, aproximadamente, está cubierta de nubes en un sesenta y cinco por ciento, con diversos tipos de nubes, más altas, más bajas... Gracias a las nubes, nuestro planeta no es un desierto gélido como Marte, ni un infierno como Venus. De hecho, templan la atmósfera. Por lo general, es el Sol quien nos calienta, y esa energía acaba, o llegando a la superficie, o parada por las nubes, devolviéndola al espacio. En cuanto a la que llega al suelo, queda absorbida, o retenida, o reflejada de vuelta. Sin nubes, se va a la atmósfera. Con ellas, vuelve al suelo. En cuanto a los aerosoles, son por lo general partículas emitidas desde el suelo, como polvo en suspensión... Estos aerosoles, a una altitud concreta, se convierten en los núcleos en que se condensan las gotas de agua, y así, formar la nube. Esto es, más o menos, lo básico. A pesar de todo lo estudiado, las nubes y los aerosoles siguen siendo, grandes incógnitas que hay que resolver. Para eso, pronto se enviará la que puede ser la misión definitiva. 

¿Y si juntásemos los instrumentos de CloudSat y CALIPSO en un solo satélite? Os presentamos EarthCARE, el Explorador de Nubes, Aerosoles y Radiación Terrestre. Este proyecto, complejo como él solo, es una de las misiones Earth Explorer de la Agencia Europea del Espacio, y la única realizada en conjunción con otra agencia espacial, concretamente la japonesa JAXA. Es una misión de precisión, por eso se han tardado años en prepararla. Por fin, está lista para volar.

Es una de las misiones más insólitas que se hayan diseñado. Completamente desplegada, mide diecinueve metros de largo, gran parte de esto es por su panel solar y su antena de radar, 2.5 de ancho y 3.5 de profundidad. Su bus es, a diferencia de muchos satélites actuales, una pieza única, si bien basada en la plataforma AstroBus-L, diseñada exclusivamente para

esta misión, construida básicamente en fibra de carbono, por rigidez, alineamiento de los instrumentos y ligereza. Poco sabemos de lo que le conforma para volar, aunque sí que su sistema de comunicaciones usará tanto banda-S como banda-X, la segunda como elemento de alto rendimiento, está estabilizado en sus tres ejes, y cuenta con su propia propulsión (aloja 313 kg de combustible). Su panel solar, de cinco secciones, mide once metros de largo, con una superficie activa de 21 m² repleta de células de alto rendimiento. Una batería de ión-litio servirá cuando esté en la sombra o requiera energía extra. Cuenta con cuatro investigaciones, dos pasivas y dos activas. Empezando por la segunda categoría, tenemos ATLID, el

LIDAR Atmosférico. Se compone de un telescopio receptor tipo Cassegrain con un espejo primario de 62 cm, y dos canales emisores de láser. Sólo funcionará uno, y cuentan con la particularidad de estar presurizados  1.2 bares, para evitar degradación. Se inspira en el ALADIN de la misión Aeolus, y por lo tanto trabaja en lu ultravioleta (355 nm). El canal receptor lo conforman tres unidades, un canal cros-polar, uno para dispersión Rayleigh y un tercero para dispersión Mie. Creará perfiles verticales registrando la distribución las propiedades de nubes y aerosoles, como altitud, espesor, propiedades

ópticas y hasta el tipo de aerosol. Después viene CPR, el Radar de Perfilado de Nubes. Su mayor características es su antena de 2.5 metros de diámetro, pero es mucho más. Es el segundo de su tipo en volar al espacio, pero el primero en el espacio con capacidad Doppler. Trabajará a 94 gigahércios, y registrará el interior de las nubes y atravesará incluso precipitación ligera, para conseguir detalles sobre su estructura vertical y su velocidad, distribución del tamaño de partículas y  contenido de agua. Esta es la contribución de JAXA. Tanto ATLID, como CPR están alineados con los escáneres estelares, para evitar errores de

alineamiento. En la primera categoría, MSI, la Cámara Multi Espectral. Aunque lo parezca por nombre, no tiene nada que ver con las cámaras de los satélites Sentinel-2. Es más, son dos cámaras en una. La primera registra longitudes de onda visibles, de infrarrojo cercano e infrarrojo de onda corta (dos canales). La apertura principal es de 4.7 mm (10.4 el segundo de onda corta) y el sistema óptico cuenta con espejos y divisores dicróticos. Para los canales visible e infrarrojo cercano los sensores son de silicio, los de infrarrojo de onda corta arseniuro de indio y galio, el segundo de los cuales usa refrigeración pasiva. La segunda registra luz de infrarrojo termal mediante tres canales, con un complicado sistema óptico propio. Como detectores emplea conjuntos de microbolómetros de 385 x 288 píxels, trabajando en modo TDI (Integración por Retraso de Tiempo), y situados en un paquete que integra un refrigerador termoeléctrico. El campo de visión es idéntico en todos los casos, cubriendo un ancho de escaneo de 150 km, con la particularidad de estar desviado hacia su izquierda (115 a la izquierda, 35 a la derecha) para evitar destellos solares. La resolución será de 500 metros. La intención es obtener información de contexto para la instrumentación activa, al tiempo que obtiene información adicional sobre tipo de nubes, propiedades ópticas de nubes y aerosoles, además de ayudar a crear

representaciones tridimensionales de nubes y aerosoles. Y para terminar, BBR, el Radiómetro de Banda Ancha. Peculiar como pocos, cuenta con tres telescopios idénticos, uno apuntando en la vertical, hacia abajo del satélite, y los otros dos miran hacia delante y hacia atrás. Cada telescopio cuenta con su propio detector lineal de microbolómetros refrigerado, registrando luz infrarroja entre 0.25 a 50 micrones, y mediante un filtro especial, infrarrojo de onda corta entre 0.25 y 4 micrones. Aunque sus resoluciones pueden ir de entre 0.6 a 1.8 km, dependiendo del campo de visión, lo habitual será una de unos diez km. Lo que pretende es medir el equilibrio en la cantidad de energía que entra y sale, midiendo la radiación solar reflejada y la radiación termal emitida por la superficie terrestre. Con estos datos, y los de los demás, se verá cuál es el efecto que tienen las nubes y los aerosoles en el equilibrio energético terrestre. A plena carga en el momento del lanzamiento, desplazará una masa de 2200 kg. La mayor misión de este programa.

Con tanto tiempo de desarrollo, escoger lanzador ha sido tarea complicada. Puesto que se diseñó para ser compatible con diversos tipos, dar con el ideal fue complicado. El escogido, al final, ha sido el Falcon 9, que lo pondrá en órbita desde la base de Vandenbeeg, en California. Hay que admitir que la primera opción fue el Vega-C, que hubiera volado, por tanto, desde el Puerto Espacial Europeo de Kourou, Guayaba Francesa. Pero unos problemas con él lo mantienen en tierra, recurriendo a la segunda opción. el despegue se ha fijado para el día 28.

Cuando se elevaron CloudSat y CALIPSO, todos eran de la opinión que una órbita más baja de los 705 km del Tren-A hubiera sido ideal, aunque pesó más la sinergia con los otros satélites de la constelación. Con EarthCARE, no hay este problema: la seleccionada está a 393 km de altitud. Será casi polar, cruzando el ecuador constantemente a las dos de la tarde, hora local, en una trayectoria sincrónica solar. Su patrón repetitivo, es decir, que volverá a un mismo lugar, será de 25 días. 

Está claro que las nubes no sólo son básicas para que llueva, también para mantener al equilibrio de la temperatura terrestre. La luz solar que llega en un espectro que va desde el ultravioleta (parada por la capa de ozono estratosférico) hasta el infrarrojo de onda corta, pero acaba saliendo como radiación de infrarrojo termal. Así, la cantidad que escapa o retorna al suelo de esta emisión dependerá de cómo es la nube, su estructura tridimensional. EarthCARE cuenta con todos sus instrumentos co-localizados, es decir, todos ven lo mismo, desde su perspectiva, con campos de visión sin obstrucciones. Mientras CPR consigue construir secciones del interior de las nubes ATLID capturará perfiles atmosféricos, detectando de todo lo que pille, mientras MSI generará imágenes de la atmósfera, especialmente de los sistemas de nubes, y BBR registra la energía que se intercambia. 

¿Para qué se lanza EarthCARE, concretamente? Cuenta con muchos objetivos que cumplir. Uno de ellos es observar perfiles verticales de todo tipo de aerosoles, naturales y de origen antropogénico, para estudiar, a escala global, sus propiedades radiativas y su interacción con las nubes. También hará lo propio con el agua líquida y el hielo atmosférico para ver su transporte dentro de las nubes y ver su efecto en el intercambio de energía. En cuanto a las nubes, indagará su distribución, la interacción entre las nubes y las precipitaciones, así como las características de los movimientos verticales dentro de las nubes. Por último, creará perfiles verticales del calentamiento y enfriamiento radiativo en la atmósfera usando los datos capturados de perfiles de nubes y aerosoles. 

La paciencia recompensa, y pronto uno de los satélites más deseados nos orbitará. ¿Qué nos desvelará? 

Misión al planeta Tierra: PREFIRE

Todavía existen muchos nichos de conocimiento, aquí en la Tierra, que o están vacíos, o su contenido es escaso.  Puede que la mejor forma de llenarlos sea un gran satélite, cero cuando se trata de uno específico y concreto, existen mejores soluciones. En vez de lo más grande, tiramos a lo más pequeño en la escala.

La atmósfera es, por así decirlo, una suerte de termostato. Las zonas ecuatoriales reciben la luz del Sol, convertida en calor; a través de la circulación atmosférica, este calor viaja a los polos, por donde acaba saliendo. Claro, el aumento de gases de efecto invernadero significa una mayor retención de calor, por lo que la regulación natural de la temperatura se acaba descompensando. Los polos son las regiones más vulnerables de nuestro planeta. Cada vez hay menos hielo, y esto implica una reducción del albedo. Como hemos aprendido, a mayor albedo, mayor capacidad de reflexión de la luz. Con menos hielo, por tanto, menos calor abandonará nuestro planeta. Pero, en concreto, ¿cuánto calor sale desde los polos?

Gran parte de la emisión reflejada desde los polos se hace en una longitud de onda poco explorada en ciencia terrestre. Hay que tener en cuenta que para un buen equilibrio de temperatura, debe salir al espacio tanta energía como la que nos llega desde el Sol. Para medirlo, tenemos sensores que miden directamente la emisión de energía solar, y otros que registran la que sale. Durante un tiempo, los instrumentos ERBE midieron ambos parámetros; en la actualidad, la serie de sensores CERES se ocupa con la radiación saliente, en longitudes de onda infrarroja. Actualmente hay en servicio seis (hubo un séptimo durante un tiempo) que cubren casi todo el planeta de polo a polo. Teniendo en cuenta que las zonas polares son las más difíciles de estudiar, incluso con satélites, para resolver la situación se necesita ir al problema.

La región de interés es el infrarrojo lejano, que empieza por encima de los 15 micrones. Sí, se ha estudiado, pero no con la profundidad ni resolución que se necesita. ¿Cómo varía, cuanto sale, qué efecto tienen los gases de efecto invernadero? Estas son las preguntas a responder. 

Para resolverlo, tenemos a la misión PREFIRE, Experimento de Energía Polar Radiante en el Infrarrojo Lejano. Se ha diseñado para ir al problema de manera concreta, y desarrollada con rapidez. Para reducir la factura y el tiempo de desarrollo, se emplean tecnologías ya probadas, curiosamente, fuera de la Tierra.

Para PREFIRE, se ha escogido una plataforma de Cubesat, en el factor de forma 6U, de 90 centímetros de alto y unos 120 de ancho plenamente desplegado, que aloja todo lo básico para que el sistema funcione. Poco sabemos sobre sus componentes, más allá de que usa un paquete de control de actitud XACT para mantener una actitud triaxial, dos paneles solares de dos secciones cada uno más una batería, y un sistema de comunicaciones de alto rendimiento (para un Cubesat, se entiende). Y aún

sobra sitio para un instrumento. Es un espectrómetro de infrarrojo llamado TIRS. Con una masa inferior a los tres kilogramos, encierra un espectrómetro del tipo Offner, una versión miniaturizada del sistema óptico de instrumento M³ de Chandrayaan-1. Un espejo móvil entrega la luz al espejo primario, que de ahí viaja a la rejilla, donde rebota hasta un segundo espejo y de vuelta a la rejilla hasta llegar al conjunto detector. Debido a la limitación de espacio y energía, se recurre a un plano focal no refrigerado. Para ello usa un conjunto de termopilas, del mismo tipo que las usadas en el instrumento MCS de MRO y que las empleadas en el Diviner de LRO. Son, en total, ocho filas situadas en la dirección de vuelo y, sobre

ellos, se sitúa la placa que contiene los filtros, lo que le permite registrar longitudes de onda entre 3 y 54 micrones, con una resolución espectral de 0.84 micrones. Trabajará en modo pushbroom, y si bien cubrirá hasta trescientos kilómetros, la huella superficial será de hasta 11.7 km para cada detector con un espaciado entre detectores de siete kilómetros. La configuración de la placa sensora es de, en total, de 64 x 8 píxels, y por detrás una cobertura de oro para ser sensible al infrarrojo. Su espejo móvil tendrá tres posiciones: observación de la Tierra, observación del espacio (para calibración por un puerto exclusivo) y para el objeto de calibración interno. Esto sirve para cada satélite, puesto que PREFIRE se compone de dos satélites.

A la hora de volar, cada uno lo hará por su cuenta, es decir, un lanzador por satélite. Para cada uno, el tipo escogido es el Electron de Rocket Lab. Cada satélite se pondrá en órbita desde la plataforma de la compañía en Nueva Zelanda, en la península de Mahia, Isla Norte, con el primer lanzamiento ocurriendo el 22 de mayo; el segundo, dependiendo del resultado, tres semanas después. La órbita será a, aproximadamente, 525 km, inclinada a 97°, sin sincronía con el Sol. Eso sí, cada satélite orbitará en un plano orbital distinto.

Su misión base es de, al menos, un año. En cuanto todo esté verificado, los satélites empezarán a trabajar. Los datos que tomarán se extenderán desde lo más bajo de la atmósfera hasta altas altitudes. Su cadencia de datos ayudará a discriminar entre nubes y gases de efecto invernadero para así calcular el total de energía saliente de las regiones polares, del Ártico (especialmente) y del Antártico. Estos datos, básicos para entender qué sucede allí arriba (o abajo) acabarán introducidos en modelos informáticos para entender el papel de esta radiación en el clima polar. Básicamente, cuantificará la variabilidad tanto espacial como temporal de la emisión espectral en infrarrojo lejano, y medir el efecto invernadero atmosférico.

Dos Cubesats, una misión necesaria. ¿Por qué no se ha lanzado antes?

Ventana al espacio (CLXXXI)

 La región de formación estelar NGC 604, desde el telescopio James Webb.

En tierra

 Ya está, se acabó. La vida de Ingenuity surcando los cielos marcianos ha tocado a su fin. Lo sabemos, fue hace tiempo, pero es ahora cuando se ha comunicado con el helicóptero por última vez. Una misión que ha superado los sueños más locos de sus diseñadores, marcando el camino para el futuro, y no sólo en Marte.

Han sido prácticamente tres años en los que Ingenuity ha recorrido más de diecisiete kilómetros, ha ascendido hasta a veinticuatro metros de altitud, alcanzando una velocidad máxima de treinta y seis kilómetros por hora, acumulando más de dos horas de vuelo total. Por supuesto, ha pasado por momentos malos, como la avería de un sensor de inclinación que podría haberle dejado en tierra, dificultades con su software de navegación, que se corrigieron, los cambios de estación, que provocaron que permaneciera en tierra más tiempo que el deseado, el polvo en suspensión que se posa en su panel solar, la irregular orografía que impedía comunicar con Perseverance... Hasta hizo un aterrizaje de emergencia. Su software estaba preparado para ello. Entre lo bueno, ayudó a Perseverance a navegar por el cráter Jezero, encontrando rasgos interesantes y, sobre todo, fotografió de algunos de los componentes de descenso (paracaídas, aerovaina) para comprobar su estado, durante el vuelo número 26, en abril del 2022, siendo la segunda vez que vemos algo así. 

Entonces, llegó el vuelo número 72. En pura teoría, debía ser un vuelo sencillo: simplemente despegar, permanecer en el aire a doce metros de altitud, y aterrizar. Todo en unos treinta y dos segundos. Se quería ver cuál era el estado de a bordo tras un vuelo previo más corto de lo previsto. ¿Qué pasó? Aún no hemos leído nada al respecto, la verdad; sí sabemos que, durante el descenso, la comunicación entre Ingenuity y Perseverance se cortó. Afortunadamente, se restableció a los dos días. A la semana, se anunció: no volvería a volar; su misión terminó. Para dejarlo claro, la noticia vino acompañada de una imagen del propio helicóptero, en la que veía su sombra reflejada en el suelo, revelando que dos de las puntas de las palas de fibra de carbono estaban rotas. Así, era imposible el vuelo.

Post vuelo 72: la pala dañada

Más allá de los daños, Ingenuity ha seguido funcionando, enviando telemetría, tomando imágenes... No se sabía la extensión de los daños. Sólo Perseverance era capaz de ello. Pero se encontraba lejos. La primera imagen nos llegó desde una de las MastCam-Z, en la que se le veía reposando en la cresta de una duna en medio de todo un banco de ellas (ahora llamado Valinor Hills). Ni con su zoom máximo se podía hacer más. La otra posibilidad era usar la micro cámara remota de SuperCam, y acercarse todo lo

posible. Puesto que meterse en las dunas estaba descartado... Así, en el Sol 1072 de misión, nuestras dudas sobre el estado de helicóptero se aclararon: no sólo las puntas de las palas se habían roto, había perdido la mitad de una, encontrándose ésta a varios metros de Ingenuity. Al examinar más de cerca las imágenes del helicóptero, se pueden ver alteraciones en el talco marciano alrededor. ¿Puede ser que perdiera, de algún modo el control, y las palas, girando a muy alta velocidad, tocaron el suelo, rompiéndose? Expertos, no somos, pero parece el escenario. En cuanto al por qué... ¿Tal vez fue otro problema del software de navegación, por volar sobre una zona sin accidentes reconocibles? Quién sabe.

Como experimento, sin duda Ingenuity ha sido un éxito. Como explorador en avance del rover, también. ¿Y ahora? Su misión ha finalizado definitivamente, hace unos días, de una forma que os puede parecer peculiar: en vez de un comando de apagado, con una actualización de software. ¿Con qué propósito? Para servir como plataforma estacionaria. Es cierto que ya no comunicará con Perseverance, pero despertará cada día, comprobará su estado, tomará lecturas de temperatura con sus sensores, y hasta una imagen con su cámara a color. Si, en el futuro, el ser humano llega hasta él, se encontrará con un tesoro de datos. Con recursos de memoria para aguantar, dicen, veinte años, todo depende del hardware (baterías, ordenador, calentadores) y del propio Marte, en forma de bajadas de temperatura inesperadas, acumulación de polvo en su panel solar, o peor, una tormenta de polvo. Recordamos que, cuando terminó los vuelos de prueba, escuchamos voces que sugerían enviar el helicóptero hacia donde está Curiosity. Buena idea, pero irrealizable, por dos cosas: la distancia (cualquiera que vea un mapa lo entenderá) y que el más veterano rover no podría comunicar con Ingenuity al carecer de una estación base como la de Perseverance. Las despedidas son tristes.

¿Qué nos depara el futuro? Sin ninguna duda, Ingenuity ha demostrado que el vuelo en otro planeta (con atmósfera, claro está) es posible. En la actualidad, la siguiente misión que la NASA pretende mandar al suelo de Marte es la que recogía las muestras de Perseverance. Ha dado muchas vueltas, pero

la última configuración de Mars Sample Return (MSR para los amigos) pretende usar dos helicópteros de diseño mejorado, de un tamaño algo mayor, con un brazo y pinzas para agarrar, y diminutas ruedas en los extremos de sus patas de aterrizaje. ¿Los veremos volar? MSR es, en la actualidad, un proyecto discutido, principalmente por un presupuesto desbocado. Quieren reducirlo sustancialmente, llamando a la industria y fomentando las ideas innovadoras. Si se lanza para el 2030 debería volver con las muestras antes del 2040. Si querían ideas innovadoras, no haber cancelado, en su día, el programa New Millenium. 

Sí veremos volar, pero en Titán, a la ambiciosa misión Dragonfly. Mira que ha dado vueltas. Entre la dichosa pandemia, recortes de presupuestos, otras prioridades y rumores, al final despegará en el 2028, es decir, dos años más tarde de cuando se anunció su selección, y para llegar antes, usará un lanzador de mayor potencia (aún por escoger, la NASA paga). Así, su tarea empezaría en el 2034. Si no fuera por decisiones ajenas al proyecto, puesto que su desarrollo va como la seda, la fecha original se hubiera mantenido. Sólo ahora la NASA la ha confirmado al cien por cien, pasadas las revisiones críticas obligatorias.

De todo se aprende, e Ingenuity ha supuesto toda una escuela de cómo desarrollar, probar, volar y solucionar problemas en un vehículo aéreo enviado a otro mundo. Los hermanos Wright estarían orgullosos.

Ventana a la Tierra (XX)

 Isla Maupiti, Polinesia (EO-1/ALI)

Ventana a la Tierra (XIX)

 Proliferación de algas en el Mar Báltico, 7 de agosto del 2015 (Sentinel-2A/MSI)

Ventana a la Tierra (XVIII)

Mar Egeo e islas griegas (Proba-V/Vegetation)

 

Ventana a la Tierra (XVII)

 

Nueva Caledonia (Shikisai/SGLI)

Ventana a la Tierra (XVI)

Islas Seychelles (Terra/ASTER) 

Ventana al espacio (CLXXX)

 El remanente de supernova SN 1006, desde XRISM.

La fragua de Vulcano

 No, la Tierra no tiene la exclusividad en muchas cosas. La exploración de sistema solar ha demostrado que mucho de lo que vemos aquí tiene análogos ahí fuera. Y, sin duda, el mayor es el de la actividad geológica. ¿En qué forma? La más espectacular: los volcanes. Acompañadnos en este viaje.

A nuestra Luna uno de sus nombres es La Blanca, y se puede ver a simple vista el por qué. Eso sí, junto a lo más claro, existen otros terrenos más oscuros. Un gigante de la observación telescópica como fue Galileo Galiei, por culpa de su rudimentario telescopio, creyó que las zonas más oscuras eran masas de agua, y por eso los denominó "mares" (del latín mare, maria). Sin embargo, con el tiempo se entendió que era otra cosa. Lo que hicieron los astrónomos posteriores a Galileo, con telescopios superiores, fue aplicar lo que veían en la Tierra a la Luna. Y eso significó que, durante varios siglos, los cráteres lunares fuesen rasgos volcánicos, calderas que se hundían cuando su cámara de magma se colapsaba. Iba bien para los cráteres con pico central, pero los otros... Para sus semejanzas, muchos viajaron a la región de Nápoles, donde se encuentra la formación geológica que allí denominan Campi Flegrei, con el volcán Vesuvio como su núcleo. Sin embargo, tuvieron que ser las misiones espaciales, incluso las tripuladas, las que aclararían el asunto.

Los maria lunares son sin duda el rasgo volcánico más obvio en la Luna. Los hay de entre los doscientos km. de diámetro a más de dos mil, como en el caso del mayor de todos, el Oceanus Procellarum u Océano de las Tormentas. Estas zonas son enormes depresiones rellenadas por material volcánico, creando así gruesas capas de material que denominan, así en general, regolito, término que también se aplica al material pulverizado de los impactos de asteroides. Su profundidad puede llegar hasta al kilómetro en algunos lugares. Pero se dan prominentemente en la cara visible, y mucho menos en la oculta. ¿Cómo se sabe que son de origen volcánico? Que hayan visto flujos de material que desembocan allí es buena pista, denunciando, quizás, varias erupciones múltiples y solapadas. Su edad puede variar, desde los cuatro billones de años hasta los 1.2 billones, con las zonas de la cara oculta siendo las más antiguas. ¿Por qué los mares se concentran en la cara visible? Aún se debate, si bien sospechan que tiene que ver con los elementos emisores de calor, por lo general mediante emisión radiactiva. Pero no es lo único. La principal fuente de material volcánico, en forma de lava, viene de los edificios volcánicos, si bien en la Luna son muy distintos a los terrestres, principalmente por la menor gravedad selenita. Son más bien bajos, y agrupados, más que nada porque el material expulsado sería lanzado a decenas de kilómetros por la baja gravedad. Se les llama domos o conos lunares. Otro rasgo volcánico son los depósitos piroclásticos,

ubicados, por lo general, en los bordes de los mares. Se identifican por ser un material más oscuro todavía, y en algunos casos legan a tener un curioso color naranja, tal vez fruto de un enfriamiento muy rápido nada más salir al exterior de una fuente de lava más bien violenta. Los depósitos son más bien extensos, de miles de kilómetros cuadrados. Las rimas (otro término del latín) son depresiones largas y estrechas que se extienden a partir de pequeños fosos o cráteres, posiblemente una fuente de lava, que acaban serpenteando por la superficie hasta desembocar en un mare. Su origen es, hasta la fecha, una incógnita. Y un último rasgo, recientemente localizado y supuesto desde hace mucho, son los tubos de lava. Sí, son habituales en la Tierra, pero, ¿y en la Luna? También hay, con los primeros ejemplos vistos a finales de la década del 2000. Por lo general, se necesita una cámara de alta resolución y mucha potra, la verdad, porque sólo se les identifica cuando el techo se derrumba, creando un foso. ¿Cuán largos son, qué anchura tienen, cuántos más habrá? Son muy buenas preguntas, que tal vez respondamos en el futuro, ya que podrían ser los lugares ideales en los que construir los primeros hábitats para cuando el ser humano se asiente allí. Otra pregunta: ¿la Luna es activa, aún hoy? Nadie ha visto una erupción selenita, y mira que ha habido intentos. Tal vez, la última acción geológica se produjo hace unos cincuenta millones de años. No se descarta que pueda haber algo más reciente y, quién sabe, futura, puesto que también hay terremotos, gracias a los cuales se puede adivinar que aún hay, bajo la corteza, una cantidad significativa de magma, pero que no se expulsa porque es demasiado densa como para ascender. No la Luna no es un mundo muerto.

Por otros sitios del sistema solar también la violencia de la naturaleza se ha hecho notar. En Mercurio, por ejemplo, se han visto diversos volcanes en escudo, de escaso nivel, que han creado depósitos piroclásticos que acaban, por lo general, dentro de cráteres. Cráteres que se han degradado por la infusión de material del volcán, por lo general durante un tiempo prolongado, en términos geológicos, claro. Otro rasgo son los fosos, formaciones que se hunden al vaciarse la cámara de magma, ya por evacuación al exterior o por bajar a más profundidad. El techo, falto de apoyo, cae. Pero resultan curiosos en Mercurio al tener forma de arco. Hay una formación curiosa más allí, dentro de su cuenca Caloris. Buena parte de su suelo está llena de flujos de lava, ya que existe lo que denominan volcán compuesto, formado por una depresión son borde que posee hasta nueve respiraderos volcánicos separados, de hasta un kilómetro de profundidad. Por su forma irregular, bien podrían ser ejemplos de vulcanismo explosivo, o por vaciado. Debido a la escasa exploración de este fascinante lugar, datar estas regiones es tarea complicada.

La Diosa de la Belleza siempre oculta sus secretos usando su denso velo. Pero usando la tecnología, hemos sido capaces de "retirárselo" y así empezar a descifrarlos. Venus puede ser nuestro planeta gemelo en muchas cosas, pero es muy distinto en otras. Para empezar, y hasta donde se sabe, no tiene

placas tectónicas. Las primeras pruebas de un planeta volcánico fueron las imágenes desde la superficie, y a los análisis químicos realizados desde allí, con el basalto como la roca principal. Entonces, llegaron las sondas equipadas con radar para mostrar por vez primera la superficie de forma global. Y la respuesta fue contundente: posee más de mil estructuras volcánicas, un 65% de su superficie lo forman planicies de lava, y posee formaciones no vistas en otros lugares. Según se dice partiendo de los datos, existen más de ochenta mil edificios volcánicos identificados, todos ellos son volcanes en escudo, es decir, nacen a partir de un punto caliente, una ruptura fija en la corteza que forma, por lo general, una montaña de suave pendiente. Es, en esencia, un cono que crece en anchura cuantas más erupciones hay. Y en altura, aunque menos. En la Tierra tenemos el ejemplo de los volcanes de Hawaii, si bien los de Venus son mayores, y como consecuencia de su tamaño y masa, por

lo general causan hundimientos del terreno, generando formaciones similares a láminas. Un segundo tipo de volcanes allí son los denominados domos de panqueque, llamados así por su forma tan inusual. Por lo general, miden quince kilómetros de diámetro, pero sólo se elevan uno sobre la superficie. ¿Por qué? Se cree que la enorme presión juega su papel, si bien el tipo de lava tiene algo que decir, al ser muy viscosa, y rica en silicatos. Estas estructuras sólo se dan en las regiones denominadas coronas (estructuras de forma oval) y las tesseras, zonas de terreno altamente deformado hasta en tres dimensiones. Otra formación peculiar recibe el apodo de "garrapatas", por sus muchos surcos radiales que se generan de una zona central, generalmente deprimida.  Por último, las estructuras más misteriosas se denominan aracnoides, por su forma casi análoga a las telas de araña. También son ovales de forma pero se trata de anillos concéntricos unidos entre sí por multitud de fracturas. ¿Podría ser el resultado del ascenso del magma, empujando la corteza, o el precursor de las coronas? Sea lo que sea, hay unas noventa identificadas. Está claro que Venus ha sido geológicamente activo. ¿Lo es en la actualidad? Bueno, sabemos que la escala de la actividad volcánica puede alcanzar la escala global. Por el número de cráteres detectado, algo más de

ochocientos, está claro que el planeta pasó por un evento de renovación geológica global, hace entre 250 y 500 millones de años, borrando todo rastro anterior. Claro, esto no responde a la pregunta. ¿Cómo saber si aún hay actividad? Una primera pista fue la repentina y brusca inyección de dióxido de azufre, detectada en la década de 1980, con una reducción gradual con los años. Eventos que se repitieron en las décadas de 1990 y del 2000. ¿Volcanes en erupción? Los hay que lo dudan, si bien no hay pruebas definitivas. Otra pista fue la detección, en el 2009, de puntos calientes (más) en su superficie. Y más recientemente, este año mismo, la prueba final, al ver cambios en la extensión y forma de uno de los volcanes, Maat Mons, tras comparar imágenes de radar tomadas con ocho meses de separación entre adquisiciones, hace más de treinta años. Por lo tanto, la respuesta es sí. ¿A qué escala? Si hay suerte, para la década que viene podríamos obtener respuesta.

Hablar de Marte es hablar de volcanes en mayúsculas. Y pensar que antes de las misiones espaciales se hablaba de accidentes no particularmente elevados... En fin, que el planeta rojo es el hogar de algunas de las formaciones geológicas más impresionantes de sistema solar, ya conocidas en esta crónica. Ni el Olympus Mons ni el Valles Marineris necesitan presentación. Otros la merecen, sin duda. En Marte hay dos principales provincias volcánicas, como son el domo Tharsis y la región de Elysium Planitia. Tharsis bate records allá por donde mires: al mayor monte del sistema solar se une la mayor caldera del sistema solar, flujos que abarcan miles de kilómetros cuadrados, fisuras por doquier... Se puede considerar que todos los volcanes allí son del tipo en escudo, por lo que son extensos y con suaves pendientes. En Marte, la escala es colosal, hecho que se puede achacar a la baja gravedad del planeta y a una atmósfera más bien pequeña, así como a una actividad virtualmente continua, para haber crecido tanto. Además del Olympus, tenemos la terna de Arsia, Pavonis y Ascraeus Mons, alineados desde el suroeste al noreste, respectivamente. A estos hay que añadir otros más pequeños, como Uranius y Ceranius Tholus, y otros. Otra categoría distinta es el Alba Mons, al norte de todos. Con apenas kilómetro y medio de altitud, su base abarca una enorme superficie, y sus flujos, aún más. Todos los volcanes de la región tienen calderas en sus cumbres. La mayor es la del Arsia Mons, con ciento treinta km de diámetro, y más de uno de profundidad. La del mismo Olympus es más pequeña, no demasiado, pero se pueden contar hasta seis colapsos distintos en ella, cada vez que el magma se vaciaba. Hasta los más pequeños, llamados individualmente tholus (del griego tholos, latinizado tholus, plural tholi) y patera (del latín, plural paterae) poseen calderas de tamaños notables. Los nombres de estas nomenclaturas vienen de distintos ámbitos. Los tholi provienen de la arquitectura, siendo un edificio de techo cónico o abovedado. Aplicado a la geográfica nos referimos a una montaña o colina pequeña con forma de domo. Los paterae tienen su origen en algo más doméstico: las páteras, una suerte de plato poco profundo usado en la antigüedad como plato de postre. Geológicamente hablando, se aplica a cráteres de forma irregular, o complejos con bordes redondeados. Aunque se aplica a formaciones de impacto, son más conocidos por ser volcanes. Pues, con todo esto, no sorprende que esta sea una zona dominada por los flujos de lava, cubriendo la región por completo. Hay un rasgo allí, nacido de propio Olympus, que abarca una mayor superficie que la base del mismo volcán, que mide  quinientos cincuenta kilómetros. El Lycus Sulci es un gigantesco flujo que se extendió por la cara norte del volcán, para cubrir un área de hasta 1350 km de largo. En cuanto a los más pequeños, tiene el aspecto de haber sido cubiertos por flujos de hasta cuatro kilómetros de grosor. Es tanta la masa acumulada en Tharsis que se cree que hasta influye en la inclinación axial del planeta. A segunda provincia volcánica es Eysium. Sólo cuenta con tres volcanes: Elysium Mons, el mayor, y con los Hecates y Albor Tholi, más pequeños. En comparación, puede que sean más viejos que los colosos de Tharsis. Obviamente, nadie ha visto una erupción en Marte, por lo que cabe preguntarse: ¿cuándo fue la última? Fiándonos en el conteo de cráteres, hace "poco", geológicamente hablando. Es posible que el mismo Olympus no haya visto una en un millón de años. Pero no se descarta. Esto no es lo único que hay, porque por el hemisferio sur se han identificado varios volcanes, paterae concretamente, muchos cerca de la la cuenca de impacto Hellas la cual, curiosamente, está prácticamente en las antípodas de Alba Mons. Y, más recientemente, se ha identificado la región de Arabia Tierra con un súper volcán. Otra pregunta: ¿Marte es activo hoy en día? Existe debate sobre si allí hay placas tectónicas y, por lo

tanto, actividad. Hay muchas zonas de fractura como el descomunal Valles Marineris, o en menor escala el Cerberus Fossae, y se apuntó a esta región como joven y activa. Pues bien, datos sismográficos recientes han mostrado la presencia de terremotos en esa zona y, tomados globalmente, un interior muy parecido al terrestre, con un núcleo externo líquido. Por lo tanto, hay calor, y eso significa actividad. Si hay terremotos, y los hemos registrado, ¿veremos alguna erupción? No estaría mal, la verdad. En ese caso, la baja gravedad jugará su papel, haciendo que el magma ascienda lentamente. En la superficie, los basaltos y las andesitas son la norma, significando que el vulcanismo ha sido uno de los principales procesos de formación de rocas allí, y transportadas por el agua. Agua que también parece haber jugado su papel para crear erupciones explosivas. No dejamos de mirarlo, por lo que habrá que estar atentos.

Saltando el cinturón de asteroides principal, damos con un lugar imposible como es Io. Ya hemos hablado de este satélite joviano, el lugar más geológicamente activo del sistema solar. Para el primero que lo vea, descubre una anomalía: no hay cráteres de impacto, denunciando una superficie insultantemente joven. Luego uno mira su inercia termal, y descubre que emite gran cantidad de calor de si interior. La causa no es, como en el sistema solar interior, por la desintegración natural radiactiva o por la emisión del calor de la acreción primitiva. En Io, es por el rozamiento, porque las fuerzas de marea jovianas estiran el satélite hasta cien metros, y también por la danza coreografiada con sus hermanos Europa y Ganímedes. Descubrir vulcanismo activo en en Io es uno de esos descubrimientos del siglo que dejan huella. Allí, la actividad es continua, y se da en tres formas. Io posee volcanes en escudo así como paterae, y es en estas últimas donde se da el primer tipo: se producen dentro de estas formaciones. Allí se pueden

acumular lagos de lava, que una capa superficial solidificada cubre, y entra en erupción cuando esta capa se rompe y se hunde. En algunos casos, parece haber rasgos de calderas y colapso en ellas. Un segundo tipo es una erupción por fisuras. Se pueden dar tanto dentro de los paterae como fuera, creando flujos virtualmente continuos que cubren una gran extensión. Son las más duraderas en Io. Los flujos más activos se extienden por más de trescientos kilómetros, con algunos cubriendo una superficie equivalente a la de Nicaragua. Su mejor análogo terrestre está en el Kilauea. Al estar en movimiento, por sus características y la baja gravedad, se extienden con rapidez, abarcando entre treinta y cinco y sesenta metros cuadrados por segundo, mientras que aquí apenas avanzan 0.6 metros cuadrados por segundo. El tercer tipo es el explosivo. Son más breves, más vistosas, y con un efecto notable tanto en la superficie como en el entorno joviano. Se pueden ver como enormes emisiones de material que alcanzan grandes altitudes, la mayor de hasta quinientos kilómetros de

altitud. Tienen forma como de paraguas, lanzando gases y material sólido a amplias zonas de la superficie, creando cambios muy visibles en poco tiempo. Así, se pueden ver anillos de color rojo y extensiones grises o negruzcas desde la zona de la erupción. Y su altitud, y su potencia, provocan que parte de lo expulsado salga de los alrededores de Io, afectando a la magnetosfera joviana. La razón de tal potencia, saliendo a velocidades de hasta 1 km/s, está en que salen por fisuras estrechas subiendo desde el interior profundo del satélite, creando fuentes de lava de hasta un kilómetro de altura. Una duda: dada la concentración de azufre y dióxido de azufre, ¿es el material principal? En realidad no, porque juega su papel junto con los silicatos, ricos en magnesio, y es por ello que allí, en las acumulaciones de lava de silicatos se dan temperaturas exageradamente altas, de hasta 1300°C, y eso que la superficie suele estar a -130°C, lo que provoca un enfriamiento muy rápido de la lava apenas sale. Sin duda, sabríamos más con datos de más alta resolución, pero es complicado obtenerlas: Io está en lo más potente del cinturón de radiación joviano, por lo que una sonda sufriría importantes daños en sus sistemas y sensores. Pero su exploración es prioritaria.

Ya hemos visto que el vulcanismo es un proceso de alta energía, emitiendo material a temperaturas muy elevadas. Pero... ¿Y en el otro lado de la escala?

A medida que hemos explorado pasado el cinturón de asteroides principal, el hielo es el denominador común, y si en un principio se pensaba que los mundos helados estaban "muertos", geológicamente hablando, resulta que no. Hay lugares, como Europa y Ganímedes en Júpiter, y Encélado en Saturno, que tienen fuentes internas de calor, y océanos bajo sus heladas superficies. Quién sabe si vida, puesto que poseen algunos de los ingredientes adecuados. Pero no vamos por ahí.

¿Y si un volcán, en vez de expulsar lava, expulsa otra cosa? Eso es lo que se sospecha que sucede en varios rincones del sistema solar. El más cercano nos pilla más bien cerca: Ceres, el mayor asteroide del cinturón principal. Ya desde lejos se pudo ver al objeto emitir vapor de agua. De cerca, hay unos puntos (brillantes) que tocar. Puede llamar la atención la existencia de manchas muy brillantes en diversos

puntos, con las más célebres las situadas dentro del cráter Occator. ¿Agua, hielo? Sales, en realidad. Es más bajo la superficie parece haber una gran concentración de agua líquida mezclada con sales, formando una suerte de salmuera. A través de fisuras en la superficie, esta salmuera sale al exterior, con el Sol evaporando el agua, para dejar los depósitos de sales, mayormente carbonato de sodio, con menores cantidades de carbonato de amonio y bicarbonato de amonio. Sin duda fascinante, pero aún hay otro rasgo que lo es más. Se trata de una montaña, que se levanta sobre un terreno fuertemente craterizado. No hay nada semejante ni cerca. Con una altura máxima de de cinco kilómetros, y veinte de diámetro en la base, carece casi de cráteres en sus faldas, y posee una forma casi cónica con una cima más bien plana. ¿De qué estamos hablando? Casi hemos descrito un volcán en

escudo. Y eso, precisamente, es lo que bien puede ser. Resulta que en sus faldas se han detectado grandes cantidades de carbonato de sodio, como si se hubiera derramado desde la cumbre, descendiendo como coladas de lava. ¿Eso fue lo que pasó? Si quitamos la lava y la sustituimos con agua líquida y barro (puesto que en Ceres hay arcillas) tenemos el equivalente frío de un volcán: un criovolcán. El mecanismo, sin embargo, es el mismo: calor, muy posiblemente por desintegración natural radiactiva. A este accidente de Ceres se le conoce como Ahuna Mons, y bien puede ser el criovolcán más próximo a Helios. Hay una teoría de cómo se formó: en las antípodas de este accidente hay un cráter de casi trescientos kilómetros de diámetro (el mayor de Ceres) llamado Kerwan. Es posible que las ondas sísmicas se propagaran hasta la zona, quebrando la superficie y así comenzar la erupción. Casualmente, bajo Ahuna Mons hay una gran anomalía de masa, lo que en la Luna llamaríamos más con, tal vez denunciando una reserva de material esperando por salir. ¿Esta montaña es única en Ceres? Se cree que no, puesto que se han visto otros candidatos a criovolcán es, aunque de menor altitud, tal vez porque la superficie se ha relajado, reduciendo la altitud original. Ahuna Mons es una de sus formaciones más jóvenes pero, ¿Ceres es aún activo? Eso está por ver.

Titán es el mundo más parecido a la Tierra, aunque a temperaturas criogénicas. Tenemos mares, lagos, rios, dunas, erosión por viento y líquido. Pero, ¿y volcanes? Su densa atmósfera hace complicado estudiar su superficie de forma remota. Como en Venus, es necesario usar radares y cámaras infrarrojas. Entonces, ¿qué pasa ahí debajo? Por lo que hemos visto, Titán tiene una superficie joven, de poca elevación (su monte más alto apenas supera los tres kilómetros de altitud). En vista de eso, cabe suponer una importante actividad. Encontrar criovolcán es allí ha resultado ser complicado. El mejor

candidato es el complejo de Sotra Patera, tres montes que apenas se elevan mil metros sobre la superficie, pero que poseen cráteres en sus cimas. Además, a su alrededor hay evidencias de flujos de material, posiblemente formados por una mezcla de agua y amoniaco, éste último como anticongelante. Este agua proviene de un océano bajo la superficie, de unos cien kilómetros de profundidad, mantenida a una temperatura inferior a los -100°C. Por eso, además del amoniaco, el calor por la desintegración natural radiactiva y el generado por la fricción de la gravedad de Saturno juegan su papel. Puede haber otros criovolcanes, como el Tortola Facula (del latín facula, plural faculae, significando pequeña antorcha, en términos geológicos, un punto brillante) o el Ganesa Macula. Además, hay una serie de cordilleras, más bien bajas, que parecen ser el resultado de la subducción o la interacción entre placas tectónicas, como el Himalaya aquí, en menor escala. Así, el agua que sale del interior de Titán interactúa con el metano de los la lagos superficiales, para crear elementos como el etano y el propano. Pero, ¿hay en verdad criovulcanismo en Titán? Así lo indican las pruebas, pero habrá que ir allí, ¿no creéis?

Es una pena que Neptuno esté tan lejos, porque bien merece una visita, como su mayor satélite, Tritón. Con una superficie casi única, posee rasgos inequívocamente volcánicos, pero a temperaturas de

-235°C. Por lo tanto, se hace necesaria una importante fuente de calor, tanto por la fricción, como en Io, y elementos radiactivos, presentes por una importante cantidad de roca en su composición. Con menos de un 50% de su superficie observada, son pocos los rasgos volcánicos vistos, con el mayor llamado Leviathan Patera, que es, por superficie, el segundo mayor del sistema solar, por detrás del Alba Mons marciano. Lo forman una caldera de cien kilómetros de diámetro, más un domo de casi dos mil. Por si fuera poco, hay hasta lagos de "lava" (en realidad, agua mezclada con amoniaco) en estado parcial de congelación. Para añadir a la imagen, Tritón posee géiseres de nitrógeno (Hili y Mahilani son los mejor observados), disparados por la energía del Sol (tirando a escasa por allí) y la presión ejercida por el gas sublimado. De este modo, la luz solar se filtra por una capa helada, calentando el material de debajo. Con la presión suficiente, la corteza de hielo se rompe, y ha nacido un géiser. Qué más ocultará...

Y Plutón... ¡Cuántas ganas teníamos de verte! Y no decepcionaste. Saber que puede tener una superficie en proceso de renovación es excitante. El calor interno, tal vez por la acreción original, tal vez por los elementos radiactivos, o ambos, provoca este rejuvenecimiento. Pero, ¿hay criovolcanes? Puede que sí, puede que no. Aunque hemos visto poco en alta resolución, hay dos formaciones, dos montañas, que bien podrían serlo. Se llaman Wright Mons y Piccard Mons, de entre tres y cinco kilómetros de altitud el primero, y seis el segundo. La pista principal está en sus cumbres con profundas depresiones que bien podrían ser calderas vaciadas. Cada edificio tiene una base de unos ciento sesenta kilómetros de diámetro, y con complejas superficies en sus flancos. Pero, ¿lo son? No hay información suficiente, aunque visto lo visto, bien podría ser. ¿Qué ocultará el resto de su superficie? Ya se sabe qué hay que hacer.

Podría haber otros destinos criovolcánicos, como  Miranda, Ariel o Umbriel en Urano, el propio Caronte en Plutón o, ya más lejos, algunos de los objetos del cinturón de Kuiper, como Quaoar o Eris. 

¿Qué hemos aprendido hoy? El sistema solar es un lugar vivo, salvaje, asombroso. Es más lo que aún desconocemos que lo sabemos con certeza. Lo que toca será salir y explorar. Pero con cuidado, claro.