Ventana al espacio (CLXXXVII)

 

Dos vistas de Venus en ultravioleta (Akatsuki/UVI) en junio del 2017 y marzo del 2018.

Las próximas misiones a Júpiter: Europa Clipper

Allá por el verano de 1997, se produjo una noticia que debería haber sido publicada en las portadas. Y decimos "debería" porque coincidió con la llegada de un pequeño gigante a Marte llamado Mars Pathfinder. Pero esa noticia nos lleva al momento actual: el lanzamiento de la próxima misión de la NASA con destino al hermano mayor del sistema.

Este baile comenzó allá, curiosamente, hacia 1997 cuando un grupo de científicos e ingenieros propusieron al programa Discovery un orbitador con destino a la luna joviana más interesante científicamente hablando: Europa. Huelga decir que ni siquiera pasó los cortes. Sin embargo, la semilla quedó plantada.

Si no fuera por Galileo, no estaríamos en vías de poner en el espacio una sonda colosal en poco tiempo. Pero así es. Fue el magnetómetro de la sonda quien detectó una anomalía en el campo magnético joviano en las cercanías de Europa. Y esa anomalía sólo podía producirse de un modo: agua. Concretamente, agua salada.

No, no vamos a aburridos hablándoos sobre Europa, el segundo de los cuatro satélites galileanos por distancia, y el más pequeño de los tres. Para eso ya tenemos una entrada dedicada. Sí, que aún hoy sigue siendo el lugar más prometedor en el que buscar vida actual. ¿La hay? Eso está por verse.

No mucho después del final de Galileo, y poco después de la llegada de Cassini a Saturno, apareció una prometedora propuesta bajo la denominación EJSM-Laplace. Sí, también hablamos de ella en su momento: dos orbitadores, a Europa (NASA) y a Ganímedes (ESA). No hace falta decir que cayó, como otras muchas, y sin embargo causó que la ESA se lanzara a construir su propia misión joviana, JUICE. Sonda que lleva más de un año en el espacio, todo ha que decirlo...

La NASA entendió que un orbitador para Europa era inviable, financieramente hablando. Necesitaría tal cantidad de blindaje contra la radiación que redundaría en una pequeña carga útil de instrumentos. Pero como la comunidad científica apretaba, optaron por la segunda mejor opción: los sobrevuelos. 

Inspirada en la misión Cassini, un grupo de científicos e ingenieros presentaron una nueva propuesta. La misión orbitaría Júpiter, sí y, periódicamente realizaría sobrevuelos a Europa, cada cual distinto al anterior con la intención de cubrir el máximo de superficie del satélite. Más atractiva y barata (más o menos), la NASA decidió empezar a trabajar allá por el 2013, sin aprobación formal. Desde nuestro punto de vista en aquellos días, cualquier noticia tenía que tratarse con cautela. ¿Qué se admitían peticiones de instrumentos? Bueno... ¿Qué seleccionaron nueve? No quería decir nada... No sería hasta finales del 2016 y comienzos del 2017 que la misión fue, finalmente, autorizada.

De todos los nombres sugeridos, ¿por qué Europa Clipper? Es, en esencia, un homenaje a los veleros conocidos como clippers, diseñados en el siglo XIX para el comercio entre Europa, América y Asia, con dos características: la rapidez y una capacidad de carga más bien reducida. Para la misión a Europa, se basan en la premisa de la velocidad, puesto que los sobrevuelos serán a altas velocidades, con el propósito de reducir todo lo posible la dosis de radiación.

Por primera vez en la historia de la NASA, el proyecto ha sido llevado a cabo por el JPL y el JHU/APL, al cincuenta por ciento ambas instituciones. Si bien el JPL se encarga de la misión en su conjunto y de la integración final, así como su ordenador, control de actitud, varios instrumentos... el APL ha desarrollado la plataforma, el sistema de propulsión, las comunicaciones, diversos instrumentos... Cincuenta por ciento.

Europa Clipper no es una sonda pequeña: mide 4.7 metros de alto, tres de ancho, cuatro de profundidad, y 30.5 de envergadura plenamente desplegada. Su bus, o módulo de propulsión, es un cilindro de aluminio de tres metros de alto y 1.5 de ancho, alojando en su interior los tanques de combustible. Es la base de montaje de todo lo demás. Un aspecto clave de la misión es proteger las sensibles electrónicas de los efectos perniciosos de la radiación. Como se hizo con Juno, todo, o casi todo, está dentro de una bóveda de electrónicas, en esta ocasión fabricada con paneles de una aleación de aluminio y cinc de 9.2 milímetros

de grosor, y se acopla a la parte superior del módulo de propulsión. Dentro de la bóveda está lo básico. Del ordenador, sabemos que se ha ocupado el JPL, por lo que usará, suponemos, el procesador RAD750, el habitual en sus misiones. De su capacidad de memoria, ni idea, pero será sin duda generosa. El núcleo del sistema de comunicaciones es el transpondedor Frontier, desarrollado en el APL en el que diversas funciones antes integradas como hardware están ahora como software, lo que implica un menor tamaño, y la reconfiguración en vuelo, si es necesario. Trabaja en dos frecuencias: banda-X y Banda-Ka, empleando hasta ocho antenas.

La de alta ganancia, de tres metros de diámetro y ubicada en un lateral del módulo de propulsión, trabajará en ambas frecuencias y, a la vez, como escudo solar durante su tiempo en el sistema solar interior. El resto sólo usan la banda-X, una de media ganancia, tres del tipo haz de abanico (pensadas para los sobrevuelos a Europa) y tres de baja ganancia, una de las cuales sólo servirá para el contacto inicial con tierra, una vez separada del lanzador. Para su generación de energía, hace como Juno y JUICE: confiar en la energía solar. Don dos paneles los que monta, de cinco secciones cada uno con unas medidas de 14.2 metros de largo y 4.1 de alto, con una superficie activa de 102 m². Será suficiente para permitir generar hasta setecientos vatios de electricidad una vez en Júpiter, y soportar, más o menos, la radiación

reinante. Han sido producidos por Airbus de Holanda, como los de Dawn. Una batería de ión-litio ayudará con las demandas. El control de actitud es el básico: triaxial empleando unidades de medición inercial, ruedas de reacción, dos escáneres estelares, un grupo de sensores solares... Y está la propulsión, que cuenta con un total de veinticuatro motores idénticos en dos ramas redundantes. Servirán para todo, desde control de posición, maniobras correctoras, incluso la inserción orbital, usando ocho de ellos conjuntamente. Para controlar la temperatura, además de mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos, cuenta con un sistema activo que hace circular un fluido por toda la sonda, llevándose o enviando calor según sea necesario. Las bombas del sistema están dentro de la bóveda. Y hay que hablar de sistema de monitorización de la radiación, o RadMon. Lo compone un monitor de ratio de carga dentro de la bóveda, y una serie de dosímetros situados allí donde están los componentes más sensibles. Principalmente es una herramienta de ingeniería, para saber cómo se comporta la sonda, pero sus mediciones servirán también a la ciencia, construyendo mapas de radiación de las zonas por las que vuele Europa Clipper. La ciencia de verdad la entregarán diez investigaciones. EIS, el Sistema de

Imágenes de Europa, serán nuestros ojos. Se compone de dos cámaras. El sistema de alta resolución (NAC) es un telescopio reflector que entrega a luz a un sensor tipo CMOS de gran formato (4096 x 2048 píxels). El sistema completo se sitúa en un pivote móvil en dos ejes, posibilitando apuntar el telescopio en la dirección indicada. La cámara de campo ancho (WAC) emplea lentes como sistema óptico, e idéntico sensor. Otro elemento en común está en los filtros. Las dos cámaras cuentan con placas de filtros con seis secciones en total, siendo los filtros los mismos en ambas: filtro claro (más ancho espectralmente en WAC), de ultravioleta cercano (más ancho en NAC), los clásicos azul, verde y rojo e infrarrojo cercano en el micrón. Además, WAC podrá capturar secuencias estéreo con tres líneas especiales en la placa de filtros. Ambas cámaras pueden funcionar en método pushbroom (con el método informático TDI) o como una cámara convencional obteniendo instantáneas. Desde una distancia de 50 km, NAC tendrá una resolución de 50 cm a lo largo de una franja de 2 km, mientras que WAC cubrirá 45 km con una resolución de 11 metros. La intención de EIS es cubrir, al menos, el noventa por ciento de la superficie con resoluciones mejores a los cien metros, permitiendo un estudio de la compleja geografía de Europa y conectarla a los procesos que se dan en el interior. MISE, el

Espectrómetro de Imágenes de Cartografía para Europa, es un sistema en configuración Dyson. Muy complejo, usa un espejo de escaneo móvil para compensar el movimiento a bajas altitudes, y para aumentar la cobertura en general. Es un sistema hiperespectral que trabaja entre los 0.8 y los 5 micrones, capturado cubos de datos con resoluciones que van desde los diez km a 40.000 km a unos cincuenta metros a bajas altitudes. A la hora de observar Europa, apunta a la detección de elementos orgánicos, sales, ácidos, fases del hielo de agua, silicatos alterados, componentes radiolíticos, y anomalías termales. Para conseguirlo, su sensor estará refrigerado mediante un método híbrido, con un criorefrigerador más un radiador. E-THEMIS, el Sistema de Imágenes de Emisión Termal para Europa es la nueva versión de los sistemas de infrarrojo termal iniciados con los TES de Mars Observar y MGS. Concretamente, deriva del que vuela aún en Mars Odyssey, con muchos cambios, lógicos después de los más de veinticinco

años transcurridos. Para Europa Clipper, su intención es más la radiometría que la espectroscopia. Se compone de un telescopio compacto en configuración anastigmática de tres espejos, con una apertura de 6.45 cm y una longitud focal de 10.52 cm. Los tres espejos son de aluminio, recubiertos de oro. El plano focal, como en el instrumento del que deriva, usa un conjunto de microbolómetros, que no requieren refrigeración activa. Su formato es de 1280 x 1200 píxels. Para protegerlo de la radiación se sitúa dentro de un contenedor de vacío fabricado de una sola pieza de aluminio, con escudos externos de aluminio y tungsteno. En todo este aparataje una ventana permite la entrada de la luz al detector, ventana hecha de diamante. Como su instrumento hermano, una placa de filtros realizará la selección espectral. Dos cambios: primero, no está sobre el sensor, sino sobre la ventana, y son tres los filtros en vez de nueve, siendo de banda ancha (7-14, 14-28 y 28-80 micrones), cubriendo cada filtro una sección de 896 x 140 píxels. Por si faltara poco, cuenta con memoria interna, con 4 GB de almacenamiento. Gracias a sus capacidades, capturará puntos calientes, señales termales de cambios recientes, y revelará paz propiedades físicas de la superficie. Durante las aproximaciones a Europa capturará imágenes globales a resoluciones de  diez km, mientras que en los momentos álgidos podrá ser de cien metros o mejores

en franjas de 10 km desde 100 km de distancia. Europa-UVS, el Espectrógrafo Ultravioleta, también tiene una larga estirpe a sus espaldas, desde los instrumentos Alice de Rosetta y New Horizons. Concretamente, es virtualmente idéntico al de JUICE. Cuenta con dos aperturas que sirven al espectrógrafo a través de una estrecha abertura, con una placa microcanal especial como detector. Cubre el ultravioleta entre el extremo y el lejano (55-206 nm) y estudiará la superficie, la atmósfera, posibles plumas de material y el entorno alrededor de Europa. Será capaz, incluso, de ver el globo del satélite usando la luz reflejada de Júpiter como fuente de iluminación. REASON, el Radar para Estudios y

Sondeo de Europa: Océano y Cerca de la superficie, es el más importante de la misión. Consiste en seis antenas: dos de Alta Frecuencia y cuatro de Muy Alta Frecuencia todas se concentran en los paneles solares, con las primeras midiendo 17.6 metros de punta a punta; las segundas se extienden 2.76 metros. En conjunción con los sistemas de emisión y recepción, este radar estudiará de todo un poco usando diversos métodos: altimetría, reflectometría, sondeo, interferometría, caracterización del plasma, y medición. El objetivo primordial es detectar el océano que se oculta bajo el hielo. Allí donde el sistema VHF sondea hasta tres km de profundidad, el de HF llegará hasta los treinta. Así, ayudará a saber qué grosor tiene el hielo, si hay bolsas de agua más cerca de la superficie, pero también estudiará la geografía superficial, y el contenido total de electrones allí por donde pasa la sonda. No hace falta decir

lo complejo que es este sistema. MASPEX, el Espectrómetro de Masas para la Exploración Planetaria - Europa, busca "olisquear" los ingredientes que componen Europa, tanto en la superficie como bajo ella. Es un nuevo tipo que se compone de lo que se ha llamado espectrómetro TOF multirrebote. El instrumento se ha instalado en una de las paredes de la bóveda, encarando al frente en la dirección de vuelo. Los gases entran por una abertura de casi 22 mm a una antecámara, para así penetrar en el sistema, atravesar una válvula, pasar con una criotrampa (enfriada por un refrigerador mecánico) para entrar en el espectrómetro propiamente dicho. Es un sistema TOF, o de tiempo de vuelo, que deriva la masa de lo que entra por lo que tarda en llegar al detector. Y es multirrebote porque equipa dos "espejos", llamados reflectrones, en los que los elementos rebotan entre ambos múltiples veces, hasta que uno de ellos se "desacopla" para alcanzar el detector, compuesto por tres placas microcanal. No hay otro que tenga la alta resolución de MASPEX, ni se acerca, y estudiará la exosfera de Europa cada cinco segundos empezando cuatro horas antes de cada acercamiento, detectando rodó lo que haya, ya sean gases o incluso minúsculos granos de polvo levantados por cualquier fenómeno, incluso por la agresión de la magnetosfera joviana. SUDA,

Analizador de Polvo Superficial, es el segundo espectrómetro de masa TOF de la misión. Aunque comparte filosofía con el CDA de Cassini su antecesor natural es el LDEX de LADEE. Cumplirá dos funciones: medir la cantidad de polvo, y analizarlo. Además de hacer un conteo, medirá la masa, velocidad y carga, así como un análisis de composición elemental, molecular e isotópica. Cualquier grano que entre, ya sea polvo, ya sea hielo, será ionizado tras impactar en la rejilla de entrada, iniciando así el viaje hasta el espectrómetro. Como el CIDA de Stardust, también trabajará en dos polaridades: positiva y negativa, aumentando el retorno científico. Se muy posible que incluso pueda detectar material del interior de Europa, hasta del océano. ECM, el Magnetómetro de Europa Clipper, tiene como misión el profundizar en el océano de Europa. Para ello empleará tres

sensores de núcleo saturado triaxial, instalados en un mástil desplegable de 8.5 metros. Uno se sitúa en el extremo del mástil, los otros dos a 6.8 y 5.2 metros del bus. Todo para conseguir las mediciones más limpias posibles. A partir de los estudios del campo magnético joviano, ECM sondeara el magnetismo inducido en Europa para determinar el grosor del hielo, profundidad del océano, y la salinidad (derivada de la conductividad del agua líquida). Es el sustituto "barato" del instrumento originalmente seleccionado, mucho más complejo. PIMS, Instrumento de Plasma para el Sondeo Magnético, tiene como tarea limpiar las señales magnéticas que recoja ECM. Se compone de dos unidades, superior e inferior. Cada una es una carcasa cúbica con dos copas

Faraday, sensores sencillos y efectivos. Cada copa se construye alrededor de un bafle (apertura, 200 mm) que define el campo de visión, un ensamblaje de modulación (equipado con rejillas de tierra, alto voltaje, bajo voltaje) y l placa colectora, dividida en tres secciones. En cada carcasa, una de las copas está en la cara superior, la segunda en una de las caras laterales. Dentro de la carcasa hay una segunda en la que se alojan las electrónicas de funcionamiento, tras gruesas placas de metal. Gracias a su ubicación, en los extremos superior e inferior de la sonda, medirá la distribución del plasma alrededor de Europa y que perturba al magnetismo inducido del satélite. Medirá la cantidad del plasma y su dirección de llegada. G/RS, investigación de Gravedad y Radio Ciencia, busca estudiar el interior de Europa para determinar su estructuración interna, detectando hasta la topografía del lecho marino. También indagará en la exosfera mediante radio ocultación, como hará con el resto del sistema joviano. En Europa, usará la frecuencia de banda-X y cualquiera de las antenas más pequeñas; la antena principal apuntará hacia el espacio profundo. Para los dedicados al sistema de Júpiter, sí empleará ambas. Una vez el combustible cargado (2752 kg) la sonda declarará un peso en báscula de 6065 kg. No es un peso pluma.

La mayor sonda interplanetaria de la NASA necesita el más potente lanzador para estar a la altura. Originalmente, la idea era usar el colosal SLS, que por aquellos días aún tenía que volar. Con él, hubiera sido un trayecto directo a Júpiter. Pero la incertidumbre sobre su desarrollo obligó a buscar alternativa. ¿Cuál usará? Es fácil, la verdad: el Falcon Heavy. Despegará de Cabo Cañaveral el día 10, y usará en este vuelo un núcleo nuevo (el B1090) y los aceleradores B1064 y B1065, en las que serán su sexta (y última) misión, habiendo lanzado antes cargas como Psyche y el último satélite GOES. No habrá recuperación, salvo las mitades de la cofia, porque Europa Clipper necesita hasta el último gramo de potencia para su viaje.

Una vez separada, y con todos sus apéndices desplegados, iniciará el largo viaje hasta Júpiter. Como ni con las prestaciones del Falcon Heavy puede ir directamente, se ha escogido una

ruta MEGA. La ruta más corta, durará cinco años y tres meses, con dos asistencias gravitatorias de camino: a Marte, entre los días 28 de febrero y 4 de marzo del año que viene, y a la Tierra entre los días 2 y 7 de diciembre del 2026, dependiendo de la fecha definitiva del despegue. Según el día, la distancia a Marte puede variar entre los 490 y los 1040 km de su superficie, y a nosotros, entre 3140 y 3450 km. Hay una fecha que sí está fija: la inserción orbital en Júpiter, que acaecerá el 11 de abril del 2030, es decir, más de un año antes que JUICE. ¿Pasará cerca de un asteroide? No hemos leído nada al respecto, pero no descartamos nada, sin embargo.

La inserción orbital será una maniobra muy compleja, con los preparativos empezando tres meses antes. Pero el día de la llegada será bien movido. Dos eventos sucederán uno tras otro. El primero, y clave para el éxito de la misión, será un sobrevuelo a Ganímedes (200 km), con el encargo de reducir la velocidad de forma sustancial, doce horas antes del encendido de los ocho propulsores del motor principal, que durará unas seis horas. Con Europa Clipper en órbita y funcionando, será hora de iniciar el tour.

La inserción orbital será el inicio de la misión, pero necesitará varios meses más antes de hacer la primera pasada a Europa. Ubicada en una trayectoria elíptica, hará uso de Ganímedes y su gravedad para aproximarse gradualmente a su objetivo. Así, Europa Clipper no sobrevolará "su" satélite hasta once meses después de su llegada. Y pasarán otros tres hasta dar comienzo a la primera campaña. Para

llegar a este punto, habrá practicado seis sobrevuelos a Ganímedes y uno a Europa. La primera campaña se compone de veinticuatro sobrevuelos, todos practicados al hemisferio opuesto a Júpiter, uno cada tres semanas. Su órbita será tal en esta etapa que por cada seis vueltas al planeta, Europa habrá dado una. Es decir, estarán en resonancia. La mayoría de pasadas se practicarán a altitudes menores a los cien km. Acabada la primera campaña, empezará un periodo de ocho meses en los que irá modificando su órbita usando más sobrevuelos, a Ganímedes y también a Calixto, para situarse en una nueva órbita, también resonante, con Europa. Para la segunda campaña, la resonancia será de 4:1, el tiempo entre encuentros de dos semanas, para estudiar el hemisferio que siempre encara a Júpiter. En esta ocasión, el número de pasadas será de veintitrés. ¿Qué hará, mientras tanto? Obviamente, investigar el sistema de Júpiter: el planeta, otros satélites, el entorno magnetosférico... Y trabajará en sinergia con JUICE, con mediciones complementarias. Tal y como se plantea la misión, acabados los cuatro años previstos, acabará rudamente impactando contra Ganímedes, puesto que se juzga que tiene una corteza helada más gruesa que la de Europa. ¿Habrá una tarea extendida? El tiempo lo dirá.

Europa Clipper no es una misión que buscará vida; no pretende serlo. Es más como Curiosity en Marte: pretende descubrir si posee las condiciones correctas para desarrollar la vida como la conocemos, es decir, agua, elementos químicos orgánicos, y energía. Son tres los objetivos. El primero es su interior. ¿Cuán gruesa es la corteza de hielo? ¿Se filtra agua por la capa de hielo hasta la superficie? ¿Existen bolsas de agua líquida DENTRO de la capa de hielo? ¿Algo del hielo superficial puede acabar en el océano? El segundo es la composición. La composición del océano, de la capa de hielo, de la superficie (en especial, de ese material rojizo que se ve en las distintas formas geográficas), de la exosfera, del entorno espacial alrededor del satélite... Todo para poder hacernos una imagen de cómo todo junto ayuda a crear y sostener vida. Y el tercero es la geología. Su superficie es variada, dinámica, joven geológicamente hablando. Por ello, estudiará sus rasgos, en especial zonas de reciente modificación. Además, buscará zonas en las que, como en Encelado, existan chorros de materia, así como pruebas de una más que posible migración de la corteza helada, como si de placas tectónicas se tratase. De este modo, se vería cómo interactúa el hielo con el océano. 

Esta es una misión sobre la que se ha vertido mucha sangre, mucho sudor, muchas lágrimas. Pero saber que está a punto de volar es una satisfacción para todos. Por nuestra parte, como acostumbramos, le lanzamos toda la suerte que encontremos por ahí.

Las próximas misiones a los asteroides: Hera

 Hace dos años, más o menos, que se culminó con éxito el primer experimento de redirección de un asteroide. Dos años de un evento que, aún hoy, tiene muchas incógnitas.

El proyecto AIDA se ideó para enviar dos misiones: una cuya finalidad era la de estudiar el objetivo antes y después, y la sonda de impacto. Por lo complejo del proyecto, la responsabilidad se dividió entre la NASA y la Agencia Europea del Espacio. Sí ha habido colaboraciones entre ambas de las que la NASA falló (por ejemplo, la misión que fue Ulysses, que deberían haber sido dos sondas en ve de una) en esta ocasión resultó ser la ESA.

 Todo se la jugaba la misión en el consejo interministerial de la ESA del 2016, donde los estados miembros toman las decisiones de qué misiones aprobar y apoyar. Pues la misión de la ESA para AIDA, desgraciadamente, no contó con apoyo financiero suficiente para poder ser desarrollada. Todo un golpe para el programa.

La no decisión provocó que la NASA siguiera adelante con su parte del proyecto. Así, DART siguió con su desarrollo, al que se le agregó un pequeño complemento en la forma de LICIACube, cuyo objetivo era contemplar el impacto. Si la ESA hubiera aprobado su misión, no estaríamos en esta situación: según lo planteado en AIDA, primero debía volar la sonda exploradora, para estudiar el objetivo ANTES del impacto, luego ser testigo del impacto por la segunda sonda, y terminar viendo y midiendo el resultado. Pues bien, eso ya era imposible.

Curiosamente, en el consejo interministerial del año siguiente diversos miembros, al ver que la NASA proseguía con su parte, empujó para resucitar la misión, con una serie de objetivos distintos: esta vez, ver qué ha sido del asteroide agredido, qué efectos sobre él tuvo semejante tortazo. El resto es historia, puesto que está lista para el lanzamiento.

Os presentamos a Hera, la primera sonda europea dedicada al estudio de los asteroides, y la tercera de la agencia a los planetas menores tras Giotto y Rosetta. Será plenamente capaz de cumplir sus funciones y, después, probar nuevas tecnologías. Todo, en un formato comedido.

El desarrollo de la sonda de la misión cayó en manos de la firma alemana OHB de Bremen. El bus de Hera, de nueva factura, tiene forma cúbica, formada por un cilindro central elaborado en polímeros  reforzados con fibra de carbono apoyado por paneles de aluminio. Con unas dimensiones de 1.6 x 1.6 x 1.7 metros, es más bien compacta, pero aloja todo lo necesario para funcionar. Es poco lo que sabemos en realidad sobre sus tripas. Su ordenador pertenece a la familia de satélites PROBA, con un procesador de doble núcleo LEON-3, con potencia de sobra para gestionar las operaciones de a bordo. Su capacidad de memoria será de 1 Tbit. Sus comunicaciones las gestionará un transpondedores X-DST, lo que significa que trabaja en

banda-X usando una antena de alta ganancia de 1.13 metros de diámetro junto con dos antenas omnidireccionales. Para generación de energía emplea dos paneles solares de tres secciones y cinco metros de largo, creando, una vez desplegados, una envergadura de 11.5 metros y una superficie activa de 14 m², alimentando los sistemas de a bordo y cargando una batería de ión-litio. Estabilizada en sus tres ejes, cuenta con lo básico: escáneres estelares (2), sensores solares, ruedas de reacción (4), giróscopos, pero no acelerómetros. Además, usará dos de los instrumentos como parte de su sistema de navegación. Y propulsión, con un total de 22 propulsores un juego para maniobras y un segundo para control de la

sonda. En cuanto al control termal, el básico, con mantas multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. La ciencia principal la darán cinco indagaciones. AFC, la Cámara de Encuadre para Asteroides, serán los ojos de Hera. Y lo decimos en plural porque contará con dos, por redundancia. Y, aunque por su nombre se podría pensar en una réplica de las montadas en Dawn (que era la idea original) las definitivas se basan en un sistema comercial. Desarrolladas por la firma JenaOptronik, se basan en un sistema llamado AstroHead, con un sistema óptico de teleobjetivo (apertura 2.5 cm, longitud focal 10.6 cm) y un sensor CMOS de 1020 x 1020 píxels. Será una cámara monocromática que, además de servir para navegación ópitca tanto para llegar a su destino como para navegar a su alrededor, tomará secuencias científicas, con resoluciones de un metro desde diez km de distancia. Cuanto más abajo, mejor. Contribuido por JAXA, el sensor TIRI (Cámara de

Infrarrojo Termal) es una modernización del TIR de Hayabusa2. Usa como sensor un conjunto de microbolómetros, que no requiere refrigeración activa, de 1024 x 768 píxels. Un bafle protege el sistema óptico refractor que sirve al sensor. Hay que decir que al diseño se ha agregado una rueda de filtros de ocho posiciones, una para estudios de banda ancha (7-14 micrones), seis centradas en las longitudes de onda de 7.8, 8.6, 9.6, 10.6, 11.65 y 13.1 micrones, con la última posición como obturador y referencia de calibración. Su resolución será de 2.3 metros desde 10 km, y desde 20 podrá ver el sistema binario al completo. Además de medir la inercia termal de ambos objetos, hará estudios de composición en modo multiespectral, que Hayabusa2 no pudo hacer. PALT, Altímetro Planetario, es un sistema tipo LIDAR miniaturizado. Como los de su tipo, cuenta con el emisor, en este caso un láser en microchip emitiendo en la longitud de onda de 1.5 micrones y el expansor de haz, más el receptor, compuesto por un telescopio reflector tipo Cassegrain con un espejo primario de siete centímetros, más un módulo

refractivo que entrega la señal de retorno al sensor. Su funcionamiento es clásico, contando el tiempo que tarda la emisión láser en volver al sistema. Así construirá un modelo tridimensional de su objetivo, con una huella en superficie de un metro a un km de distancia, siendo efectivo a distancias de entre 14 km y los 500 metros. Además, servirá de daros al sistema de navegación para conocer su posición real en el sistema binario. HyperScout-H es la adaptación de espacio profundo de una serie de espectrómetros hiper espectrales diseñados para estudios terrestres en formato Cubesat. Ideal para una misión de pequeño formato como Hera, ha sido adaptado para su misión. Su sistema óptico compacto entrega la luz a un sensor CMOS de gran formato (2048 x 1024 píxels) que tiene su sistema de filtros justo encima, en la forma de un filtro de mosaico, registrando 25 bandas espectrales entre los 665 y los 975 nm, desde el visible y el infrarrojo cercano. Su misión es estudiar la composición asteroidal, diferenciando entre los efectos del viento solar, diferencias entre los dos cuerpos y las secuelas del impacto. Y la indagación de radio ciencia, para estudiar la masa de ambos asteroides empleando la señal de comunicaciones. Ah, y la plataforma de instrumentos cuenta con una Cámara de Monitorización de la Sonda (SMC) para observar esta zona, en color usando un sensor CMOS de 4 megapixels. Y hay más. Como DART y LICIACube, se decidió incorporar dos pequeños complementos que incrementar el retorno científico de la misión. Tras un

largo proceso de selección, se escogieron dos. Milani es el primero. Recibe su nombre del matemático italiano Andrea Milani, fallecido en el 2018 y que, además de ayudar a crear el Centro de Coordinación de NEO's de la ESA, fue uno de los proponentes de la idea previa de AIDA, el proyecto Don Quijote. Se basa en un diseño básico de 6U (medidas del bus 13 x 24.6 x 36.6 cm), con todo lo necesario para funcionar: ordenador y comunicaciones, control de actitud y propulsión, generación de energía (dos paneles solares de tres secciones) y control termal, más un sistema de guiado compuesto por una cámara de luz visible y un LIDAR. La misión de Milani es estudiar en profundidad la composición mineral de ambos cuerpos, para ello cuenta con dos investigaciones: ASPECT, la Cámara Espectral de Asteroides. Es un sistema modular de cuatro canales, virtualmente idénticos entre sí compuestos por un interferómetro como discriminador de longitud de ondas. Un canal registra la luz

visible (500-900 nm), dos el infrarrojo cercano (0.85-1.3 y 1.2-1.7 micrones) y de infrarrojo de onda corta (1.6-2.5 micrones). El formato de los sensores utilizados varía según el canal: 1024 x 1024 píxels para el canal visible, 640 x 512 para los de infrarrojo cercano, y un sólo pixel para el restante, eso hace que los tres primeros tengan capacidad de imágenes. En total, observará sus objetivos con 72 canales, con resoluciones de hasta dos metros desde 10 km de distancia. El segundo sensor es VISTA, el Analizador Termogravímetro para Volátiles In Situ, es un detector de polvo miniaturizado. Se compone de dos micro equilibradores de cristal piezoeléctricos, elaborados en cuarzo, equipados con un electrodo de metal que sirve tanto de colector de polvo como de calentador, así como de un refrigerador termoeléctrico. Es capaz de detectar granos de polvo de menos de cinco micrones y, al tiempo, de "olisquear" volátiles como vapor de agua y elementos orgánicos ligeros. Durante todo el viaje estará almacenado dentro de un desplegados, y conectado eléctricamente y de datos a la sonda madre; volará

libre una vez Hera esté en el sistema binario. El segundo es Juventas. También estructurado alrededor de un bus de Cubesat 6U (37 x 23 x 10 cm), tiene la misión de explorar su objetivo por dentro.  También es un vehículo completo con ordenador y comunicaciones, unidad de medición inercial, ruedas de reacción, escáneres estelares, paneles solares de tres secciones y batería, propulsión y sensores de navegación (cámara visible de navegación y láser tipo LIDAR). También equipa dos instrumentos: JuRa, el Radar de Juventas, se le considera el sistema SAR más pequeño enviado al espacio. Ocupando menos de 1U, y con una masa de 1300 gramos, consiste principalmente en cuatro antenas de metro y medio cada una. Es un radar monostático que deriva del sistema CONSERT de Rosetta y Philae, si bien este era bistático. Desde una órbita que le permitirá cubrir ambos cuerpos del sistema binario desde dos km de distancia, trabajará en sesiones de 45 minutos enviando ráfagas cortas de

señales de radiofrecuencia, una polarización cada vez para recibir dos polarizaciones distintas. Siendo capaz de atravesar la superficie de ambos cuerpos creará un modelo del interior de cada asteroide con una resolución base de 15 metros, la primera vez que se hace esto con estos cuerpos. De este modo se podrá saber cómo son, si una roca homogénea o una pila suelta. GRASS, el Gravímetro para la Investigación de Cuerpos Menores del Sistema Solar, no tomará datos hasta que el Cubesat esté en la superficie del objetivo principal. Lo forman dos ejes, cada uno compuesto por un resorte plano rotatorio, situados ortogonalmente dentro de Juventas. La intención es capturar minúsculas variaciones en el campo gravitatorio del asteroide, durante un periodo máximo de 24 horas. Añadiéndose a los datos de JuRa, y a los propios de Hera, ayudará a la creación de modelos más precisos de la estructura interna del asteroide que estudie. Igual que Milani, Juventas estará alojado en su desplegador, con conexiones eléctricas y de datos, hasta que llegue su momento de volar en solitario una vez en el sistema binario. Para terminar, un elemento clave: el Vínculo Entre Satélites, o ISL. Instalado en los tres elementos del sistema de vuelo, conectará a Hera con sus Cubesats en la frecuencia de banda-S, con una distancia máxima efectiva de 60 km para la conexión. Servirá para que Milani y Juventas envíen su telemetría y datos a casa con Hera como intermediaria, y al contrario, transmitirá los comandos para ambos Cubesats que reciba durante las sesiones de comunicación. Y aún más, porque este enlace creará un segundo experimento de radio ciencia, más preciso, al usar la conexión triple para sondear el sistema binario empleando el efecto Doppler. Con todo preparado, su peso declarado será de 1081 kg. Ligera.

Aunque en un momento pensada para usar el Ariane 6, con sólo un lanzamiento en su haber, y reciente, se decidió hace tiempo cambiarlo por el Falcon 9, usando el núcleo B1061 en el que será su misión número veintitrés; entre otros lanzamientos, ha enviado tres misiones a la ISS (dos tripuladas, la tercera de carga) además de la misión IXPE. La mayoría han sido misiones para la constelación Starlink. El despegue será, por tanto, desde Cabo Cañaveral, Florida, el día siete. Una vez separada, a Hera le esperan algo más de dos años de viaje.

Será la primera vez que visitemos un asteroide con una misión espacial. El sistema binario 65803 Didymos-Dimorphos orbita alrededor del Sol entre las trayectorias

de la Tierra y Marte, en 770 días y con una inclinación sobre la eclíptica de 3°. El cuerpo principal, Didymos, mide 780 metros de diámetro mayor, rotando sobre sí mismo en algo más de dos horas, por eso está achatado en los polos. Antes del impacto, Dimorphos tenía un tamaño de 170 metros, y tardaba once horas y cincuenta y cinco minutos en rodear a Didymos. Las rocas abundaban en su superficie, que una parte siempre encaraba al objeto principal. Como consecuencia del impacto de DART, su órbita alrededor de Didymos se acortó, no en los setenta y tres segundos esperados, no en los diez minutos propuestos como el máximo, sino treinta y tres, más o menos. Visto desde LICIACube y diversos telescopios terrestres y espaciales (especialmente Hubble y Webb) el impacto causó una larga cola de restos, una eyecta que mandó al espacio aproximadamente un millón de kilogramos de material. En esencia, el impacto, y el efecto de la eyecta provocó una suerte de efecto "propulsor" alterando la trayectoria, con un efecto a largo plazo. Pero aún hay incógnitas que resolver: la masa de Dimorphos, su composición, los cambios físicos producidos... El hecho de que, cuatro meses después, aún se pareciera un cometa demuestra lo poco que sabemos en realidad.

Una vez Hera se separe de la etapa superior, despliegue sus paneles solares y comunique con Tierra, se embarcará en un crucero de poco más de dos años. Un mes después realizará la primera de dos maniobras de espacio profundo, que la pondrán en rumbo para un sobrevuelo a Marte en marzo del

2025. El planeta rojo, da la casualidad, estará justo en el mejor momento para acelerar a Hera hacia Didymos-Dimorphos sin usar un gramo de combustible, para ello pasará a 6000 km de la superficie. Aprovechando la coyuntura, se probarán tres de los instrumentos de la sonda: AFC, TIRI y HyperScout-H, para observar no sólo Marte, también su luna más lejana y menos comprendida, Deimos, en conjunción con Al-Amal y, quién sabe, con Mars Express y ExoMars TGO. Datos, tomados a aproximadamente mil km de distancia del satélite, que ayudarán a la planificación de la misión MMX de JAXA, cuyo lanzamiento se espera para el 2026. Una segunda maniobra de espacio profundo, en febrero del 2026, la pondrá lista para el encuentro.

En octubre del 2026 todo comenzará con un "encuentro impulsivo" una maniobra que dejara a Hera en las proximidades del sistema binario, preparándola para una eventual inserción orbital. En realidad, se situará entre ambos cuerpos girando alrededor del baricentro del sistema, realizando un perfil de misión semejante al de Rosetta en el 67P: una serie de pasadas lentas requiriendo poco combustible. Si falla una maniobra, se dirigiría al espacio profundo en vez de impactar con cualquiera de los dos. 

La indagación se realizará en seis fases en total. La primera, la Caracterización temprana, durará seis semanas en las que, realizando una serie de arcos hiperbólicos, estudiará Didymos y Dimorphos desde distancias de entre 20 y 30 km, estudiándolos con su instrumentación creando vistazos globales. En la segunda, de un mes aproximadamente, se separarán los dos Cubesats en la fase de Despliegue den Carga Útil. Todo se centrará en comprobar la funcionalidad de los dos vehículos, sus instrumentos, la conexión con Hera, así como sus maniobras para alcanzar sus puestos operativos Milani usará un método básico como el de Hera, pero Juventas se situará en una órbita sobre el terminador de Didymos, perpendicular a la trayectoria de Dimorphos, que apenas usará combustible porque es equilibrará naturalmente usando la pequeña gravedad de los asteroides y la presión de la luz solar sobre las superficies del Cubesat. En la tercera fase, Caracterización Detallada, Hera reducirá la distancia de aproximación a entre ocho y diez km de los dos asteroides, actuando en conjunción con Milani y

Juventas, tomando información desde tres perspectivas distintas. Todo durante otro mes. Durante las seis semanas siguientes, Hera irá reduciendo la distancia a Dimorphos para cumplir la fase de Caracterización Cercana, practicando hasta doce acercamientos, cada cual más próximo, a la zona del impacto de DART. Por último, y durante otras seis semanas, cumplirá una fase experimental en la que probará un software de guiado en conjunción con los sensores de a bordo, incluyendo AFC y PALT, para así maniobrar autónomamente reduciendo la distancia aún más, hasta los centenares de metros. Usará lugares reconocibles de la superficie como referencia, un poco al estilo de OSIRIS-REx en Bennu, para identificar su posición y distancia a los asteroides. 

Para las tres partes de la misión, su final será idéntico: el aterrizaje. Aunque ninguna se ha diseñado para ello, se ha previsto que primero los Cubesats desciendan, ya bajos en combustible, hacia la superficie de Dimorphos y tomar datos desde la superficie, Juventas con GRASS y Milani con VISTA. Su descenso estará "controlado" gracias a las cámaras y sistemas LIDAR que incorporan. No se apunta a ninguna zona en concreto. En cuanto a Hera, se dejará caer sobre uno de los polos de Didymos, porque hacerlo en el ecuador, debido a su rápida rotación, la expulsaría de vuelta al espacio. 

Para cumplir con sus objetivos de defensa planetaria y científicos, Hera, Milani y Juventas estudiarán el sistema Didymos-Dimorphos para estudiar todas las propiedades del miembro menor, el agredido; medir la masa de ambos cuerpos, viendo como Dimorphos afecta a los movimientos de Didymos; se usarán para estudiar la formación de sistemas binarios de asteroides; se verá cómo la rápida rotación de Didymos afecta al asteroide, causada tal vez por la insolación en el efecto YORP, viendo si expulsa material al espacio como consecuencia de su velocidad rotacional; y la observación de ambos cuerpos en alta resolución permitirá ver qué otros procesos, distintos a la gravedad, gobierna la formación de rasgos geológicos. 

Ya lo hemos dicho, y lo repetimos: esta misión ya debería haber estado en el espacio. Pero, bueno, más vale tarde que nunca.

Ah, si hay suerte, una sonda "prima" de Hera, denominada RAMSES, podría ser aprobada para le hacia el asteroide Apophis, convirtiéndola en la segunda dedicada a aquel cuerpo, tras OSIRIS-REx. Pero, ¿lo hará? Eso es otra historia.

Ventana al espacio (CLXXXVI)

 

Las galaxias NGC 3312 y NGC 3314, desde el telescopio Subaru.

La década de Venus

 No, no pretendemos repetirnos. Es una entrada totalmente distinta. Ya hemos hablado aquí de algunos de los misterios sobre Venus que posibles misiones pueden resolver. Pues bien, esas propuestas ahora son misiones plenamente aprobadas y adoptadas. Ahora, no esperéis verlas despegar en esta década (que hubiera sido lo más probable) sino la siguiente. 

Si ves Venus a simple vista, será como un punto de luz bien brillante. Si lo haces por un telescopio, la cosa no cambia demasiado: se trata de una esfera brillante, por la luz reflejada. ¿Pero reflejada por qué? Sus densas nubes, que nos impiden ver su superficie. Y esta atmósfera es uno de sus aspectos más enigmáticos. Al mismo tiempo, bien podría ser un libro de historia sobre por qué acabó como lo hizo, cómo está en la actualidad. Para leer ese libro, necesitamos las herramientas correctas.

Sí, volvemos a hablar de DAVINCI. Como recordaréis, consiste en una esfera de descenso instrumentalizada que investigará desde casi lo más alto de la atmósfera venusina hasta lo más bajo. Y desde que hablamos de ella en fase de propuesta, algunas cosas han cambiado. No muchas, en realidad.

Para cumplir su programa científico, la misión consta de dos partes: la sonda atmosférica, o esfera de descenso, y su etapa de crucero y transporte, llamada CRIS (Sonda Portadora de Retransmisión e Imágenes). Huelga decir que el elemento principal es, obviamente, la sonda atmosférica. Es una clara inspiración de la Sonda Grande que portó Pioneer Venus Multiprobes. Claro, en aquellos tiempos no necesitó de una sonda portadora como la de DAVINCI; para eso estaba Pioneer Venus Orbiter. Vale, usó una etapa de crucero, pero no hasta ese punto. Bien, de la sonda atmosférica se encarga la institución gestora de la misión: el Centro de Vuelos Espaciales Goddard. Se basa, precisamente, en la Sonda Grande antes mencionada, beneficiándose de años de investigación y desarrollo para encontrar un diseño más duradero, robusto, fiable, capaz de soportar el agresivo entorno

venusino. El diseño es el de una vaina de presión, fabricada en titanio y herméticamente sellada, con unas medidas de 0.98 x 0.85 metros, con una masa de aproximadamente doscientos kilogramos. Una aerocofia aerodinámica, también de titanio, ocupará la mitad inferior para ayudar en su descenso, y una serie de vanos en su ecuador ayudarán a mantenerla en una rotación estable. En su interior, se divide en dos plataformas, delantera o inferior, y trasera o superior. En la primera se montará la instrumentación; las aviónicas (ordenador, batería, radio adaptativa en banda-S, sensores de vuelo, sistema de represurización, sistema de refrigeración) en la segunda. Todo bien empaquetado. ¿Qué instrumentación posee para cumplir con su misión? Lo primero, el VMS, Espectrómetro de Masa de Venus. Usa una de las partes del sistema SAM de Curiosity, y empleará dos puerros de entrada para la ingesta de gases atmosféricos. Creará un inventario de gases de Venus, en especial gases nobles, y su exquisita sensibilidad le permitirá detectar gases traza actualmente desconocidos. Los puertos de entrada se han diseñado para evitar atascos: durante el descenso de la Sonda Grande allá por 1978, los puertos de entrada al espectrómetro de masa quedaron saturados por gotas de ácido sulfúrico de la atmósfera, atascándolos. Los del VMS se han diseñado según esa experiencia. El segundo es otro espectrómetro de masa, el VTLS, Espectrómetro Láser Sintonizable de Venus. Otro componente del SAM de Curiosity, se encargará de los gases clave para la misión, y su ratio isotópico, que serán los que nos contarán la historia evolutiva de Venus. VASI, la Investigación de Estructura Atmosférica de Venus, usará los sensores empotrados en la sonda (acelerómetros, giróscopos, sensores de temperatura y presión, más el rastreo de la señal de comunicaciones con CRIS) para trazar un perfil atmosférico completo, en lo que se refiere a vientos, temperaturas, presiones... Etc. Os chocará, pero se ha añadido VenDI, la Cámara de Descenso de Venus. Basada en el paquete de cámaras científicas usado por Curiosity, observará la superficie de Venus desde el momento de salir de la capa de nubes, a treinta y ocho km de altitud, hasta el contacto con la superficie. Usará un sensor CCD de 1024 x 1024 píxels más dos filtros en el infrarrojo cercano, uno de banda ancha y otro de banda estrecha. Capturará imágenes cuyas resoluciones irán desde los doscientos metros hasta unos diez centímetros. Las imágenes se procesarán para crear una representación tridimensional del terreno en el que caerá, permitiendo los primeros estudios sobre los efectos de su tóxica atmósfera sobre los materiales de su superficie. Una ventana de zafiro en la parte más inferior de la esfera permitirá las observaciones. Y por último, una investigación estudiantil: VfOx, el Experimento de Fugacidad del Oxígeno en Venus. Su misión será estudiar la composición del oxígeno en la atmósfera baja. Inaudito, estará en el exterior, y usará un electrolito de fugacidad conocida para ello. Si las rocas de Venus se oxidan, nos lo dirá. El segundo elemento es CRIS. La verdad, la información sobre él es más bien poca. Por las representaciones, se inspira en el bus de las dos sondas Pioneer Venus: una forma de tambor, un disco más bien plano, tal vez de un metro de altura. Por diseño, se puede pensar que estará estabilizado por rotación; puede. Sin embargo, teniendo en cuenta que posee no sólo cámaras, sino antena parabólica, eso nos dice que lo estaría en sus tres ejes; puede. Sí sabemos que usará el transpondedor Frontier desarrollado por el JHU/APL, un sistema definido por software, conectado a antenas de baja, media y alta ganancia. ¿Contará con almacenamiento de a bordo? Lo más probable. Y tendrá dos instrumentos de visión: VISOR (Sistema de Imágenes de Venus para Reconocimiento Observacional) usará cuatro cámaras, una en ultravioleta y tres en infrarrojo cercano para estudios atmosféricos y superficiales. Usará los sistemas básicos desarrollados por la MSSS, y usados con éxito en OSIRIS-REx. La cámara ultravioleta verá Venus en su lado diurno (resolución entre diez y veinte km, dependiendo de la distancia) sintonizado en el absorbente desconocido. Las de infrarrojo lo harán en el lado nocturno, viendo las nubes y su superficie por su emisión termal (resolución cien km); CUVIS (Espectrómetro de Imágenes Compacto de Ultravioleta al Visible) será una indagación tecnológica. Pretende probar un sistema óptico con espejos de forma libre (sea lo que sea) más sistemas de gestión que incluyen inteligencia artificial y machine-learning. Hará espectrometría de alta resolución y obtendrá imágenes hiperespectrales, pero la verdadera prueba será que el propio instrumento obtenga, procese y reduzca la información obtenida para transmitir sólo lo importante, importante en una misión a otro planeta, donde el ancho de banda es limitado. Con sus datos, se estudiará como nunca la atmósfera de Venus, relacionando las huellas espectrales detectadas con las formaciones de sus nubes.

Su plan de vuelo es sencillo: se lanzaría usando un vehículo pesado (Atlas V o similar) para un crucero de unos seis meses para practicar un sobrevuelo, obteniendo imágenes con VISOR y CUVIS. Nueve meses después, retornaría para un segundo paso, virtualmente idéntico. Sería ya en el tercero en el que la sonda atmosférica cumpliría su misión, siete meses después. Las dos partes se separarían dos días antes de llegar, con CRIS desviándose del rumbo de colisión. El día final empezaría con la sonda atmosférica activándose previa a la entrada en la atmósfera. El primer contacto sería a 145 km de altitud con la fricción atmosférica.

Pasada esta fase, se abrirá un paracaídas piloto para estabilizar el conjunto, previa al despliegue del paracaídas principal, a setenta km de altitud. Con las mitades de la cápsula de entrada expulsadas, la instrumentación empezará a actuar. La información se transmitirá a CRIS en tiempo real en banda-S. Justo cuando salga de la capa de nubes, el paracaídas principal se separará, para iniciar el descenso terminal. En realidad, no hace falta: a esas altitudes la atmósfera es una sopa tan densa que frenará el descenso hasta tocar el suelo a doce metros por segundo. No se ha diseñado para sobrevivir al contacto con la superficie, pero aún podría funcionar unos dieciocho minutos más tras eso. Todo el descenso duraría una hora. Entonces, CRIS maniobraría para transmitir a casa lo recibido. Ahí acabaría la misión.

Como anuncia su acrónimo, apunta al estudio de la atmósfera profunda, es decir, los últimos kilómetros entre el final inferior de la capa de nubes y la superficie. Es una región virtualmente desconocida. Se quiere saber cómo es, qué pasa. En cuanto a las imágenes, DAVINCI es la primera misión que apunta a una región concreta de Venus: la Tessera conocida como Alpha Regio. Es una zona intrigante, una de las regiones "altas", como un continente, y se quiere ver cómo es de cerca. Luego está la de los gases nobles, y sus ratios isotópicos. En este aspecto, se puede saber si ha habido impactos de asteroides, erupciones volcánicas, terremotos... y un océano. De hecho, existe una molécula, el deuterio, una forma más pesada del hidrógeno, en mayor cantidad que en la Tierra, en torno a cien veces más. Es ahí donde se se hará el estudio histórico de Venus: ¿Tuvo océano? Si fue así, ¿cuándo lo perdió? ¿Hubo magnetismo global? ¿Desde cuándo es activo? Estas, y otras muchas, son las preguntas que pretende responder. O al menos intentarlo. Cuando se aprobó, allá por el 2021, su lanzamiento se esperaba para junio del 2029. Ahora, no la esperemos para antes del 2032. Cosas del presupuesto.

Si la atmósfera venusina reclama atención, su geografía y su geología también. Y para esto, tenemos dos misiones. Sondas como Magallanes ya hicieron esto antes: crear mapas de radar de su superficie y, más tarde, de su campo gravitatorio. De eso ya hace más de treinta años. En este tiempo, los mapas de otros cuerpos han evolucionado a resoluciones de pocos metros; Venus se ha quedado atrás. No exageramos al decir que el segundo planeta es el menos comprendido de los cuatro interiores, hasta Mercurio le ha superado en ese sentido. Ya va siendo hora, entonces, de ponernos al día.

La misión VERITAS apunta a responder tres cuestiones clave: ¿cómo ha evolucionado su geología a lo largo de tiempo? ¿Qué procesos geológicos operan aún allí? ¿El agua ha estado presente en o bajo su superficie? Y, claro, existen otras preguntas que se podrían responder, como si posee placas tectónicas (la teoría dice que no), si hay zonas de subducción, cuánto es el flujo de calor interno, cómo es el interior (puesto que se asume que, al ser gemela de la Tierra, debería ser idéntica en ese sentido) e incluso podría ser un laboratorio para comprender algunos tipos de exoplanetas tipo Tierra. Y necesitamos para eso mejores datos, más precisos.

El actual mapa de Venus tiene una resolución de un kilómetro, por lo que hay margen de mejora. Y a eso apunta VERITAS. Desde una órbita cerrada, la sonda estudiará el planeta globalmente, generando gigabytes de datos en cada pasada. Igual que DAVINCI, es una misión Discovery, por lo que su

presupuesto es más bien aquilatado. Qué mejor forma de mantener las cosas baratas que recurrir a lo ya probado. Si habéis visto representaciones gráficas, sí, se parece mucho a MAVEN, y acertáis. Esa es su base, empleando una plataforma idéntica, similares paneles solares de alas de gaviota, y todo fijo en la estructura. De punta a punta, la sonda contará con una envergadura de casi 21 metros, porque los últimos paneles son flaps aerodinámicos. Será la tercera sonda en practicar el aerofrenado en Venus. Sí, gran parte de sus aviónicas serán conocidas, con una capacidad de almacenamiento a bordo de 1.5 Tb. Lo que sí cambia es el sistema de comunicaciones, siendo la agencia italiana ASI la que proporcione casi todo, entre ello la antena principal de 2.2 metros de diámetro y su transpondedor integrado de espacio profundo, una unidad idéntica a la que vuela en MPO de BepiColombo, con otros elementos llegando de la agencia francesa CNES, trabajando en banda-X y banda-Ka. Para su ciencia, serán tres

investigaciones: VISAR, el SAR Interferométrico de Venus, usará dos antenas fijas de 3.9 x 0.65 metros, que se desplegarán una vez en vuelo, quedando fijas en sus posiciones. Trabajará en banda-X, y a lo largo de su misión obtendrá datos para formar un modelo de elevación digital casi global con puntos de referencia cada trescientos metros, un mapa de media resolución a treinta metros, y observaciones a zonas concretas (un 27% aproximadamente) con resoluciones de quince metros o mejores. Y hará interferometría, sí, un tipo llamado RPI, o de pasos repetidos, en hasta diecisiete lugares escogidos, todos con posibilidad de actividad actual, para tratar de detectar cambios. La segunda investigación es VEM, el Cartógrafo de Emisividad de Venus. Basado en

el sistema MERTIS, esta cámara alemana (proporcionada por la agencia DLR) tratará de hacer un mapa básico de la mineralogía de Venus. Es un sistema multiespectral que registrará catorce longitudes de onda a mismo tiempo, varias para análisis de las nubes, el resto para observar la superficie. Porque sí, se puede, como demostró el sistema VIRTIS de Venus Express, gracias a unas ventanas espectrales en el infrarrojo cercano. Experimentos de laboratorio han demostrado que se pueden usar para detectar algunos minerales en la superficie venusina. Y aunque en circunstancias normales su resolución sería de 250 metros, las nubes y sus propiedades la limitarían a kilómetros. Usando procesado digital de TDI, como emplea la cámara HiRISE de MRO, la resolución final será de un km. Además del estudio de los minerales, se buscarán focos calientes, para encontrar zonas activas y, además, se sabrá cuánto calor irradia la superficie. La tercera investigación es la Ciencia de Gravedad. No necesita de equipo adicional; con el sistema de comunicaciones basta. Y al usar dos frecuencias distintas, operando al mismo tiempo, se obtendrán datos más precisos. Actualmente, los datos son poco precisos (resolución 500 km) como para hacer comparaciones con el resto de planetas interiores. De hecho, ni se sabe si su núcleo es sólido o líquido. VERITAS mejoraría esta cifra a unos 155 km gracias a su órbita circular cerrada, posibilitando modelar mejor el interior y facilitar las comparaciones con sus vecinos. Saber cómo es por dentro ayudará no sólo a comprender su evolución, también ayudará a crear una mejor imagen de la formación de los planetas terrestres. Ah, y contará con un experimento tecnológico llamado DSAC-2. Se trata de un reloj atómico para usos de espacio profundo, principalmente para ayudar en la navegación de las misiones. Un reloj atómico es ultraestable en largas temporadas, y eso permitiría a una sonda tener un tiempo de referencia estable interno, puesto que en la actualidad el tiempo se envía a las sondas con regularidad. La referencia de tiempo ayudaría a saber dónde está la sonda, y también sería de ayuda en las operaciones de radio ciencia. Un primer instrumento ya demostró, en órbita terrestre, que funcionaba. Ahora se llevará a otro nivel, con un aparato más pequeño, que consuma menos energía, pero que retenga el rendimiento.

Cuando se seleccionó, junto con DAVINCI, VERITAS debería haber sido la primera de las dos en lanzarse (para diciembre del 2027, usando lanzadores pesados como el Falcon Heavy o el Vulcan Centaur) y llegar a Venus seis o siete meses después. Insertada en una órbita elíptica, primero reduciría el periodo orbital usando su propulsión, para más tarde pasar al aerofrenado. Esta etapa de misión llevaría dieciséis meses, cortada por una fase científica de cuatro meses dedicada a VEM, para acabar en una trayectoria casi polar a 250 km de altitud sobre Venus. Tras sesenta días de calibración de VISAR, la misión duraría unos tres años, con cuatro ciclos de cartografía. En verdad, Venus rota con tanta lentitud que, de un paso al otro, una sección de lo ya visto volvería a cubrirse, pasando continuamente. El plan está bien, sí, pero actualmente existen preocupaciones. El retraso en el lanzamiento de Psyche por problemas técnicos e informáticos llevó a una investigación en el JPL, la organización que gestiona la misión, detectando problemas internos. Para agravar la situación, la NASA desvió personal de de VERITAS a otros proyectos, dándoles mayor prioridad, y su presupuesto pasó a apenas millón y medio, lo que significaba suspender los trabajos (no afectó a los socios internacionales, que trabajan sin freno). Ahora, tras una campaña de presión, buena parte del presupuesto original se ha restaurado, si bien con una fecha de lanzamiento oficial para no antes del 2031. La Investigadora Principal de VERITAS, Suzanne Smrekar, ha propuesto una fecha y un plan alternativo, comenzando con un despegue para noviembre del 2029. ¿Quién ganará? Lo veremos.

Allí donde DAVINCI tocará la atmósfera y la superficie, y VERITAS la superficie y el interior, la misión europea EnVision tocará los tres palos al mismo tiempo. Su tarea será un buceo en la historia venusina, ver, o intentarlo, su evolución hasta el día de hoy. Para ello contará con potentes herramientas a la última, y de este modo obtener la base de datos mejor posible.

¿Fue pura casualidad que la ESA anunciara la selección de esta misión como la quinta de medio formato del programa Cosmic Vision, pocas semanas después de que la NASA hiciese lo propio con las suyas? Quizás no lo sepamos nunca, sin embargo fue bien recibida. En un primer vistazo, cualquiera podría pensar que tiene objetivo como los de VERITAS, pero no; va más allá.

Investigaciones recientes apuntan que, en el pasado, Venus bien pudo ser, en todos los aspectos, un planeta gemelo de nosotros. Que, mediante estudios espectroscópicos, y datos atmosféricos, se intuya que llegó a tener un océano, pocos son los que lo ponen en duda. ¿Qué pasó, entonces? Esa es la cuestión.

Venus es, de los cuatro planetas interiores, el más pobremente comprendido. Hasta Mercurio está mejor explorado, a pesar de las pocas visitas. Su mayor impedimento es, obviamente, su capa de nubes, que impide, más bien entorpece, los estudios ópticos desde la órbita. Además, la mayor cercanía al Sol que la Tierra (una irradiación un 50% superior) hace complicado que una sonda adquiera una órbita circular. Ya hemos visto que, con VERITAS, esa es la intención, y EnVision también lo hará.

Este proyecto aún está en fase de formulación, si bien fue adoptada por la ESA a comienzos de este año. Los detalles técnicos del sistema de vuelo (es decir, la sonda) no se concretarán hasta que se seleccione, a finales de año, el consorcio que la construirá. Todo tiene pinta que su diseño será más bien clásico, con plataforma más dos paneles solares. Se prevé que desplace una masa de 1.6 toneladas, con unas medidas aproximadas de 2 x 2 x 3 metros en configuración de lanzamiento, y contará con cuatro investigaciones: VenSAR será el instrumento principal. A día de hoy, el JPL de la NASA es la institución encargada de proporcionarlo. Trabajará en banda-S para así poder hacer comparaciones con los datos de la misión Magallanes, especialmente a la hora de buscar cambios en la superficie, ya que es más que posible la actividad geológica en Venus. Sin embargo, a diferencia del de VERITAS, no se dedicará, en modo de imágenes, a observar toda la superficie. No, se dedicará al estudio de regiones de interés, previamente seleccionadas, con una resolución de 30 metros y, en ellas zonas con una mejor de 10 metros. Además de tomar imágenes, VenSAR se usará como altímetro, como polarímetro, y radiómetro pasivo, y en estos casos su cobertura sí será global... o todo lo posible. Con todo esto, se prevé crear mapas tridimensionales, estudiar la geología y geografía, así como la inercia termal. La antena será de un nuevo tipo que ya hemos visto, experimentalmente, en Cubesats, como el dúo MarCO que acompañó a

InSight a Marte. Todo por la ligereza y la eficacia. SRS, el Sondeador de Radar de Su superficie, será el primero de su tipo enviado a Venus. Su misión será como la del MARSIS de Mars Express y la del SHARAD de MRO, si bien tiene más en común con el sistema RIME a bordo de JUICE. Con una potencia penetradora de varios cientos de metros, será esclarecedor a la hora de ver la evolución del planeta a lo largo del tiempo. Podría detectar formaciones ocultas, como fallas, cámaras magmáticas, estratigrafía de las distintas erupciones, hasta cráteres de impacto borrados. Puesto que se afirma que, hace unos 500 millones de años, hubo un evento volcánico global que reformó la superficie, bien podría encontrar rastros de la antigua superficie. Y las actuales, como los "continentes" de Aphrodita e Ishtar Tierra, los volcanes en escudo, las teseras y demás formaciones misteriosas se esclarecerán gracias a sus datos. VenSpec es un conjunto de tres sistemas visuales independientes controlados por un sistema centralizado. Cada uno con una misión concreta. VenSpec-M será, de los tres, el que indagará en la geología de Venus. Este sistema cuenta con catorce bandas espectrales, de las cuales sólo seis observarán la superficie a través de las diversas ventanas atmosféricas; el resto sirven para correcciones atmosféricas en los datos de los otros canales. Sus observaciones abarcarán poco más de trescientos kilómetros, con una resolución, tras la corrección de la distorsión atmosférica, de trescientos metros aproximadamente. Junto con el estudio de la geología y la textura superficiales, será ideal a la hoia de detectar puntos calientes, la señal de posibles erupciones volcánicas. VenSpec-H es un espectrómetro de alta resolución dedicado en exclusiva a la atmósfera. También trabajando en el infrarrojo, seguirá la tarea del VIRTIS-H de Venus Express a la hora de observar la variabilidad atmosférica, centrándose en elementos como el dióxido de azufre, sulfuro de carbonilo, monóxido de carbono, agua y su variante pesada llamada deuterio. Por si faltara poco, sus datos ayudarán a entender el intercambio de gases entre la superficie y la atmósfera, así como ver cómo varía la atmósfera superior, por encima de las nubes. Por si faltara poco, nos informará de la cantidad de carga de ácido sulfúrico en las nubes venusinas. Este sistema deriva del canal LNO del sensor NOMAD a bordo de ExoMars TGO. VenSpec-U observará la atmósfera de Venus en luz ultravioleta. Su misión es, en

esencia, ver los efectos de la actividad geológica en la atmósfera de Venus, en especial el monóxido y el dióxido de azufre, su cantidad, su variabilidad con el tiempo. También podrá observar la alta atmósfera, la capa superior de nubes, estudiando ese absorbente desconocido de la luz ultravioleta. Se compone de dos sistemas, el canal LR, o de baja resolución, y HR, de alta resolución, ambos espectralmente hablando. Es, en realidad, una adaptación del sistema PHEBUS de BepiColombo, pero con sistemas ópticos independientes y sensores tipo CMOS. El experimento de radio ciencia, usando los dos canales de comunicaciones en banda-X y banda-Ka creada el modelo interno de Venus más preciso. Sí, se asume que la estructura interna Venusina es una réplica de la terrestre, pero se carecen de datos exactos para afirmarlo con rotundidad. Al orbitar más cerca que nunca del planeta, podremos tener así una mejor idea de cómo es Venus por dentro. Y si se combinan con los de VERITAS...

Actualmente, la idea es lanzar a EnVision a finales del 2031 a bordo de un Ariane 62, la variante menos potente del nuevo lanzador pesado europeo. Una vez en el espacio, le esperan nada menos que quince meses de crucero hasta Venus, y una vez insertada en órbita, le esperan otros dieciséis meses más de aerofrenado, más dos adicionales de verificación funcional y calibración. Su órbita definitiva será casi polar (entre 87° y 89°) y distancias de entre los 220 y los 510 kilómetros de altitud. Su misión primaria se prevé que dure cuatro años terrestres. 

Por cierto que sus estudios irán más allá de lo estrictamente planetario. En efecto, con EnVision se pretende estudiar Venus también como análogo exoplanetario, puesto que muchos de los exoplanetas terrestres descubiertos bien pueden ser como la propia Venus, al estar en la zona habitable, pero casi. Así, con la información que la futura misión ARIEL nos consiga, entenderemos mejor la evolución planetaria fuera de nuestro sistema solar.

No hay tres sin cuatro, o eso dicen... O no. Veréis, hemos estado dilatando demasiado la redacción de esta entrada. El verano puede con nosotros. Sin embargo nos ha permitido, en este punto, añadir un cuarto actor en la ópera de Venus. Y no, no es Rusia, cuya Venera-D sigue dando vueltas como una peonza. Nos referimos a ISRO, la agencia espacial de la India. 

La idea de un orbitador a Venus salió allá por el año 2012 o 2013, cuando la agencia había tenido los éxitos de sus misiones a la Luna y Marte. La verdad, han estado mareando la perdiz bastante tiempo, puesto que sólo en el año 2018 se decidió buscar la carga útil (máximo, cien kilogramos) que portaría y, más tarde, propuestas internacionales. En verdad, cuando salta la noticia de una propuesta de misión así, somos bastante escépticos. Son tantas las ideas lanzadas al aire, tan pocas las que llegan a ser realidad... Pero esta ya lo es porque cuenta con la aprobación, reciente, del mismo gobierno de la India.

No se han destrozado la cabeza a la hora de buscar un nombre: VOM, Misión del Orbitador de Venus. Es una misión de estudio general en el que cabe de todo: superficie y subsuperficie, atmósfera e irradiación solar, e interacción del viento solar con la ionosfera. Será, posiblemente, una de las sondas más cargadas de experimentos, no menos de veinte, con sistemas de escaneo remoto (sistema SAR de frecuencia dual, radar de penetración del suelo, cámaras ópticas y termales, espectrómetros, espectro-polarímetros, un fotómetro, sensor de rayos) experimento de radio ciencia y sensores in-situ (espectrómetro de masas, analizadores de iones y electrones, monitor de radiación, detector de ondas de plasma, sensor de rayos X solares, detector de polvo, un analizador de plasma...), con contribuciones de la NASA, Rusia, Francia (está por ver) y Suecia. La masa prevista de la sonda es actualmente de unos 2500 kg.

ISRO planea lanzar la misión para marzo del 2028 en un LVM3, con un periodo secundario en el 2031. Poco más se sabe. Pero, ¿por qué han tardado tanto en decidirse? La verdad, la agencia tenía, y tiene, proyectos de mayor prioridad. Sólo recordemos que lanzaron Chandrayaan-2 con una misión triple, y que el componente de superficie se estrelló, causando la creación de Chandrayaan-3, que sí tuvo éxito. Luego está la primera misión solar, el satélite el conjunción con la NASA (NISAR). Por no decir la nave tripulada, Gaganyaan, cuyo primer vuelo, sin tripulación, está a la vuelta de la esquina.

Ya lo veis: en lo que se refiere a la exploración venusina, la cosa está que arde. Pero, como todo aquí, toca sentarse y esperar. Pero promete. Vaya si promete.