Ventana al espacio (CXCII)

El lander Blue Ghost en la superficie lunar (Arriba, recién alunizado; Abajo, antes de la puesta de sol)

(Fuente: Firefly Aerospace)

Misión al planeta Tierra: EZIE

 Auroras boreales, auroras australes, son un evento recurrente estos días, ahora que estamos en el periodo del máximo solar. Y, claro, son muchos los que corren a las regiones polares para verlas (si bien es cierto que, en algunos casos, y dependiendo de la potencia de la tormenta solar, pueden llegar a latitudes más bajas como las islas Canarias). Sabemos mucho, sí, pero también esconden muchos misterios.

Sí, lo admitimos: hasta hace poco desconocíamos la existencia de los llamados electrochorros aurorales. Vaya palabrota. Pues consiste en una serie de corrientes eléctricas que surgen con las auroras, que transportan más de un millón de amperios CADA segundo, creando al final una suerte de circuito eléctrico entre la Tierra y el espacio profundo, extendiéndose unos 160.000 km. Esto es todo lo que sabemos, puesto que aparecen en una región inalcanzable. Lo ideal sería meter un conjunto de instrumentos un situ que nos informe de lo que pasa pero, al estar a 105 km de la superficie, en plena ionosfera, está demasiado alto para los globos científicos, y demasiado bajos para los satélites. Un cohete de sondeo tampoco sería solución, porque tendría demasiado poco tiempo para tomar lecturas. ¿Cómo lo investigamos, entonces? Menudo dilema.

Las moléculas de oxígeno destacan en diversas longitudes de onda, sí, y entre ellas esta la de los microondas, centrada en los 118.75 GHz. Pues bien, resulta que el oxígeno, en esta longitud de onda precisa, cuando entra en contacto con un campo magnético, se divide en dos, y cuanto más potente el campo magnético, mayor es la división. A este fenómeno se le denomina división o efecto Zeeman, por el físico holandés Pieter Zeeman que lo descubrió en 1896. Este rollo viene a cuento porque, para un grupo de científicos, es la solución al problema de los electrochorros.

El Explorador de Imágenes de Electrochorros Zeeman (EZIE, por simplificar) es la misión diseñada para resolver las dudas que aún tenemos acerca de este fenómeno. Como misión SMEX de la serie Explorer, se trata de un proyecto de bajo presupuesto. Y, al ser un suceso muy variable, un único vehículo no basta.

Ya hemos hablado aquí sobre los Cubesats, y su promesa. La promesa de tener constelaciones de

satélites diminutos explorando diversos componentes del sistema terrestre. Y con EZIE se da un primer paso en esta promesa. Con su limitado presupuesto el proyecto se ha decantado por tres unidades idénticas. El desarrollo de los satélites ha corrido a cargo de la firma Blues Canyon Technologies, especialista en este tipo de formatos, escogiendo una configuración 6U para ellos. Eso significa unas medidas aproximadas del bus de 10 x 20 x 30 cm, alojando dentro lo básico para funcionar. Sus únicos apéndices son los paneles solares de tres secciones cada uno, uno en un ángulo de noventa grados con respecto a la plataforma, el otro en uno más abierto. Y estará estabilizado en sus tres ejes, si bien no cuenta con propulsión alguna. En cuanto a la instrumentación,

cada satélite cuenta con un ejemplar idéntico de MEM, el Magnetograma de Electro chorros en Microondas. Ocupa un volumen de 2U, y emplea cuatro diminutas antenas receptoras, los sistemas detectores y el juego de electrónicas comunes. El instrumento se ha diseñado para poseer el mayor campo de visión posible, de ahí que cada antena apunte en una dirección. En realidad, se trata de un espectrómetro de microondas de banda estrecha centrado en la línea de emisión del oxígeno (118.75 GHz) cuya tarea es, precisamente, detectar el efecto Zeeman en las regiones donde hay auroras, creando así mapas de la zona. Aunque pequeño, cada instrumento es tan potente que puede realizar las tareas por su cuenta gracias a su juego de electrónicas controladas por un FPGA. Para construir MEM, se han basado en instrumentación de microondas como la incorporada en TEMPEST-D o CubeRRT, y los instrumentos para EZIE tendrán una polarización plena.

Para lanzar algo tan pequeño, bien se podría haber recurrido al Electron de RocketLab, pero no. Por eso os resultará extraño que lo vayan a ser por un Falcon 9. Si os decimos que no estarán solos, la cosa cambia. Sí, los tres EZIE forman parte de la misión Transporter-13, que pondrá en órbita otros veintinueve satélites diminutos. El despegue, desde Vandenberg, California, el día 15, y apuntan a una órbita de unos 550 km sobre la Tierra.

EZIE es, en realidad, una misión de escaneo remoto. No estudiará los electrochorros directamente, porque el efecto que registrará sucede unos dieciséis km por debajo. Sí, sin embargo serán los campos

magnéticos creados por los electrochorros los que provocarán el efecto Zeeman que EZIE detectará. Su tiempo de misión se cifra en dieciocho meses, en los que los tres satélites orbitarán nuestro planeta de polo a polo, variando su altitud entre los 420 y los 630 km, así como su separación entre sí entre dos y diez minutos. Sin propulsión, esto lo hacen con el rozamiento atmosférico, mientras vuelan uno tras otro en una configuración de collar de perlas. Cada vez que pasen sobre las auroras, los tres MEM medirán la fuerza y la dirección de los campos magnéticos de los electrochorros, creando mapas magnéticos de la zona. Puesto que es un fenómeno extremadamente variable, de ahí viene la necesidad de más de un satélite. Y si se juntan sus datos con lo capturado por el cuarteto PUNCH, la imagen será más precisa.

El objetivo de la misión es entender este fenómeno, envuelto en misterios, para comprender cómo surgen, cómo se comportan, qué papel juegan. Además, la información que obtengan será vital a la hora de pronosticar los eventos de meteorología espacial que pueden impactar en la tecnología de la Tierra.

Un buen trío, sin duda, que nos enseñará un fenómeno nuevo o, mejor dicho, casi desconocido. No queda otra que desearles suerte.

Ventana al espacio (CXCI)

 

La galaxia M104, desde el telescopio James Webb.

Las próximas misiones al Sol: PUNCH

 No se necesita un satélite, ni dos, ni tres, sino cuatro para observar el Sol y el entorno que le rodea. ¿Por qué? ¿Para qué? Bueno, para eso estamos aquí.

Hay un misterio sobre nuestra estrella que es de dimensiones colosales: ¿en qué punto la corona solar se convierte en el viento solar? En la actualidad, y a pesar de la cantidad de misiones lanzadas, sólo hay una con capacidad para tratar de responder a la pregunta, Parker Solar Probe, estando ya, desde diciembre del año pasado, en su órbita definitiva. Sí, una misión un situ nos dará, no cabe duda, información de primera mano, si bien entre que la recoge, nos la envía, y la comprendemos, la cosa tardará. Y, siempre que obtenemos la perspectiva cercana, nos hace falta también la perspectiva global.

El programa Explorer ha dado muchas misiones francamente interesantes, ya en formato medio (como Swift, por ejemplo) o en uno más diminuto, (NuSTAR es un buen ejemplo), incluso más. Nuestra protagonista de hoy pertenece a la familia de misiones SMEX de este programa, y tiene un objetivo muy concreto, como todas las de la familia, claro.

El Polarímetro para Unificar la Corona y la Heliosfera, o PUNCH para abreviar, es un proyecto pequeño, si bien con un objetivo colosal. Para conseguirlo, necesita tener un gran campo de visión alrededor del Sol, por eso, y con el pequeño presupuesto de este tipo de misiones, en vez de decidirse por un satélite con un tipo nuevo de sistema de visión, han decidido emplear cuatro unidades e instrumentación ya conocida. 

Por simplificar, el proyecto de la misión PUNCH ha decidido emplear un único tipo de bus para los cuatro satélites que hay que lanzar. Es de la categoría de los microsatélites, es decir, pequeño pero por encima de los Cubesats. Elaborada en aluminio, la plataforma es un rectángulo plano, de un metro de lado en su extremo más largo, en cuyo interior está casi todo lo necesario para funcionar. La inmensa mayoría de sistemas son componentes comerciales, de pequeño tamaño y diseñados, en su mayoría, para Cubesats. El ordenador es, en esencia, lo único desarrollado en

una institución universitaria, el Instituto de Investigación del Suroeste, o SwRi. Se denomina Centaur, y controlará todo en el satélite, hasta la instrumentación. En su núcleo está el procesador LEON 3, que se combina con dos FPGA, y cuenta con una memoria flash de 16 GB. Para sus comunicaciones, sistema dual: banda-S para recepción de comandos y transmisión de telemetría, y banda-X para los datos en alta velocidad. El sistema bidireccional está conectado a dos antenas omnidireccionales, una en la zona baja de la plataforma, la segunda en una pequeña extensión en una esquina de la parte superior. Para el segundo, se trata de una antena de baja ganancia tipo parche, más que suficiente. En cuanto al control de actitud, es triaxial, y muy preciso, con uno de los lados cortos apuntando siempre al Sol. Se recurre al paquete XACT-100 de la firma Blue Canyon, conectada a los diversos sensores y actuadores: dos escáneres estelares, sensores solares, ruedas de reacción y sistemas de descompensación magnética, receptor de GNSS, unidad de medición inercial... Y propulsión, en la forma del sistema Hydros-C, un componente innovador que emplea agua como combustible. Dentro del sistema, mediante la electrólisis, se separa el hidrógeno y el oxígeno, formando así una propulsión bipropelente que se inyecta en una cámara de combustión. La tobera se sitúa en el centro del anillo de montaje al sistema de separación. El empuje es pequeño, pero suficiente. En cuestión de energía, un panel solar de tres secciones, desplegable una vez en el espacio. Éste genera energía más que suficiente para los sistemas de a bordo y para cargar la batería del satélite. En cuanto al control termal, básico: mantas multicapa, calentadores y radiadores. La ciencia la entregarán dos sistemas principales y una investigación estudiantil. NFI, Cámara de Campo Estrecho, es, en realidad,

un coronógrafo de diseño compacto. Desarrollado en el Laboratorio de Investigación Naval (NRL), usan la experiencia de instrumentación anterior. En esencia, posee una configuración de ocultación externa, que sitúa los elementos de bloqueo, un conjunto multidisco, justo en la misma apertura del sistema. El tren óptico engaña: aunque parece usar una configuración reflectora, se trata de un sistema refractor. Esto se debe al tubo de la apertura, repleto de bafles y que termina en el espejo de rechazo de calor, con una longitud focal de 255 mm. Sin embargo, en el centro de este espejo se sitúa la apertura al resto del sistema, de 22.91 mm de diámetro, sirviendo a un conjunto dióptrico de seis lentes (f/4.5), entregando la luz a un sensor CCD de 2048 x 4096 píxels, pasando antes por una rueda de filtros polarizantes de cinco posiciones: filtro claro, posición cerrada, y los tres de polarización (-60°, 0°, +60°). El CCD es del tipo transferencia de secuencia, lo que significa que una mitad de 2048 x 2048 es la parte activa, la segunda sirve de almacenamiento temporal antes de enviarla al almacenamiento masivo de a bordo. Será el que apunte al Sol, con un campo de visión semejante al del sistema LASCO-C3 de SOHO (6-32 radios solares). Observará en un rango de longitudes de onda de

entre 450 y 750 nm. Sólo se instalará en uno de los satélites. WFI, Cámara de Campo Ancho, deriva del sistema SECCHI-HI de STEREO. Eso quiere decir que no observará el Sol directamente, sino el espacio a su alrededor. Sencillamente simple, todo el sistema óptico se encierra en un complicado conjunto de bafles y trampas de luz para suprimir toda fuente no deseada, sea terrestre, solar, incluso lunar. Lo que es la cámara en sí se ubica en diagonal para apuntar en la dirección deseada. Refractor también, su sistema óptico, igualmente dióptrico, emplea siete elementos para entregar la luz al CCD. Como otra forma de reducir el presupuesto, tanto el detector como la rueda de filtros son idénticos a los usados en el NFI. Eso sí, la rueda de filtros se sitúa ANTES del grupo óptico. Presente en los otros tres satélites, cada WFI contará con un amplio campo de visión que observará el espacio a distancias de 20 hasta 180 radios solares, con un rango de longitudes de onda idénticos a los del NFI. Ah, un detalle interesante: los satélites y los instrumentos se han diseñado para ser intercambiables, es decir, que no hay uno diseñado

específicamente para el NFI. Esto simplifica las cosas. Y la colaboración estudiantil se llama STEAM, Monitor de Actividad Energética Estudiantil. Instalado en el mismo satélite que el NFI, cuenta con dos detectores de rayos X tipo Amptec X123, cada uno con una apertura exclusiva definiendo su campo de visión. Registrará la energía del Sol en el rango de entre 1 y 125 keV de los rayos X, para detectar y estudiar el calentamiento de la corona y las llamaradas solares. Cada unidad desplazará, completamente integrada, una masa de aproximadamente cuarenta kilogramos.

Si pensáis que lanzar estos cuatro pequeños en un Falcon 9 es excesivo, acertáis. Sin embargo, se hace porque se aprovecha, así, la potencia de sobra de este lanzador cuando envíe a la órbita la misión astrofísica SPHEREx. Como adaptador base usará el llamado ESPA-Grande el cual, además de contar con el acoplamiento principal a la carga primaria, cuenta con cuatro puntos de anclaje y separación secundarios, y ahí se situarán los cuatro PUNCH. El lanzamiento se producirá desde la base californiana de Vandenberg el día 27. Para este vuelo se usará un núcleo con apenas dos misiones en los registros, el B1088, con una misión Starlink, y la Transporter-12 a finales del año pasado y a comienzos de este. En cuanto la etapa superior separe a SPHEREx, será el turno de PUNCH. El cuarteto orbitará la Tierra en una trayectoria polar, sincrónica solar sobre el terminador a 620 km de altitud.

La verificación de los satélites durará unos noventa días. En ese tiempo, además de comprobar que todo funciona, se establecerá la constelación, con el equipado con el NFI ubicado entre dos de los equipados con las WFI. En este tiempo, los satélites con los WFI quedarán separados por 120° para así crear el campo de visión necesario.

La misión principal durará aproximadamente dos años, con los cuatro satélites trabajando en concierto. Así, cada satélite, en un plazo de ocho minutos, tomará un total de

siete imágenes: una con el filtro claro, y dos juegos de tres con los filtros polarizantes. En ese tiempo cada satélite recorre 30° de su órbita manteniendo su posición inercial, para después derivar antes de reanudar el ciclo. Una vez descargadas, las imágenes serán procesadas en Tierra para dar forma a una sola imagen que abarca prácticamente todo el sistema solar interno en una sola secuencia profunda y, además, tridimensional. Esto significa que la imagen de la NFI quedará en el centro, y las tres de las WFI saliendo de ella, y rotando en la dirección orbital a medida que la constelación se mueve alrededor de la Tierra.

PUNCH se ha configurado para responder a dos objetivos: entender cómo las estructuras coronales se convierten en el viento solar ambiente; y comprender la evolución de las estructuras transitorias como las CME's o similar, en el joven viento solar. De este modo, las imágenes de PUNCH se fundirán con los datos de los perihelios de Parker Solar Probe, generando una visión global. Ah, y será el complemento perfecto para otra misión SMEX que pronto se lanzará, el dúo TRACERS.

Está claro: no hace falta un sistema de vuelo grande o complejo para ofrecer una misión realmente fascinante que dará ciencia transformadora con un bajo presupuesto. Estamos ansiosos. ¿Y vosotros?

Bajo el rojo: SPHEREx

 Mapas, mapas. Son necesarios para saber a dónde vamos, o dónde está un lugar en concreto. Este concepto no sólo es válido en Tierra, también allí arriba porque, ¿cómo apuntarían los telescopios, entonces? Sí, y es hora de compilar uno nuevo.

¿Por qué la NASA se dispone a elevar un nuevo telescopio infrarrojo de cartografía? ¿Los mapas de WISE no sirven para nada? Preguntas válidas, no cabe duda, preguntas que tienen su respuesta. Sí, los mapas actuales siguen siendo válidos, y nuestra protagonista de hoy pretende crear uno muy distinto a todo lo que ya tenemos. 

Da lo mismo que sea en nuestro sistema solar, o esté tan lejos como el mismo Big Bang. Todos los objetos emiten, o reflejan, la luz. Es de sobra conocido. Y esta luz sirve no sólo para encontrarlos, también para saber cómo son. Esta técnica la usamos en las superficies planetarias y lunares, en atmósferas, así como en estrellas, nebulosas, supernovas, galaxias, incluso en el espacio aparentemente vacío. Y nos informa de lo que existe por allí. Lo que no hemos hecho, hasta ahora, es compilar un mapa de TODA la bóveda celeste de esta manera. Es hora de rectificarlo.

Perteneciente a la familia de misiones MIDEX del programa Explorer de la NASA, el observatorio SPHEREx (Espectro-Fotómetro para la Historia del Universo, Época de la Reionización y Explorador de Hielos) es un satélite de diseño simple pero de potentes prestaciones, más que capaz de cumplir con su misión de manera sumamente eficaz. Una misión más que anticipada.

Desarrollada por la firma BAE Systems (anteriormente Ball Aerospace) se ha dado con un diseño de lo más peculiar. A primer golpe de vista bien parece un megáfono que apunta al techo, pero uno de 2.6 metros de alto y 3.2 tanto de ancho como de fondo. Como misiones anteriores (véase WISE o IXPE) emplea la plataforma común BCP-100 de la serie BCP-Small, pequeña pero fiable, y con todo lo necesario para funcionar. A

ver, no vamos a presumir que conocemos el satélite hasta el última tornillo (ya nos gustaría) pero sí lo suficiente como para que os hagáis una idea. Por ejemplo, es típico de los satélites de órbita terrestre cuenten con sistemas de comunicaciones duales, y SPHEREx no es una excepción. Equipa un sistema de banda-S para recepción de comandos y transmisión de telemetría, contando con dos antenas omnidireccionales y una tercera ubicada en la parte inferior de la plataforma, de mayor ganancia. Para transmitir datos científicos, sin embargo, se recurre a un sistema de alto rendimiento que usa banda-Ka, conectado a dos antenas tipo cuerno, también alojadas en la parte inferior. Es indicativo del gran volumen de datos que generará. Más a simple vista se ve que usará el Sol como fuente de energía, con un único panel solar rectangular de 2.67 x 1.02 metros (en cuyos extremos se sitúan las antenas omnidireccionales) que alimenta los sistemas de a bordo y carga la batería del satélite. Y, naturalmente, está estabilizado en sus tres ejes, usando lo básico: unidad de medición inercial, escáneres estelares, ruedas de reacción más sistemas de des compensación magnética... Y un sistema termal más bien pasivo. Para cumplir su misión cuenta con un único telescopio. Es compacto pero diseñado para un alto

rendimiento. Es de tipo reflector, anastigmático de tres espejos de aluminio, con un espejo primario de veinte centímetros de apertura (f/3). Se ha diseñado para carecer de partes móviles, de modo que la discriminación se realiza mediante un divisor de haz dicrótico y los filtros empleados. Como otros instrumentos, muchos planetarios, esta configuración permite un diseño compacto y simple, si bien dobla la cantidad de planos focales, que en realidad no es un problema. Así, el divisor dicrótico resulta opaco a las longitudes de onda infrarroja hasta los 2.6 micrones, siendo transparente a las más largas hasta los 5.3 micrones. Cada plano focal se ha optimizado para sus rangos de visión, si bien son virtualmente idénticos. Herencia del telescopio James Webb, cada plano focal cuenta con tres detectores de mercurio-cadmio-telurio de gran formato (2048 x 2048 píxels cada uno) en una configuración de uno por tres. Lo importante se sitúa,

sin embargo, sobre cada detector. Para la verdadera discriminación de longitudes de onda se emplea la tecnología de los filtros lineales variables, en esencia una placa en la que se sitúan los distintos filtros. Una tecnología adaptada de instrumentación planetaria como el sistema Ralph/LEISA a bordo de New Horizons, entre otras. Esto significará que SPHEREx realizará espectroscopia de imágenes a la hora de compilar sus mapas del cosmos. Cada uno de los filtros registra diecisiete longitudes de onda, por lo que en total será capaz de registrar un total de ciento dos bandas espectrales de forma simultánea (0.75-2.44 micrones un plano focal; 2.40-5.01 micrones el segundo), a diferencia de las cuatro de su antecesor WISE. Esto lo convierte en un explorador hiperespectral del cielo. Pero para que este sistema rinda, se necesita, por obligación, una forma de refrigerar el sistema. Como toda misión infrarroja, las señales procedentes de la Tierra, del Sol, y del mismo satélite, pueden abrumar a los detectores, dejándolos inservibles. Si bien misiones anteriores empleaban métodos activos con criostatos rellenos de helio líquido superfluido, o criorefrigeradores mecánicos, el sistema de

SPHEREx es totalmente pasivo. Para empezar, el telescopio (que no apunta en la vertical, sino que esta levemente inclinado para poder cubrir toda la bóveda celeste) se asienta sobre una serie de puntales que lo alejan de la parte superior del bus. Como segunda medida se ha incorporado lo que en el proyecto llama radiadores de ranura en V, que se trata, en realidad, de tres series de espejos, unos sobre otros, dando la impresión que parecen paraguas invertidos. Se ubican entre la carcasa del telescopio y los puntales. Y para terminar, los escudos de fotones. De forma cónica, cada uno tiene un grosor de 19 mm, y en virtud de los espacios entre ellos, el calor que sacan los radiadores los escudos lo redirigen hacia el espacio. Su tamaño total es de 1.7 metros de alto y 3.2 de ancho. Se ha usado aluminio en ellos, con un núcleo en panal de abeja y láminas sólidas exteriores, y el cono más exterior pintado de blanco para reflejar la luz y el calor del Sol. Todo este sistema sirve para reducir la temperatura de los planos focales hasta los -210°C. Una vez en configuración de lanzamiento, el observatorio desplaza una masa de 502 kg.

SPHEREx es la carga útil principal de un lanzamiento dual, puesto que la misión solar PUNCH y sus cuatro minisatélites compartirán cofia. Y el responsable del vuelo será el Falcon 9, desde la base de Vandenberg en California, usando una primera etapa, la B1088, que solamente ha volado dos veces con anterioridad. El despegue está fijado para el día 27 y, una vez completado el proceso, el observatorio orbitará nuestro planeta en una trayectoria polar, sincrónica solar sobre el terminador terrestre a una altitud de 650 km.

En cuanto se haya establecido contacto con SPHEREx y esté en una actitud estable, comenzarán los treinta días de la verificación, el enfriamiento de los detectores y la expulsión de la cubierta de la apertura del telescopio. Se calibrará todo antes de iniciar una tarea primaria que durará veinticinco meses.

SPHEREx se ha diseñado para ser capaz de, a lo largo de su misión, compilar hasta cuatro mapas de todo el cielo, así como dos exploraciones profundas de los polos y de la eclíptica. Como otras misiones semejantes, aprovechará su propia órbita, más el movimiento de la Tierra alrededor del Sol para compilarlos, pero también empleará movimientos propios para captar en profundidad cada uno de los

objetos que entren en su campo de visión. Así, por ejemplo, cuando la galaxia de Andrómeda aparezca, SPHEREx maniobrará con sus ruedas de reacción para barrer, de un extremo al otro, la galaxia y así cubrirla por completo a lo largo de todo su espectro. Con este método y con su configuración, resulta obvio que generará en solo una órbita gran cantidad de datos: en total, serán seiscientas exposiciones al día, es decir, hasta tres mil seiscientas imágenes por detector. Por ello, cuenta con potentes algoritmos de compresión y reducción de datos de a bordo para, de este modo, reducir el volumen de información a transmitir.

Aparte de la tarea de compilar mapas de la bóveda celeste que se puedan usar para otras misiones, SPHEREx cuenta con tres objetivos que busca responder. El primero es de naturaleza cosmológica: restringir la física detrás del suceso denominado Inflación Cósmica midiendo sus huellas en la distribución tridimensional de las galaxias, su materia. La Inflación ocurrió apenas un parpadeo después del Big Bang, y supuso la expansión, repentina y masiva, del cosmos. Al observar el infrarrojo, rastreará estas señales hasta donde pueda, y como, debido a la expansión cósmica, muchas galaxias están tan lejanas que los cálculos de distancia sólo se pueden hacer en esta longitud de onda, creará de este modo un mapa en 3D de la distribución de las galaxias, lo que permitirá localizar las señales de la Inflación. El segundo podríamos calificarlo de arqueología cósmica: rastrear la historia de la producción de luz galáctica usando mediciones profundas multibanda a gran escala. Básicamente,

trazará una historia de la evolución de las galaxias partiendo de la luz que emiten. Porque SPHEREx es también un fotómetro, medirá la cantidad de luz que cada galaxia emite o, para ser más concretos, ha emitido para cuando nos ha llegado. Misiones anteriores lo han hecho, pero con una pequeña muestra representativa y extrapolando los resultados globalmente. SPHEREx lo hará a escala global, permitiendo encontrar, así, fuentes de luz perdidas o, para ser más exactos, escondidas, delatando galaxias lejanas o estrellas situadas en los límites de sus galaxias. El tercer y último objetivo versa sobre nuestra búsqueda actual de los ingredientes básicos de la vida: investigará la abundancia y la composición del agua helada y otros hielos biogénicos en paz primeras fases de la formación de discos estelares y protoplanetarios. Una primera búsqueda lo hizo en forma de gases en las nubes de formación hasta que, al no ver nada, se centraron en las partículas de polvo heladas, y ahí sí que sí, aunque en menor cantidad de lo esperado. Con los mapas de SPHEREx se espera encontrar y cuantificar todo ingrediente para la formación planetaria, en especial esperando descubrir lugares en los que podrían formarse planetas similares a la Tierra, y en los que podría formarse la vida. Así, por toda la Vía Láctea. Al final de su tarea principal, se espera fusionar cada uno de los mapas para formar un enorme catálogo de fuentes en alta resolución, alta exactitud, gran profundidad, y abierto a cualquiera. Incluso sus datos tendrán aplicación al sistema solar, puesto que se prevé que miles y miles de asteroides pasen por su campo de visión, muchos de ellos nunca explorados espectroscópica mente hablando.

Misión pequeña, tarea colosal. Ya estamos esperando las coloridas imágenes que nos entregará, y la información tan fascinante que generará. Sólo nos queda decir: A por ello. 

Las próximas misiones a la Luna: Lunar Trailblazer

Está más que confirmado: hay hielo en la Luna. Se ha registrado indirectamente, se ha sentido, se ha saboreado, y se ha detectado de forma remota pero directamente. Estamos en plena carrera para saber cuánta hay cuán accesible es, cómo usarla. El agua, en forma de hielo, es un elemento volátil, y no es el único. Hay otros, potencialmente útiles. Ahora, la duda es: ¿cómo llegó? Existen alternativas:  ya estaba ahí cuando la Luna se formó; llegó por impacto; o más bizarro, por interacciones entre el material selenita y los elementos del viento solar.

Aún más bizarro: ¿podría haber un ciclo de agua y elementos volátiles allí? Para eso, y para hacer una cuantificación más exacta, necesitamos una misión específica. Y ahí entramos.

Es cierto, el programa Discovery se creó para una investigación económica y enfocada del sistema solar. Enfocada a indagaciones concretas. Desde su comienzo hasta ahora, el coste por misión ha aumentado, y por eso la NASA creó un nuevo programa idéntico en filosofía, pero más económico, si cabe. Ya hemos hablado de SIMPLEx, en el que las misiones son de presupuesto aquilatado y vehículos diminutos, para lanzarse como cargas secundarias de otras misiones más importantes. Es cierto que supone un pequeño problema porque dependen de la preparación de la misión primaria, pero es una alternativa muy interesante, al usar todas las prestaciones de un cohete para poner en el espacio más de una misión.

El paradigma de la pequeñez son los Cubesats, si bien hay formas algo mayores para regirse según los parámetros de SIMPLEx. De hecho, las firmas constructoras han desarrollado plataformas ideales para misiones así, fácilmente configurables para cada misión, y usando componentes baratos, incluso aptos para Cubesats. 

Un proyecto de SIMPLEx, nuestra protagonista de hoy, lleva varios años en planificación y desarrollo, y es vista como básica antes de que volvamos a posar el pie en nuestro satélite. Su nombre: Lunar Trailblazer.

Bajo la Investigadora Principal Bethany Ehlmann, la misión no puede ser más importante para el futuro de la exploración selenita tripulada. Sobre sus hombros se impone un enorme peso porque, de lo que detecte, se verá hasta qué punto la Luna será hospitalaria para nosotros. 

Veámosla en profundidad. Lunar Trailblazer es un orbitador de dimensiones y masa comedidas. Su pequeño bus, llamado plataforma Curio, ha sido diseñado y producido por la firma Lockheed Martín, y apenas cuenta con apéndices que desplegar. Una vez en el espacio, su envergadura es de tres metros y medio. Dado lo pequeña que es, no cuenta con elementos repetidos que garanticen redundancia. De hecho, es más bien selectiva. Pero cuenta con lo necesario

para funcionar. Su ordenador usa el procesador Sphinx, usado en misiones como Lunar Flashlight, proporcionado por la firma Cobham. Cuenta con 256 MB de memoria RAM dinámica, y hasta 8 GB de memoria flash, almacenando telemetría de ingeniería y los datos de sus instrumentos. Para comunicar con Tierra, se ha decidido por otro sistema de Cubesats, como es el pequeño transpondedor Iris. Trabajando en banda-X, usará cuatro antenas de baja ganancia y una de media ganancia. En cuanto a su sistema de control de actitud triaxial, cuenta con el paquete FleXcore de la firma Blue Canyon, que en una carcasa sola de 12.1 x 11.4 x 4.9 cm, aloja casi de todo. Por ello, cuenta con unidad de medición inercial, ruedas de reacción, un escáner estelar, sensores solares... Su sistema de propulsión se ha diseñado para acomodarse a todo tipo de trayectorias, salvo un vuelo directo a la Luna. Semejante al de las sondas GRAIL, usa combustible químico convencional, y todo un juego de propulsores para sus maniobras tanto en el espacio profundo como en órbita selenita. Para generar energía, usará tres pequeños paneles solares, de tres secciones cada uno, que se desplegarán a cada lado de la plataforma. Y su control termal, el básico: radiadores, calentadores eléctricos y mantas multicapa. Para explorar la

superficie selenita, usará dos instrumentos: el primario es HVM3, el Cartógrafo Lunar de Alta resolución de Volátiles y Minerales. Basado en el exitoso M³ a bordo de la misión Chandrayaan-1, es una versión más compacta y ligera. Emplea un telescopio fuera de ejes, con una abertura estrecha (18 mm de largo, treinta micrones de ancho) para la obtención de la luz. Un espejo inicial introduce la luz recogida en el telescopio, de tres espejos, llevándola a una estrecha abertura que la mete en el espectrómetro tipo Offner, formado por dos espejos y una rejilla de difracción. El telescopio posee una longitud focal de 43 mm (f/3.4), y como sensor, dispone de uno para detección infrarroja de mercurio-cadmio-telurio, de 640 x 480 pixels, con una placa de filtros adosada sobre los sensores. Registrará la luz en el rango infrarrojo de 0.6 a 3.6 micrones, estando optimizado para registrar hidróxilo, hielo empotrado en el regolito, así como pleno hielo de agua. Trabajará en modo Pushbroom, creando escaneos de 20 km. de ancho, formando así un cubo de imágenes en el que estará cada longitud de onda detectado por el sistema, y todo con una resolución que puede variar entre 50 y 90 metros por pixel, dependiendo de la altitud. Y el

segundo, procedente de la Universidad de Oxford, es LTM, el Cartógrafo Termal Lunar. Es una cámara termal multiespectral que sentirá, por lo general, la temperatura de la superficie selenita. Un espejo de apuntamiento móvil entrega la luz al sistema, un compacto telescopio con cinco espejos, separados por dos juegos de dos y tres espejos por un ensamblaje de filtros. Como detector usa un conjunto de microbolómetros, por lo que no requiere refrigeración activa. Cuenta con dos modos: uno registra once longitudes de onda entre siete y diez micrones, dedicado a cartografía de composición de áreas con agua y propiedades físicas; el segundo, entre seis y cien micrones en cuatro bandas espectrales, es el que registrará la temperatura absoluta. Cabe la pena decir que tres de las bandas del modo cartográfico coinciden con bandas de medición del instrumento Diviner a bordo de LRO. También trabajará en modo Pushbroom, creando franjas de once km. de ancho y con resoluciones de hasta 25 metros. Ambos instrumentos están coalineados, es decir, observarán la misma localización simultáneamente. Con todo su combustible cargado, declarará una masa de 200 kg.

Para que veáis a los problemas a que se enfrenta una misión de este tipo, Lunar Trailblazer tenía previsto volar como acompañamiento de IMAP, la nueva misión que investigará la heliosfera. Sin embargo, un retraso de su fecha de lanzamiento empujó a la dirección de la misión a pedir a la NASA un cambio en su despegue. La agencia claudicó, y ahora está en el

manifiesto de otra misión selenita. ¿Por qué el cambio? Porque la sonda estaría lista mucho antes, lo que hubiera supuesto parar meses almacenada hasta iniciar los preparativos previos al despegue. Por lo que sí, cuanto antes, mejor. En cuanto a la misión a la que acompañará, supone todo un cambio de paradigma en la exploración espacial, dicho globalmente. Conocido como CPLS, o Servicios Comerciales de Cargas útiles Lunares, se inició en abril del 2018. En él una firma privada proporciona el vehículo que enviar a Selene (siempre un lander) y la NASA se encarga de escoger qué instrumentación, ya sea científica, ya sea tecnológica, viajará a bordo. Actualmente hay catorce compañías con tratadas, y se han manifestado, hasta la fecha, nueve misiones de seis firmas distintas. En concreto, Lunar Trailblazer estará en la segunda de la empresa Intuitive Machines y su lander Nova-C, que buscará alunizar en el polo sur lunar. Ambas despegarán usando un Falcon 9, desde la plataforma 39A de Cabo Cañaveral. El despegue se ha programado para el 27 de febrero.

En cuanto se separe del lanzador, Lunar Trailblazer iniciará su propio camino. Se ha escogido una transferencia de baja energía para ahorrar los escasos recursos de a bordo. Sí, al principio la sonda irá recta hacia la Luna, corrigiendo su trayectoria en camino, pero ese sólo será el primero de dos sobrevuelos a nuestro satélite, que le situarán en una órbita elíptica que hará que retorne a Selene para el segundo sobrevuelo en unos dos meses, corrigiendo la órbita y reduciendo la velocidad para que, en el tercer acercamiento a la Luna, usar su propulsión para insertarse en una órbita polar selenita que irá graduando con el tiempo para situarse en la definitiva, a unos 100 km. sobre su superficie.

En cuanto lo tenga todo listo, la misión comenzará a trabajar, recopilando datos que buscan una meta: entender la forma, distribución y abundancia del agua lunar y su ciclo. Para ello, posee cuatro objetivos: determinar la forma, abundancia y distribución del agua y del volátil hidroxilo en la cara iluminada de nuestro satélite; investigar la variabilidad temporal de los volátiles lunares; determinar la forma y abundancia del hielo, agua e hidróxilo encajados en el regolito en las regiones en sombra permanente; y entender cómo los cambios en albedo y temperatura afectan a la concentración de hielo y otros elementos volátiles. Ah y como bonus, indagará en zonas seleccionadas para alunizajes, ya robóticos, ya tripulados, y cartografiar la composición litográfica del manto lunar. Debido al pequeño tamaño y a los escasos recursos de a bordo, conseguirá imágenes de objetivos ya planificados de antemano. Su misión durará, aproximadamente, un año desde el inicio de su actividad científica.

Pues ya veis, lo pequeño también es hermoso, y útil, además. Esencia grande en frasco pequeño. Así es Lunar Trailblazer.

Ventana al espacio (CXC)

El cúmulo abierto Westerlund 1, desde el telescopio James Webb.

 

Próxima estación: Mercurio

Ya está. Se acabó. La fase de sobrevuelos de BepiColombo ha concluido. Desde ahora, sólo queda la inserción orbital, para la que nos toca esperar hasta noviembre del año que viene. Y en este tiempo de sobrevuelos, la sonda y sus equipos en tierra no han estado de brazos cruzados.

Seis sobrevuelos, seis, entre octubre del 2021 y el pasado día ocho, a distancias tan pequeñas como casi 170 km y tan grandes como más de 37.000. Como con MESSENGER en su día, estos sobrevuelos se han usado para calibración, corrección de la velocidad y la trayectoria... Y para la ciencia. Sí, lo han sido puesto que gracias a sus geometrías únicas se han podido completar estudios de regiones que, para cuando llegue a la órbita, serán inalcanzables.

No hace falta decir que lo más habitual son las imágenes. Y, aunque MPO no ha podido usar su sistema de visión principal, ahí estaban las tres cámaras de monitorización instaladas en el MTM. Para nada han desmerecido, mostrándonos los preciosos paisajes de Mercurio (con alguna primicia, incluso) mientras el conjunto navegaba por las cercanías. Ah, y con secciones de la sonda en primer plano. Sin embargo, esto no ha sido lo único.

Tampoco hace falta comentar que BepiColombo es la misión más completa enviada al primer planeta, con dos orbitadores (MPO y Mio) con instrumentaciones dedicadas a la función de cada vehículo. Así, cada sobrevuelo ha supuesto toda una oportunidad para las distintas herramientas de que disponen. Eso no significa que pudieran usar TODOS sus instrumentos a la vez, porque las restricciones propias de la configuración de crucero hacen imposible que algunos de ellos capturen datos.

Durante el primer sobrevuelo, BepiColombo realizó un acercamiento que le llevó, desde el hemisferio norte, en la cara nocturna al sur, en la diurna. Eso permitió que el magnetómetro de MPO capturara, por primera vez, datos de la magnetosfera del planeta próxima a la superficie de las regiones sureñas de Mercurio. Ni Mariner 10 ni MESSENGER pudieron hacerlo, por sus trayectorias y, en el caso de la segunda, por su órbita. Aunque no fue mucho, resultó más que de sobras para tener un primer vistazo.

También echó un vistazo el espectrómetro ultravioleta PHEBUS. El único de los aparatos visuales de MPO con un claro campo de visión, estudió la exosfera del planeta, detectando elementos como el oxígeno y el calcio, procedentes de la superficie. ¿Cómo llegan allí? Dos procesos: ya bien por impactos de micrometeoritos, ya por la agresión del viento solar. Un instrumento especial en MPO es ISA el cual, durante ese primer acercamiento, registró la reacción de la sonda a la hora de entrar y salir de la sombra del planeta, la presión del viento solar en sus superficies... y cómo la apertura móvil de PHEBUS retornaba a su posición segura, quedando bloqueada. Y Mio

también se unió a la fiesta. Si bien sus instrumentos están parcialmente bloqueados por el escudo solar, y el orbitador está diseñado para rotar sobre sí mismo, uno de sus instrumentos, el MPPE, registró la aceleración de electrones en la magnetosfera, para precipitarse hacia la superficie, creando así una aurora de rayos X, un fenómeno visto en casi todos los planetas magnetizados. Ahí es nada.

De los demás acercamientos, la verdad, es poco lo que nos ha llegado. Sí, los datos se siguen analizando, aún hoy, puesto que sacar sentido a lo que detectan es complejo. Y, aunque la magnetosfera de Mercurio tiene sólo un 1% de la potencia del terrestre, ofrece un funcionamiento semejante. Por ejemplo, ¿cómo acelera los electrones para generar las auroras de rayos X? A través de un tipo de onda

electromagnética de nominada Onda Chorus. También está presente en la Tierra (es la causante de los incrementos de radiación en torno a nosotros, afectando negativamente a los satélites) y en otros cuerpos con campos magnéticos propios. El instrumento que hizo la detección también es de Mio, el PWI, que detectó estas ondas en zonas localizadas del la magnetosfera diurna del planeta. Allí, la líneas del campo magnético están tan distorsionadas que, cuando se juntan y se separan, generan gran cantidad de energía (reconexión magnética), lo que lleva a la creación de estas ondas y a la aceleración de las partículas.

Durante el tercer acercamiento, otra vez el MPPE de Mio hizo otro hallazgo. Sí, puesto que detectó una

zona fronteriza, próxima a la superficie, donde hay un plasma turbulento en el borde de la magnetosfera. En esa región, causó sorpresa detectar partículas con una variada cantidad de energía, en una concentración nunca antes vista en Mercurio. Aún más: en los datos pudieron ver iones, calentados y energéticos, en regiones tanto ecuatoriales como en bajas latitudes de la magnetosfera. ¿Qué hacen ahí? La respuesta más convincente es que se trata de lo que se denomina una corriente de anillo, e esencia una corriente eléctrica formada por las partículas energéticas atrapadas en una magnetosfera. Hasta la fecha, no se había detectado algo así allí. La de Mercurio parece ser parcial, no un anillo completo, y por el momento no se conoce el proceso que lo crea a apenas unos cientos de kilómetros de la superficie.

Durante la vida de la misión, se ha descubierto un fenómeno curioso: cuando la sonda es calentada por el Sol, ésta se carga eléctricamente. Es importante porque, en ese estado, es como un imán que repele a otro del mismo polo, sólo que repele iones más fríos y pesados. Pero cuando pasó por la sombra de Mercurio en ese tercer sobrevuelo, la carga desapareció, posibilitando la detección de los iones del plasma más frío, registrando iones de oxígeno, sodio y potasio, sin duda originados desde la superficie. Y todo, visto en tres dimensiones, cómo se distribuye en la región.

El quinto sobrevuelo ha sido el más lejano a Mercurio, en una geometría parecida a la del segundo de Mariner 10 en septiembre de 1974. Y ha sido especial puesto que permitió al espectrómetro infrarrojo

MERTIS tomar sus primeros datos de la superficie. ¿Cómo ha sido posible? Si bien el puerto planetario sigue bloqueado, el puerto espacial, usado para calibración, no. Y con un parche de software fue posible, como en los sobrevuelos a la Tierra (Luna) y a Venus, generar datos válidos. Si bien la resolución, debido a la distancia, es de varias decenas de kilómetros, hay rasgos superficiales que empiezan a aparecer. Aún es muy pronto para extraer conclusiones, claro, pero supone un gran avance. Es, de hecho, la primera imagen en infrarrojo medio que se captura de Mercurio, y se confía en que, en el rango de longitudes de onda en que está sintonizado, MERTIS nos entregue, por fin, parte de la respuesta de qué minerales componen la superficie de Mercurio. Sí, puede parecerse a la Luna por aspecto, pero sólo refleja dos tercios de la luz que alcanza a nuestro satélite. Ah, y pese a que posee un gran núcleo de hierro y níquel (entre el setenta y el ochenta y cinco por ciento del radio planetario) su superficie es extremadamente pobre en hierro. ¿Por qué? Esa es una de las razones por la que hemos enviado a BepiColombo.

Si leísteis nuestra entrada de presentación de la misión (que eso esperamos), recordaréis que este debía ser el año de su inserción orbital. Pues no, por desgracia. Pueden salir problemas allí donde nadie los

espera. Por ello, resultó una desagradable sorpresa el que, el 26 de abril del año pasado, al encender los motores iónicos para un segmento de impulsión, éstos lo hicieran entregando un novel de empuje inferior al previsto. Sí, al poco tiempo se consiguió aumentar el nivel de empuje al 90% total, pero no más allá. En vista de que el problema (en alguna parte entre los paneles solares del MTM y sus sistemas de procesado de energía) no tenía visos de solucionarse, y que en los niveles de empuje conseguidos posteriores a la anomalía imposibilitaban la llegada en la fecha prevista, el equipo de vuelo ha sorteado el problema aumentando un año más el tiempo de crucero, implicando una nueva fecha de llegada fijada para noviembre del 2026, y un inicio de la fase científica para inicios del 2027, sin apenas impacto al programa científico establecido. Con eso, nos vale. 

Perdón por las "palabrotas", por la terminología que hemos usado. Pero es lo que hay, puesto que lo que más tenemos es información de lo que sucede no en Mercurio, si no en sus alrededores. Si escribimos esto es para que sepáis que, a pesar de todo, está alerta y funcionando, y lista para desentrañar los misterios que aún esconde el primer planeta. Viento en popa.

Por eso, próxima estación: Mercurio. Y final de trayecto.