Ventana al espacio (CXCIX)

Las nebulosas Trífida (M20) y de la Laguna (M8) desde el Observatorio Vera C. Rubin (Fuente: NSF–DOE Vera C. Rubin Observatory)

Ventana al espacio (CXCVIII)

 

Galaxia espiral NGC 748, desde el telescopio Subaru (Fuente: NAOJ; Image provided by Masayuki Tanaka)

Las próximas misiones al Sol: IMAP

Como su propio nombre indica, es el Sol quien crea la Heliosfera. Su viento solar viaja en todas direcciones extendiendo su influencia hasta... Sí, muy lejos. Pero, a pesar de su nombre, resulta que dista de ser esférica.

Del mismo modo que nuestra magnetosfera es nuestro escudo, la heliosfera también actúa como barrera, más o menos, de aquello que nos viene de más allá, del espacio interestelar. Es cierto que cualquier misión que estudia el viento solar, de un modo u otro, estudia la heliosfera, sin embargo, usando sus datos resulta imposible saber dónde acaba la influencia de Helios y empieza el verdadero espacio entre estrellas.

Han sido unas viejas conocidas las que han empujado nuestros conocimientos sobre la heliosfera hasta su mismo límite. Efectivamente, hablamos de las sondas Voyager. Porque, si no tenían suficientes descubrimientos a sus espaldas, agregaron uno más al cruzar el límite: la heliopausa. Eso sí, no fue al mismo tiempo ni a la misma distancia de nuestra estrella. 

Estos estudios entran en la categoría de los datos un situ, implicando tener que ir directamente allí para obtener la información. Muy útiles, sin duda, pero los instrumentos a bordo de las Voyager son viejos, obsoletos, y para recibirlos tardamos una eternidad. ¿Y si existe una forma de investigar la heliosfera de forma remota? Aquí entra la diminuta misión IBEX. Del programa  Small Explorer, orbita nuestro planeta en una trayectoria muy alta, lo más lejos posible

de los cinturones de radiación. Pero, ¿cómo? Mediante el estudio de los átomos neutrales energéticos, o ENA. Estos átomos se forman en el viento solar, con la colisión en el plasma de partículas cargadas y átomos neutrales. Estos nuevos ENA contienen información del medio en el que se forman, y acaban viajando por todo el sistema solar. De hecho, el límite de la heliosfera es un lugar de creación de estos ENA, y los dos instrumentos de IBEX han recopilado datos de ENA que llegan de toda la heliosfera. En conjunción con la información de Voyager, hemos creado la primera imagen global de la heliosfera. Lo más llamativo es una estructura brillante de ENA, estrecha y alargada, denominada Cinta de IBEX, una formación que, por el momento, desafía a los científicos sobre su misterioso origen, si bien es variable siguiendo el ciclo solar.

Admitámoslo, IBEX y Voyager están envejeciendo. Es cierto que New Horizons ayuda con sus datos, sí, pero necesitamos profundizar un poco más en los misterios de la heliosfera.

Os presentamos a IMAP, la Sonda de Cartografía y Aceleración Interestelar. Dirigida por su investigador principal, Doctor David J. McComas, de la Universidad de Princeton, forma parte de las misiones del programa de las Sondas Solares y Terrestres, como STEREO o MMS, entre otras. Esto implica más presupuesto, más medios, para responder a las incógnitas que nos ofrece la heliosfera.

Es la misión sucesora de IBEX, por lo tanto la idea es combinar datos hasta que llegue el momento de jubilar a una gigante diminuta. Para construir y operar IMAP se ha recurrido al JHU/APL, que han diseñado un bus exclusivo maximizando la ciencia al tiempo que reduce al mínima el número de partes móviles. Como IBEX, se ha adoptado forma de tambor, de 2.4 metros de diámetro y 0.9 de alto, más un mástil de 2.5 metros. El Laboratorio ha echado mano de sus desarrollos a la hora de formar el hardware del vehículo. Ignoramos

qué ordenador lleva, si bien sabemos que, obviamente, tiene almacenamiento masivo digital. Para comunicaciones, el transpondedores, quizás una unidad Frontier, trabaja en banda-X, recibiendo comandos a 2 kbps, y transmitiendo a cadencias que pueden variar entre los 375 y los 500 kbps. Igual que IBEX, IMAP será un vehículo rotatorio para su estabilización, a un ratio nominal de 4 rpm, y controlándola usando dos escáneres estelares, sensores solares y un juego de doce propulsores que queman hidracina, almacenada en tres tanques. El Sol será su fuente de energía, alimentando los sistemas de a bordo mediante dos paneles solares fijados a la cara solar del vehículo, y cargando una batería de ion litio para usos de emergencia. En su destino, producirá 500 W de energía máxima, si bien las necesidades son más escasas, de apenas 100 W. En cuanto al control termal, mantas multicapa, calentadores, pintura negra en el lado espacial, y cuenta con aberturas en las mantas para expulsar al espacio el gas residual que suele quedar tras un lanzamiento. IMAP ha sido cargado con diez

investigaciones, la inmensa mayoría ubicadas en el perímetro del vehículo. IMAP-Lo es un instrumento denominado cámara de ENA porque es capaz de reconstruir sus datos para crear una imagen de un entorno de partículas invisibles. Cuenta con un colimador en forma de anillo que sirve como apertura del instrumento y, a su vez, como escudo para las partículas solares mediante electricidad. En el interior, un analizador electrostático y un sensor de TOF permiten hacer mediciones de velocidad y tipo de partículas. Se ubica en una plataforma pivotante que cambia el campo de visión por comando y así, acoplado con la rotación del vehículo, generar un mapa de toda la heliosfera a energías inferiores a 2 keV, detectando hidrógeno, helio y oxígeno, entre otras. IMAP-Hi es,

en esencia, una repetición del anterior, equipando dos unidades idénticas posicionadas a 45° y 90° del eje de rotación. Su función y operación es básicamente idéntica, detectando ENA con energías entre 0.4 y 15.6 keV, capaz de registrar, además de lo mencionado en IMAP-Lo, carbono, nitrógeno y neón. Estos dos son, en esencia, versiones evolucionadas de los instrumentos de IBEX. IMAP-Ultra lleva las mediciones de ENA más allá. Entre 3 y 300 keV, la configuración es básicamente la misma que los anteriores y como IMAP-Hi, con dos unidades a 45° y 90° del eje de rotación. La principal diferencia está en el sistema de deflección y entrada con dos estructuras doradas en forma de abanico. Una placa microcanal sirve como detector de ENA. Medirá la energía y la composición de los átomos, especialmente el hidrógeno. GLOWS, Estructura Global del

Viento Solar, es el único instrumento "visual" de IMAP. En realidad es un fotómetro de un solo pixel incapaz, por tanto, de tomar imágenes. Un bafle pintado de negro sirve para que únicamente la luz deseada penetre en el instrumento. Un colimador sirve para más rechazo de luz parásita. Un filtro lo sintoniza en la banda ultravioleta del hidrógeno-alfa, o longitud de onda Lyman-alfa, situada en los 121.6 nm. De ahí va a un canal multiplicador de electrones construido en cristal, permitiendo detectar hasta mil electrones por segundo, contándolos individualmente. Su misión es estudiar la estructura del viento solar de polo a polo, el ciclo solar y la distribución del heliobrillo, un resplandor creado por la interacción entre el hidrógeno neutral interestelar y los fotones Lyman-alfa procedentes de Helios. El Centro de Investigación Espacial de la Academia de Ciencias de Polonia, radicado en Varsovia, proporciona este instrumento. Del Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial

de la Universidad de Colorado nos llega IDEX, el Experimento de Polvo Interestelar. Basado en aparatos anteriores creados por el centro (LDEX en LADEE, SUDA en Europa Clipper) es, a la vez, detector de polvo y espectrómetro de masa. Un sistema de tres rejillas cargadas eléctricamente sirve para rechazar partículas cargadas, iones y electrones procedentes del Sol. Gracias a los datos de misiones anteriores (Ulysses, Galileo, Stardust, Cassini) sabemos de flujos de polvo no sólo interplanetarios, también interestelares. Estas partículas llegan a un objetivo recubierto de oro puro en el que se desintegran formando iones. De ahí pasan a la sección TOF, que mide la masa de la partícula según el tiempo que tarda en llegar al detector. Para aquellas que son demasiado pequeñas, el conteo se realiza mediante carga eléctrica, en la que se multiplica para poder ser medida. Así, medirá composición, velocidad, concentración de las partículas

de polvo, tanto interplanetario como interestelar, y cómo interactúa con el viento solar. MAG, el Magnetómetro, es el clásico sistema de núcleo saturado triaxial tan bien conocido. Son dos sensores situados en el mástil desplegable en la configuración normal: uno en el extremo para medir el campo magnético ambiente, y el más interior, más próximo al bus, para sustraer el campo magnético causado por el vehículo. Su misión: medir la fuerza y dirección del campo magnético interplanetario. El Imperial College de Londres lo ha proporcionado para la misión. SWE, Electrones del Viento Solar, tiene la función de estudiar in situ los electrones en el viento solar utilizando un analizador electrostático más siete canales de multiplicación de electrones. Se basa en instrumentos como el SWOOPS de Ulysses, el SWEPAM de ACE, el GEM de Genesis. Si está en IMAP es por contexto. Contexto para los análisis de ENA. SWAPI,

Electrones e Iones de Carga del Viento Solar, es otro analizador electrostático, cuyas aperturas cuentan con "gafas de sol": pantallas agujereadas de orificios muy pequeños que reducen el "brillo" del viento solar. Su misión es el estudio de los elementos del viento solar como el hidrógeno y el helio, más los iones pesados generados por los potentes eventos solares, midiendo la temperatura, la densidad y la velocidad. Resulta ser una simplificación del SWAP de New Horizons. CoDICE, Experimento Compacto Dual de Iones, es un dos en uno. Se ha diseñado para detectar los iones del viento solar y su carga, además de las partículas supratermales energéticas. La primera parte lo forma un analizador electrostático con un sensor de TOF/E más una placa microcanal y 24 fotodiodos de avalancha. Para las partículas supratermales cuenta con una apertura exclusiva, que lleva a un conjunto de detectores de estado sólido de silicio. Tiene como misión estudiar la distribución y la composición de los iones de carga interestelares, así como los iones supratermales

del viento solar, midiendo su masa y composición. Y HIT, el Telescopio de Iones de Alta energía. Se ubica en el lado espacial del bus, y se compone de una cabeza de aluminio con con dos juegos de cinco aperturas en lados opuestos. Cada ventana dispone de una delgada lámina de entrada. Dentro, unos colimadores llevan los iones al centro de la cabeza, donde se sitúan los sensores de estado sólido. Este sistema medirá la composición elemental, la masa, el espectro energético, la distribución angular y el tiempo de llegada de los iones. Con un campo de visión de 90°, capturará todo el cielo detectando desde el hidrógeno hasta el níquel. Además, equipa dos sensores para electrones de alta energía, sirviendo como medidores de radiación solar. Deriva del sistema LET de la misión STEREO. Con todo el combustible cargado, declara un peso en báscula de 900 kg.

Sobre el lanzador, la verdad, no hay novedad en el frente: el Falcon 9 de SpaceX. Para su núcleo, el B1096, será el segundo vuelo; el anterior puso en órbita 24 satélites de la constelación de internet del proyecto Kuiper. La mítica plataforma 39A de Cabo Cañaveral ser el punto de partida, con el despegue fijado para el día 23. Y no lo hará sola: dos misiones más, CGO y SWFO-L1, compartirán lanzamiento. Y destino.

Por limitaciones de presupuesto, IBEX tuvo que orbitar la Tierra, comprometiendo un poco los datos. Para IMAP, se ha escogido un lugar libre de la influencia de la magnetosfera terrestre. Por ello. Tras aproximadamente tres meses de viaje, IMAP entrará en una órbita tipo Lissajous en torno al punto de Lagrange L1, a millón y medio de km de la Tierra. Su órbita, que transcurrirá entre los 10° y los 5° del L1, es similar a la de la veteranísima misión ACE.

Pasada la verificación en órbita, IMAP se pondrá a trabajar en el estudio de la heliosfera. La misión tiene cuatro cuestiones que desea resolver: ¿cuáles son las propiedades del Medio Interestelar Local?; ¿cómo interactúan los campos magnéticos del Sol y el Medio Interestelar Local?; ¿cómo interactúa el viento solar con el Medio Interestelar por los límites de la heliosfera?; ¿cómo se aceleran las partículas por todo el sistema solar? Es mucho, sí, y además de su misión principal, de tres años de duración, tiene otra tarea que realizar.

El punto L1 es perfecto para vigilarla meteorología espacial, los fenómenos solares que pueden impactar contra nuestro planeta. La mayoría de activos ya tienen unos años a sus espaldas (Wind, lanzado en 1994, SOHO en 1995, ACE en 1997, DSCOVR en el 2015), por lo que se pensó, ¿por qué no? Así, una parte integral de la misión es el sistema de Vínculo Activo de IMAP para Tiempo Real, o I-ALiRT. Usando los datos de cinco de los instrumentos (MAG, SWE, SWAPI, CoDICE y HIT) se pretende vigilar la actividad solar en tiempo real, siete días a la semana, veinticuatro horas al día, transmitiendo datos de alta cadencia a la Red de Espacio Profundo, o a una red internacional de seguimiento cuando no es posible. Los datos acabarán en el Centro Científico de la misión, ubicado el la Universidad de Colorado en Boulder, sirviendo para mejorar la fiabilidad de las predicciones, para estar informados sobre qué nos echa Helios, y así actuar en consecuencia.

Pues ya veis, un proyecto cargadito. Una misión fundamental puesto que, actualmente, ir a ver la frontera interestelar está fuera de nuestro alcance. A por ello. 

Ventana al espacio (CXCVII)

 

La nebulosa planetaria NGC 1514, desde el telescopio James Webb. (Fuente: NASA, ESA, CSA, STScI, Michael Ressler (NASA-JPL), Dave Jones (IAC))

Misión al planeta Tierra: MetOp-SG-A1

El cambio de turno prosigue. Si ya hemos puesto en órbita los dos primeros satélites de la tercera generación de Meteosat, va siendo hora de hacer lo propio con su contraparte de órbita polar: los menos famosos satélites MetOp.

Tienen su historia la verdad. Nacieron allá por la década de 1990 (puede que antes incluso) para ampliar lo que Meteosat conseguía hasta entonces. Por otra parte, la NASA y la NOAA estaban estirando su serie de satélites meteorológicos polares basados en la plataforma de TIROS-N, que data de la década de 1970. Tenían uno para cruzar el ecuador por las mañanas, otro pasado el mediodía. Con pocos ya, y viejos, decidieron juntarse con la ESA y EUMETSAT y diversificar: los europeos para la órbita de la mañana, ellos la órbita de la tarde. Y para tener datos comunes, varios de los instrumentos americanos volarían en los europeos. El resultado: la primera generación de MetOp, con toda una ristra de instrumentos dedicados a la meteorología. Así, la NASA y NOAA pudieron dedicarse al diseño de sus sustitutos, empezando con Suomi-NPP, para seguir con los actuales JPSS-1 y JPSS-2, con vocación tanto meteorológica como científica, puesto que, con el tiempo, sustituirán a los viejos Terra, Aqua y Aura.

Cuando EUMETSAT decidió tener nuevos Meteosat, la tercera generación, se decidieron por el pack completo: sustituir a los MetOp. A ver, de la primera generación, aún funcionan dos, el más reciente elevado en el 2018, siendo plenamente válidos, pero con instrumentación obsoleta. Así que, qué mejor que tener nuevos satélites con instrumentos a la última.

Cuando se planificó la primera generación de MetOp, se decidió tener tres unidades, a lanzar una tras otra a medida que el anterior iba perdiendo facultades, y de este modo tener varios años de datos acumulados y tiempo para desarrollar nuevos elementos a partir de la experiencia acumulada. En esencia, la misma política que con los satélites de Copernicus. Para la segunda generación de satélites MetOp (MetOp-SG a partir de hora) la idea es la misma, pero con once instrumentos que son grandes y voluminosos, se ha decidido dividir la carga útil, por eso tendremos seis satélites, el modelo A y el modelo B. El que está a punto de ser enviado pertenece a la primera variante.

MetOp-SG-A1 es un diseño enteramente nuevo para este proyecto. En esencia, la plataforma es idéntica para todos los satélites del programa, sólo cambia la sección de instrumentación. Esta unidad mide nada menos que siete metros de alto, por tres de ancho y 3.4 de fondo, además de una envergadura de catorce metros. El bus se basa en en un cilindro cónico de fibra de carbono, mientras que las plataformas y paneles de cierre son de aluminio. Ahí va todo lo necesario para que el satélite funcione. Si embargo, es poco lo que sabemos de sus tripas. Quizás lo más importante es su nuevo sistema de comunicaciones, de triple banda: banda-S para recepción de comandos, banda-X para transmisión de datos a usuarios locales y regionales, y banda-Ka para datos a alta velocidad conectad a una antena parabólica de 22 cm de diámetro direccional (con una segunda antena por redundancia) y así descargar la información almacenada en su grabador de 600 Gb. El único apéndice desplegable es su panel solar lateral de siete metros de largo y 24 m² de superficie activa. Claro, cuenta con propulsión, pero con la novedad de un potente motor de 400 Newtons y una carga de combustible asociada de 450 kg. Su propósito será tirarlo de la órbita en cuanto su misión se de por concluida y reentre en la atmósfera terrestre sobre el océano Pacífico. Son los primeros satélites diseñados con esta prestación. Su instrumentación consiste en seis

aparatos: IASI-NG, el interferómetro de sondeo atmosférico infrarrojo, es una versión evolucionada del IASI de los primeros MetOp. Consiste en un interferómetro tipo Michelson que recibe la luz de un espejo de apuntamiento móvil (cobertura 2000 km). El sistema, internamente usa un espejo fijo y uno móvil para dividir la luz recibida antes de entregarla a los cuatro sensores, compuestos por cuatro detectores por sensor. Registra cuatro bandas espectrales (B1 8.70-15.5 micrones; B2 5.13-8.70; B3 4.35-5.13; B4 3.62-4.13) y salvo el canal B1, que usa sensores de mercurio-cadmio-telurio, el resto emplea sensores tipo CMOS. Su misión será sondear la atmósfera para crear perfiles verticales de temperatura y humedad, además de capturar daros sobre ozono y otros gases traza atmosféricos; MWS, el sondeador de microondas, usará una antena rotatoria (35 cm de diámetro, una rotación cada 2.5 segundos) más todo un sistema de receptores (siete en total) que registrarán hasta 24 canales entre los 23.8 y los 229 GHz. Su misión también será el sondeo de la atmósfera para proporcionar perfiles de humedad y temperatura, así como medir el contenido de agua líquida en columnas atmosféricas; METImage, la cámara meteorológica, es un nuevo desarrollo para la misión. Escaneara la escena de forma rotatoria (una rotación cada 1.73 segundos) con un telescopio reflector tipo anagtismático de tres espejos, entregando la luz a una óptica secundaria refrigerada pasivamente, yendo hasta un divisor de haz que separa las longitudes de onda en visible e infrarrojo. Su apertura es de 170 mm, con una longitud focal de 1660 mm. Cubrirá 2670 km en total entregando escenas de una resolución de 500 metros en veinte bandas espectrales entre 0.4 y 13.4 micrones. El sensor de visible es un CMOS, el infrarrojo usa también uno de mercurio-cadmio-telurio, refrigerado activamente. Sus datos ayudarán obtener información sobre las capas superiores de las nubes, pero también para medir las propiedades del suelo, del mar, del hielo, así como tomar la temperatura; RO, el sondeador de radio ocultación, deriva del sistema GRAS de los primeros MetOp, y usará las señales de los satélites de GNSS (GPS, Galileo, GLONASS, BeiDou) para sondear la atmósfera y generar más perfiles de temperatura y humedad, pero en la atmósfera alta, así como sondear la ionosfera, usando tres antenas; 3MI, la cámara multivisión, multicanal y multipolarización, usará dos cámaras electroópticas virtualmente idénticas, una para visible e infrarrojo (VNIR) y otra para infrarrojo de onda corta (SWIR). Tienen muchos elementos comunes, como un telescopio galileano acompañado por un grupo focalizador (longitud focal 5.52 mm el VNIR, 6.37 mm el SWIR), un polarizador lineal, un filtro de densidad neutra más un disco de filtros de dos anillos (externo 22 posiciones, interno 11 posiciones) y el sensor (CCD de 512 x 512 píxels, 0.41-0.91 micrones; diodos de mercurio-cadmio-telurio en formato 500 x 256 píxels, 0.91-2.13 micrones). Es la primera cámara de polarización en un satélite operacional, que gracias a su cobertura de 2200 km (resolución 4 km) obtendrá datos sobre los aerosoles en la atmósfera, y esto lo hará en hasta catorce

direcciones diferentes gracias a la combinación de filtros polarizantes en el sistema de filtros: Sentinel-5, pretende seguir la obtención de datos que lleva acabo su antecesor Sentinel-5P. Es un espectrómetro tipo pushbroom con hasta cinco canales independientes que va desde el ultravioleta hasta el infrarrojo. Cada canal cuenta con lo mismo: telescopio, rejilla de difracción, sensor... Canal UV1 (270-310 nm); UV2VIS (300-500 nm); NIR1 (0.68-0.71 micrones); NIR2 (0.75-0.77, NIR2a 0.74-0.75 micrones); SWIR1 (1.59-1.68 micrones); SWIR2 (2.31-2.39 micrones). El instrumento cubrirá hasta 2670 km de la Tierra con una resolución de 7.5 x 7.5 km² (UV1 50 x 50 km²). Casi todos los canales usarán sensores CCD de 1404 x 1350 píxels, los dos SWIR emplearán detectores de mercurio-cadmio-telurio hibridizado en un circuito integrado de lectura tipo CMOS en formato 1024 x 1024 píxels. Será capaz de registrar la atmósfera en más de mil colores para así poder distinguir diversos gases traza como el ozono troposférico, dióxido de nitrógeno, dióxido de azufre, formaldehído, glioxal, monóxido de carbono, metano... así como aerosoles, además de medir el índice ultravioleta, y calcular la distribución vertical de algunos de los gases antes mencionados. Sus datos se combinarán con los de Sentinel-4 en órbita geoestacionaria. Completamente cargado, desplazará una masa de más de 4030 kg. No es un peso pluma, vamos.

Otra novedad será el lanzador. MetOp-NG-A1 empleará ni más ni menos que el novísimo Ariane 6, en configuración 62, que usa dos aceleradores de combustible sólido, el mismo tipo que usa el lanzador Vega-C como primera etapa. Despegará desde Kourou, Guayana Francesa, apuntando a una órbita obviamente polar, sincrónica solar a 832 km de altitud, en nodo descendente cruzando el ecuador continuamente a las 09:30 de la mañana. Si todo va bien, el 13 de agosto ya estará sobre nuestras cabezas.

Tras pasar el tiempo de verificación establecido, comenzará las operaciones de rutina, acompañado por el viejo MetOp-C, al menos hasta que el segundo del lote, la primera unidad del modelo B, sea lanzado. Bajo control de EUMETSAT, su misión será la de entregar datos que alimenten a los pronósticos meteorológicos a través de las predicciones numéricas. A diferencia de los satélites JPSS, no tendrán un doble papel también científico (si bien sus datos se podrán usar en ese sentido), para eso ya está la constelación de Copernicus.

Nuevas herramientas, ¿mejores pronósticos? Esa es la idea. Veremos...

Ventana al espacio (CXCVI)

 

El criadero estelar M78, desde Euclid. (Fuente: ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, image processing by J.-C. Cuillandre (CEA Paris-Saclay), G. Anselmi)

Misión al planeta Tierra: NISAR

 Nuestro planeta es un mundo en movimiento. No nos referimos a su rotación, ni siquiera a su traslación. No. Aunque no lo notemos bajo nuestros pies, nuestro planeta se mueve: las placas tectónicas, las corrientes oceánicas, los ríos, los acuíferos... Por ello, está en constante cambio. A veces lento, a veces traumático. Y para vivir en nuestro mundo lo más tranquilos posible, necesitamos advertencias de cuándo puede ocurrir uno de estos cambios.

Tenemos toda una panoplia de sensores a nuestra disposición para estudiar la superficie terrestre, y si bien una imagen convencional nos da mucha información, no pinta toda la escena. Sí, cámaras como las OLI de Landsat o las MSI de Sentinel-2 son sistemas pasivos, recogiendo la luz reflejada desde la superficie terrestre. Con los sistemas activos, la cosa cambia.

Hay dos formas de estudios activos: herramientas láser como los LIDAR, o su equivalente de radio, el radar. La mejor manera es usar sistemas de radar llamados SAR, radares de apertura sintética que, en resumen, usan su movimiento orbital para simular una antena mucho mayor a la que se transporta al espacio. Se usan, en la actualidad, diversas frecuencias de radio con ellos: banda-X, banda-S, banda-X, o banda-L. Todas tienen sus ventajas, sus inconvenientes. Y, en ningún caso, un satélite puede mezclar frecuencias. Cada satélite está anclado a una en concreto, lo mismo que una cámara puede ver sólo las longitudes de onda que le han instalado. ¿Qué se podría mezclar en un satélite más de una frecuencia de radar? Técnicamente posible, pero nunca se había intentado... Hasta ahora.

Os presentamos a NISAR, la misión de SAR NASA-ISRO. Porque no hay nada mejor que combinar recursos para crear una potente herramienta para el estudio de la Tierra, una especialmente útil para entender nuestro mundo en movimiento. La asociación entre la NASA y la agencia espacial de la India no es sólo para reducir el presupuesto total, es para hacer diversos estudios regionales y locales en el subcontinente indio, de ahí la segunda frecuencia de radar.

Decir que NISAR es un satélite complejo es quedarse cortos. Es una auténtica obra de ingeniería porque debe acoplar componentes proporcionados por ambas agencias y hacerlos funcionar. Así, su bus se basa en la plataforma I3K, o INSAT 3000, usada por ISRO en muchos satélites geoestacionarios con masas cercanas o superiores a los tres mil kilogramos. Muchos elementos son tirando a básicos, otros son de alto rendimiento, como su sistema do control de actitud y su propulsión, puesto que el satélite debe orbitar por un estrechísimo corredor de apenas quinientos metros durante toda su misión. Gran parte de los sensores de control de actitud son componentes de ISRO, salvo el receptor GPS, que lo proporciona el JPL. También de la NASA es el grabador de datos de alta capacidad (más de 9 Terabits de datos) y alta velocidad. En cuanto al sistema de comunicaciones, al cincuenta por ciento: sistema bidireccional de banda-S para recepción de comandos y envío de telemetría, y uno de muy alto rendimiento, de la NASA, trabajando en banda-Ka empleando una antena parabólica acoplada a un brazo móvil en dos ejes, capaz de hasta 3.5 Gbps de velocidad de transmisión. En cuanto a energía, usará dos paneles solares de tres secciones cada uno, generando hasta cuatro kilovatios de electricidad, por las altas demandas de los sistemas de radar. La NASA,

concretamente el JPL, se ha encargado de la estructura que integra los dos sistemas de radar y la antena común. Esta estructura se conoce como IRIS, la Estructura Integrada del Instrumento Radar, que posee forma hexagonal alargada y aloja las cadenas emisoras y receptoras de cada radar, sistemas de manejo de datos para cada radar, una carga útil para coordinarse con los sistemas del bus, y la antena reflectora. El sistema de banda-L procede de la NASA, con una antena de conjunto de fase de 24 elementos, doce por cada polarización. El sistema de banda-S es de ISRO, y cuenta con cuarenta y ocho elementos en su antena, 24 por cada polarización. A diferencia de otros satélites de SAR como los Sentinel-1, Daichi-2, o Cosmo-Skymed, su antena principal es de tejidos do, una rejilla flexible y desplegable con un producto que no sólo alargará su vida, también la hará más eficiente a la hora de recibir las señales de radar. Similar a la usada en la misión SMAP, tiene doce metros de diámetro, estando al final de un mástil de nueve, llamada IRAS, que acopla los escáneres estelares en su base y el receptor de GPS en su extremo superior. A diferencia a la instalada en el satélite antes mencionado, la de NISAR no rotará. Una vez desplegada, otorgará a ambos SAR una cobertura de hasta 242 km, con resoluciones de entre dos y ocho metros, dependiendo del modo. ISRO se encargó de la integración del bus, el JPL de la de los sistemas de SAR, e ISRO de la integración final y pruebas completas, incluyendo la de compatibilidad. Con el observatorio completo, NISAR desplazará una masa de 2380 kg.

ISRO también se ocupa de las operaciones de lanzamiento. Y el escogido para la tarea es el GSLV Mk. 2, lanzador de tres etapas (primera sólida, segunda líquida, tercera criogénica) y cuatro aceleradores laterales de combustible líquido, usando una cofia nueva de cuatro metros de diámetro. El lanzamiento se producirá el 30 de julio desde la plataforma número dos del Centro Espacial Satish Dhawan, en la isla de Sriharikota, en la costa sureste de la península de la India. La órbita buscada es a 747 km de altitud, polar y sincrónica solar, siguiendo casi el terminador terrestre.

Apenas separado de la última etapa, su propulsión le elevará hasta la órbita definitiva, empezando el proceso de verificación, de noventa días de duración prevista. Y el gran hito será el despliegue de su antena, sólo entonces los radares se pondrán en marcha.

Su misión base es de tres años, y sus áreas de enfoque son, básicamente, tres: ecosistemas, deformación, y criosfera. En el primer ámbito, estudiará la extensión de la vegetación, controlará la deforestación y el uso del suelo, cuantificando cuánta masa forestal existe, llevando a cálculos sobre la cantidad de carbono almacenado en los árboles, los bosques, y cambios rápidos o repentinos en los ecosistemas, consecuencia de la acción del ser humano o por el cambio climático. En la segunda

disciplina, trata de detectar, con detalle milimétrico, movimientos del suelo, tanto horizontales como verticales, provocados por terremotos, erupciones volcánicas, deslizamiento de tierras, vaciado de acuíferos... Las zonas urbanas son propensas al hundimiento del suelo, especialmente por la concentración de edificios demasiado altos, y por el tipo de suelos. Las zonas de contacto entre las placas tectónicas y también son zonas de riesgo, obviamente, así como las costeras. La intención es intentar alertar en avance de un posible riesgo o, una vez producido un evento peligroso, proporcionar servicios de respuesta rápida para la mitigación de los efectos causados. El tercer ámbito se centra no sólo en las regiones polares, también en los glaciares del mundo. Usará sus capacidades para calcular, a

escala centimétrica, cuánto hielo se está perdiendo, vigilara el hielo marino a la deriva, calculará cuánto contribuye el deshielo al aumento del nivel del mar y vigilará el permafrost. Además, el agua será un objetivo adicional para la misión, no sólo la que vemos, también la que no. Inundaciones, efectos en zonas costeras, sobre explotación de acuíferos... Curiosamente, ISRO también tiene sus propios objetivos: vigilancia y caracterización agrícola, estudio sobre corrimientos de tierra, glaciares del Himalaya, humedad del suelo, procesos costeros, batimetría costera, vientos costeros, vigilar el hielo antártico alrededor de las estaciones científicas de la India, y vigilancia de peligros. NISAR, como misión de SAR, observará sin importar la hora del día, ni el tiempo que haga, en modos polarimétrico, interferométrico, y uno nuevo llamado SweepSAR. Gracias a las dimensiones de la antena, los dos radares pueden mandar sus señales de radar y, a la hora de recibir la señal de retorno cada elemento de la antena se enciende de forma independiente, barriendo de hecho cada elemento de la antena, que inmediatamente se procesan conjuntamente y combinándose en tiempo real. Este modo permitirá cubrir todo el ancho de escaneo en alta resolución; ancho de escaneo que cubrirá toda la Tierra en doce días. Al ser una misión conjunta, con cada agencia con sus propios objetivos, existe un plan de observación para satisfacer a ambos socios. Por lo general, sólo un radar actuará (el de banda-L el que más, hasta un 50%, con picos de hasta el 70%) pero es plenamente capaz de usar ambos al mismo tiempo. Dependiendo de cómo vaya la misión, los tres años pueden convertirse en un mínimo de cinco.

Ya veis, toda una compleja y complicada misión, con beneficios para todos, puesto que sus datos estarán abiertos para que cualquiera los use. En fin, un proyecto muy indeseado que pronto se pondrá en marcha. Suerte.

Misión al planeta Tierra: TRACERS

 Estamos en época de máximo solar, y una de sus consecuencias aquí en la Tierra son las auroras polares, ya en el norte, ya en el sur. No hay que perder el hecho de que nuestro planeta está excelentemente protegido contra todo lo que nos echa nuestra estrella... salvo en dos pequeñas regiones, precisamente en los polos. ¿Cómo es posible?

Cuando los campos magnéticos de la heliosfera y la Tierra chocan, acaban liberando energía de manera explosiva en un fenómeno llamado reconexión magnética. Sí, es mucho más complejo, y gracias al cuarteto MMS lo estamos comprendiendo mejor que nunca. Para lo que nos interesa, resulta que esa energía liberada por la reconexión viaja siguiendo las líneas del campo magnético terrestre, y que acaban llegando hasta la propia Tierra por las regiones polares. Estas regiones se conocen como cúspides polares, y son regiones magnéticas con una forma más o menos de chimenea, y por esa razón las partículas del viento solar llegan a la atmósfera, y se producen las auroras. Aún queda mucho por saber de este fenómeno, por eso tenemos lista para el lanzamiento una misión doble para estudiar estas regiones pobremente exploradas. 

Su nombre es TRACERS, acrónimo de Satélites para el Reconocimiento de la Reconexión y Electrodinámicas de la Cúspide en Tandem. Sí, es largo, algo rimbombante y tiene pinta de que la cosa será compleja. No os equivocáis, puesto que lo que hará no son hermosas imágenes, sino tomar datos de una región muy pequeña y estrecha. Ah, y serán dos los satélites que se encargarán de esta misión. 

¿Qué razón hay para usar dos satélites en la misión? Bueno, uno puede proporcionar información útil, pero con dos veremos la variabilidad del entorno que han de investigar. Ambas unidades, T1 y T2, son casi idénticas en su diseño. La firma Millennium Space Systems, perteneciente a Boeing, ha proporcionado los buses basados en la plataforma ALTAIR, debidamente modificadas para la misión. Cada uno mide 0.95 de alto por 1.32 de ancho. Su forma es

octogonal, y buena parte de sus elementos van en las plataformas superior e inferior, con algunos en diversos paneles laterales. Su construcción es enteramente en aluminio, y se ha diseñado para proporcionar la máxima limpieza magnética. En cuanto sus sistemas, tanto sus aviónicas como sus sistemas energéticos son inherentes a la plataforma. Comunicará usando banda-S, descargando datos y telemetría a 6 Mbps, y recibirá comandos a 32 kbps. Con antenas tipo parche, su cobertura será virtualmente omnidireccional. Son satélites estabilizados por rotación, empleando unidades de medición inercial, magnetómetros triaxiales, un sensor solar, un receptor de GPS más una bobina de torque magnético para mini maniobras y

correcciones. Su ratio nominal será de 10 rpm. Y usará propulsión con combustible de hidracina que se usará para la separación y para ajustes y alineamientos. El Sol proporcionará toda la energía, gracias a once paneles solares, ocho en los laterales y el resto en la plataforma inferior. Dará toda la energía para los sistemas de a bordo y para cargar una batería de ión-litio. En cuanto a su protección termal, la básica con elementos activos y pasivos.  La instrumentación la conforman cinco sensores, además de portar una indagación tecnológica. ACE, el Analizador para Electrones de la Cúspide,

emplea un sensor tipo analizador electrostático que absorbe los electrones en un rango de 20 a 11.500 eV. En el instrumento, los electrones penetrarán por una abertura superior, recorriendo un complicado camino hasta la placa microcanal que es el detector. Es capaz de tomar mediciones con una resolución temporal de 0.05 segundos. La idea de este aparato (versión evolucionada del usado en dos cohetes de sondeo) es medir la distribución y los flujos de los electrones en función de la energía y la dirección. Será capaz de detectar estas partículas descendiendo por la cúspide (precipitación de electrones) así como ascendiendo. De esta forma, se determinará la extensión de la propia cúspide magnetosférica. ACI, Analizador para Iones de la Cúspide, es otro

analizador electrostático, basado en el HPCA de los satélites MMS. Igualmente con ACE, en su interior se encuentra otra placa microcanal. Se dedicará a medir la distribución tridimensional de la velocidades de los iones de energías entre 10 eV y 20 keV, tomando un espectro bidimensional cada 0.3 segundos. La propia rotación de los satélites añade la tercera dimensión al tiempo que permite ver completamente a su alrededor. Su propósito es ver las señales de dispersión donde los iones más energéticos vistos en las latitudes más bajas dispersan la energía por "pasos", es decir, que a una latitud la energía permanece constante, pero al dar el siguiente "paso" la energía cae. Esta información ayudará a saber si la reconexión magnética es variable espacial o temporalmente, es decir, si lo es en una misma latitud, o a latitudes más altas. EFI, el Instrumento de Campos Eléctricos,

consiste en un par ortogonal de sensores de campo eléctrico. Empleará antenas que se separan hasta siete metros de la plataforma, además de contar con un sensor esférico de 8 Cm de diámetro. Capaz de medir campos eléctricos de baja o alta frecuencia, usará la detección de baja frecuencia para ver el acoplamiento de la energía y el ímpetu en el lugar de la reconexión a la cúspide baja; con la alta frecuencia, verá el acoplamiento de las fuentes relacionado con el calentamiento de la ionosfera local, además de permitir establecer las estimaciones exactas de la densidad del plasma local. MAG, es el clásico magnetómetro de núcleo saturado triaxial. Con

herencia de misiones como MMS, InSight o más recientemente Europa Clipper, con su rango de medición de ± 64.000 nT, medirá los campos magnéticos del plasma, para ayudar a la comprensión de las causas sobre las firmas de las partículas en la cúspide. Con la detección de los campos magnéticos  de fondo que desvían los locales dará con la firma de los procesos tanto locales como remotos, el acoplamiento viento solar-magnetosfera-ionosfera, las corrientes eléctricas y las ondas de plasma de baja frecuencia. MSC, la Bobina de Búsqueda Magnética, es otro de esos instrumentos con larga herencia, en este caso de misiones como ISEE-3/ICE, Wind, Juno o Van Allen Probes, cuenta con tres sensores idénticos en configuración triaxial, dos orientados paralelos

a dos de las antenas dipolares de EFI, y el tercero paralelo al eje de rotación del satélite. Al igual que MAG, un mástil sólido lo separa del bus del satélite. Su tarea consiste en medir la variabilidad a alta frecuencia temporal para determinar la extensión de la estructura dinámica de la cúspide asociadas con la reconexión temporal o espacial. La Caja de Electrónicas Comunes, o MBC, controlará el funcionamiento de EFI, MAG y MSC en todos los sentidos. Y la indagación tecnológica se llama MAGIC, Magnetómetros para la innovación y la Capacidad. Antes que nada, intrahistoria. Resulta que el diseño actual de los magnetómetros de núcleo saturado triaxiales que se usan actualmactualmente datan de la década de 1960 y que se han estado fabricando hasta 1996. Que se hagan más, se diría. Ese es el caso: no se puede, porque los conocimientos técnicos para producirlos se han perdido en la historia. Los núcleos actuales se fabrican de una aleación que consiste en: 6% de molibdeno, 81.3% de níquel, y el resto de hierro. Son los núcleos S1000, y los expertos, para aguantar la cada vez menor cantide ellos, reciclan algunos. Esto es insostenible, ya que, para los próximos años se prevé el lanzamiento de muchas misiones heliofísicas o de exploración del sistema solar. Por eso, se necesita una

solución. Es la Universidad de Iowa la que ha desarrollado nuevos tipos de magnetómetros, fabricados desde cero. MAGIC consiste en dos tipos distintos. En la unidad T2 se instalará una unidad convencional de núcleo de anillo, con dos elementos para una medición triaxial. En el T1 se monta una configuración novel de "teseracto" basado en un grupo de sensores "Racetrack", cada uno de forma rectangular, insertados dentro de una bobina en forma de caja. No son vitales para los objetivos científicos, sino que su misión es la de demostrar esta nueva generación de detectores magnéticos. En cada satélite, se situarán en el mástil del MAG, más cerca del bus. Estos sensores tienen el potencial de dar sensores de menos ruido, otros más pequeños para satélites miniaturizados o para constelaciones. Cada satélite, una vez repostado, desplazará una masa inferior a los 200 kg.

Serán lanzados usando un Falcon 9 de SpaceX. En configuración de lanzamiento los dos satélites TRACERS estarán uno sobre otro. Sí, es mucho cohete para tan poca cosa, sin embargo con ellos van otros tres satélites: Athena EPIC,  PExT y REAL. Se producirá desde Vandenberg, California, y los gemelos quedarán situados en una órbita inusual para satélites de su tipo y misión, a 590 km de altitud, sincrónica solar y polar, con suficiente inclinación para pasar por la cúspide polar norte en constante luz diurna.

Después de pasar las verificaciones en órbita, su misión comenzará. Su separación variará entre los diez segundos y los dos minutos para capturar la variabilidad en la cúspide. A lo largo de su misión, sus datos ayudarán a resolver su objetivo de misión: conectar la cúspide magnetosférica con la magnetopausa; descubrir cómo las variaciones espaciales o temporales en la reconexión magnética mueve la dinámica de la cúspide. Para ello, busca resolver tres cuestiones: determinar si la reconexión magnética es variable espacialmente o temporalmente para los tipos del viento solar; para la variación temporal en la reconexión, determinar la evolución del ratio de la reconexión; determinar hasta qué extensión las estructuras dinámicas de la cúspide se asocian a la reconexión temporal o a la reconexión espacial.

Ya veis: pueden ser pequeños (de hecho, forman parte de la serie SMEX del programa Explorer) pero lo que buscan hacer TRACERS es colosal, complejo. Y no lo hará solo, puesto que cooperará con misiones como Parker Solar Probe, y las más recientes EZIE y PUNCH, generando información complementaria. Sí, las más grandes acaparan titulares, pero son las pequeñas las más importantes. Suerte.

Hace diez años...

 Parece mentira, pero cómo pasa el tiempo. Los nueve años que pasaron desde el lanzamiento hasta llegar fueron MUY largos, pero con la perspectiva actual, el encuentro aún parece que sucedió ayer. Porque sí, fue ayer cuando hicieron diez años desde que New Horizons completara su examen del sistema de Plutón, es decir, el propio planeta (si bien algunos siguen empeñados en que no lo sea) y sus satélites Caronte, Nix, Hydra, Styx y Kerberos. De meros puntos de luz allá en la porra, se convirtieron en mundos con personalidad propia, lugares con los que soñar, imaginar. Y, bueno, por supuesto, sabemos mucho más que antes de ellos, claro. Descuidad, que cuando os despistéis os encontraréis por aquí una entrada con todo lo que la misión nos enseñó.

Así, celebrando la efeméride, qué mejor que mostraros a los protagonistas.

Y, por último, la que considero la imagen más icónica del encuentro: la mirada atrás:

Fuente de todas: NASA/Johns Hopkins University Applied
Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Ah, si queréis ver más joyas del encuentro, sólo podéis buscar aquí.

¿Sí, o no?

 Durante los primeros meses de este año, la prensa estalló con titulares. ¿Podría ser que un asteroide se la diera con nosotros en el 2032? Con cada día que pasaba, con cada observación nueva, todo parecía apuntar a una resolución, hasta que... En fin, no mareemos la perdiz.

Empecemos con una pequeña lección: ¿cómo detectamos asteroides hoy en día? Bueno, gracias a multitud de telescopios por todo el mundo. En especial, diversos conjuntos de pequeños telescopios, muchos de ellos robotizados, que cuentan con un gran campo de visión para cubrir de este modo el máximo trozo de cielo posible, dentro de sus posibilidades. Ahí tenemos, por ejemplo, el sistema ATLAS, el PanSTARRS, el Catalina Sky Survey, el Space Surveillance Telescope, o el proyecto LINEAR, entre otros. Digamos que uno de estos telescopios localiza un punto de luz en movimiento entre el fondo de estrellas. De ahí pasa al Minor Planet Center, el hogar de los datos de objetos menores del sistema solar y, a través de sus bases de datos, se comprueba si es un objeto conocido, un vehículo artificial o, en este caso, un nuevo descubrimiento. Si se trata de este último hecho, se solicitará más información, lo que requiere más observaciones para poder computar su órbita, establecer su rotación y su tamaño... Estos datos pasan a sistemas como Sentry o NEODyS, cuya función es establecer el riesgo (o no) de impacto de un asteroide recién descubierto con la Tierra. Si resulta que estos sistemas establecen una posibilidad de impacto superior al 1%, entonces la IAWN emitirá una alerta, empujando de este modo a los observatorios del mundo a observar este asteroide potencialmente peligroso, para confirmar o, con el tiempo, descartar cualquier riesgo.

Entra el asteroide 2024 YR4. Fue descubierto el 27 de diciembre del 2024, desde la estación del sistema ATLAS en Chile. ¿Por qué esta nomenclatura? No hace falta decir que lo primero es por su año de descubrimiento. Lo siguiente tiene su pequeña miga: la Y indica que fue localizado en la segunda mitad del mes de diciembre, mientras que lo de R4 nos dice que es la asignación provisional número 117 de esa mitad de mes. Los primeros datos orbitales revelaron que este asteroide realizó su máxima aproximación a la Tierra dos días antes de su descubrimiento, pasando a 828.000 km. de nosotros. Lejos, pero demasiado cerca. No sería hasta pasado casi un mes desde su descubrimiento que, con las observaciones acumuladas y los datos en los respectivos sistemas, se alertó de que existía una posibilidad de un 1.3% de que este objeto impactara contra la Tierra el 22 de diciembre del 2032. Por esta razón, la IAWN emitió una circular el 29 de enero de este año, lo que motivó a que los observatorios del mundo fijaran su vista en este asteroide.

Fuente: ESO/O. Hainaut

Aparte de su órbita, es importante conocer al interfecto. Observatorios como el Gran Telescopio de Canarias o el Lowell Discovery Telescope realizaron primeros estudios espectroscópicos del asteroide, revelando que podría ser un tipo-S o sus derivados tipo-L o tipo-K, todos rocosos. Otras observaciones, del Observatorio Gemini, lo sitúan en el tipo-R de asteroides, cercano a Vesta. Mientras, los activos del Observatorio Europeo Austral, como son el VLT y el telescopio de La Silla, ambos en Chile, obtuvieron datos fotométricos, que revelaron un periodo de rotación sin duda rápido, de 19'5 minutos. Aún más, se estableció su forma como alargada, altamente aplanada y, para seguir con el divertimento, rota de forma retrógrada.

Claro, desde que lo descubrimos, teníamos un problema: cada día que pasaba, el asteroide se alejaba de nosotros. Puesto que su tamaño no es precisamente gigante (en aquellos días, su tamaño se estimaba entre los 40 y los 90 metros) eso lo hace muy débil, reflejando relativamente poca luz, entre el 5 y el 25% de la que recibe de nuestra estrella. Esto significa que observatorios gigantes, como el VLT de Cerro Paranal, los telescopios Gemini, el Gran Telescopio de Canarias, los observatorios Keck, el telescopio Subaru, y otros por el estilo son los más capacitados para indagar en un miembro tan pequeño de la familia del sistema solar. Por lo tanto, si estos telescopios son tan escasos, y tienen programas científicos previos, sólo se puede observar el asteroide en todo hueco disponible entre las observaciones ya programadas.

A pesar de todo, con las diversas observaciones fue posible establecer una órbita para 2024 YR4. Así, tiene un perihelio de 0.85 unidades astronómicas, con un afelio de 4.2, necesitando casi cuatro años para completar una órbita inclinada 3.4º con respecto a la eclíptica. Pero estos datos son, a día de hoy, provisionales.

Fuente: ESA

Como ya mencionamos antes, en el momento de la emisión de la circular, el riesgo de impacto se cifraba en el 1.3%. Apenas había pasado una semana cuando, gracias a nuevas observaciones computadas en los diversos sistemas de seguimiento, la cifra acabó aumentando, al 1.8%. Y para el día 18 de febrero, ya estaba en el 2.8%, lo que implicaba superar el porcentaje más alto que se había alcanzado, cuando se calculó un 2.7% para el asteroide Apophis en el 2004. Y no dejó de aumentar, llegando a un pico de 3.1%. Sin embargo, empezaron a llegar datos más precisos, lo que significó reducir la posibilidad a una demasiado baja como para si quiera cuantificarla. Claro, desde el mes de marzo, el número de observatorios que podían verlo se redujo a aquellos con espejos primarios de, mínimo, cuatro metros de diámetro y, desde abril, sólo aquellos de ocho metros en adelante, cada vez menos, como hemos dicho. Aún así, la información proporcionada han permitido reducir la probabilidad a virtualmente cero. ¿Dejamos de estar en riesgo? Sí... y no.

Fuente: NASA, ESA, CSA, STScI, Andy
Rivkin (APL)

Entra en acción el gran telescopio James Webb. ¿Por qué no se ha usado antes? Bueno, como sucede con las instalaciones en Tierra (y con el telescopio Hubble) este potente observatorio espacial tiene un programa que lleva semanas, incluso meses, establecido. Sólo cuando se requieren observaciones de alta prioridad el programa se paraliza para estudios como éste. Y sin duda, su exquisita resolución en el infrarrojo puede darnos información definitiva sobre este pequeño asteroide. En los días 8 y 26 de marzo pasado, esta imponente instalación espacial observó el asteroide con sus sistemas NIRCam y MIRI, permitiéndonos obtener información más definitiva sobre su tamaño: posee un diámetro de unos 60 metros, con un margen de error de siete metros, con un albedo de entre el 8 y el 18%, consistente con un tipo-S de asteroides. Más importante fueron los datos de trayectoria acumulados por esas observaciones, porque si bien descartaron cualquier posibilidad de impacto contra la Tierra... resultó que aumentó las posibilidades de que lo haga contra la Luna, pasando del 1.7% a finales de febrero al 3.8% a finales de marzo. Y su última observación, antes quedar demasiado lejos como para ser observado, y debido a las restricciones de apuntamiento del propio observatorio, realizada en el pasado mes de mayo, provocó que aumentaran las posibilidades de impacto selenita hasta el 4.3%.

Pero, ¿pasará? Eso depende. Y lo hace debido, especialmente, a su siguiente paso cercano a la Tierra, ya en el año 2028. Existe una incertidumbre demasiado grande. 

A pesar de lo mucho que hemos observado el asteroide, la información recogida aún no es suficiente como para confirmar, o descartar, cualquier impacto contra la Luna. A esto hay que sumar lo pequeño que es, de modo que resulta complicado observarlo. La siguiente oportunidad para recabar información será en el 2028, con una máxima aproximación a la Tierra para el 17 de diciembre, a más de 8 millones de km., más o menos, por la incertidumbre. Claro, antes se podrá observar durante bastante tiempo, ya que su perihelio será un mes antes, el 19 de noviembre. Sólo en esta oportunidad nos permitirá obtener información más fiable sobre la posibilidad, o no, de impacto. Actualmente se cifra que podría pasar a 10.700 km. de la superficie lunar, pero como decimos, la incertidumbre es muy grande, de hasta 74.000 km, de ahí que no se descarte el impacto. Hay otro problema para hacer estimaciones finales para el probable impacto en el 2032: cuando pase en el año 2028, la trayectoria del asteroide se alterará como consecuencia de la gravedad conjunta de la Tierra y la Luna. Sí, la distancia es grande, pero aún así se modificará su órbita. Esta es la principal razón de la gran incertidumbre que existe sobre si impactará o no contra Selene. Y por eso la oportunidad para observarlo en la siguiente oportunidad es tan importante.

Tener esta enorme incertidumbre es un problema. Y, en parte, se podría solucionar con observaciones previas al descubrimiento oficial, o mediante ocultaciones estelares. Pues bien, ni uno, ni otro. En el primer caso, si bien se han revisado bases de datos de las instalaciones ya antes mencionadas, y nada hasta la fecha. En el segundo caso, se ha intentado observar el asteroide pasando ante estrellas, pero tampoco ha habido suerte. Otra cosa: ¿Por qué no lo hemos encontrado antes? Es, en esencia, un caso semejante al del meteorito de Cheliabinsk: vino desde el lado del Sol. Porque ese es un punto ciego en nuestra red de búsqueda de asteroides. Y, hasta la fecha, no tenemos forma de ver asteroides que vienen

desde este punto ciego. Pero la tendremos, en forma de las misiones NEOMIR de la ESA, y NEO Surveyor de la NASA; eso sí, no esperamos que la primera de estas dos misiones, la de la NASA despegue pronto, puesto que está programada para no antes de finales del 2027.

Ahora, si 2024 YR4 finalmente se la da contra la Luna, ¿qué pasaría? Pues poca cosa, la verdad. Es cierto que, en vista de su tamaño, pueda hacer poca cosa, hay que tener en cuenta a la velocidad a la que viaja, lo que añade ímpetu a la probable potencia de impacto. Para ponerlo en perspectiva, el impacto generaría una potencia equivalente a 340 veces la bomba atómica que los americanos tiraron contra Hiroshima, lo que llevaría a crear un impacto de entre 500 y 2000 metros de diámetro. Y, ¿dónde? Con la gran incertidumbre que hay, es difícil anticiparlo, si bien pueda caer en un corredor establecido entre los Mare Humorum y Mare Nubium. Simplemente dejaría una marca más de las muchas que tiene nuestro satélite. Nada de modificar órbitas, ni su rotación, ni su eje. Nada de eso. Un tortazo y nada más.

¿Los titulares estaban justificados? ¿Debemos asustarnos porque pueda caernos un asteroide? Ya lo hemos dicho: no es cuestión de si cae, sino de CUANDO va a caer. Porque pasará, más tarde o más temprano, pero pasará. Más vale pecar de precavidos que no de dejados. Y no vendría mal tener preparada una sonda tipo DART, por si las moscas, claro.