Ventana al Espacio (XLI)

Las galaxias de la antena, desde el telescopio Hubble y el radiotelescopio ALMA (ESO)

Gigantes de la exploración espacial: Ulysses

Los polos solares son la región más complicada, por no decir imposible, de observar desde la Tierra. Por lo que las sondas espaciales ofrecían una ventaja. Se pueden enviar a donde se quiera. Un primer intento se produjo bajo el paraguas del programa Pioneer. Con un diseño idéntico, la constructora fabricó una tercera sonda hermana de las Pioneer 10 y 11. La NASA la rechazó. En ese momento estaba centrada en las Voyager, por lo que no les interesaba una nave que aprovechando la gravedad joviana saliera de la eclíptica con rumbo al Sol. Esta sonda al final acabó en la institución Smithsonian como objeto de museo. Sin embargo la idea perduró, y se empezó a preparar un proyecto más apropiado.

A medida que el interés aumentaba, la NASA, con ciertos problemas económicos provocados por los programas tripulados, recibió una propuesta de colaboración de la ESA. Tras deliberaciones, se formó el proyecto ISPM o Misión Internacional a los Polos Solares, y preveía el lanzamiento de dos sondas gemelas hacia Júpiter para que luego, asistiéndose gravitatoriamente, salieran de la eclíptica con rumbo al Sol. Cada una llegaría a Helios a la vez, cubriendo cada una un polo, en una investigación simultánea. Sin embargo, desde la NASA recortes de presupuestos cancelaron la sonda americana, propiciando que solo una pudiera lanzarse. Nuevos recortes y cambios en el diseño provocaron que su lanzamiento previsto para 1983 se retrasara para 1986, dentro de la bodega de carga del transbordador. Originalmente el nombre para la sonda iba a ser Odysseus, como homenaje al largo y tortuoso camino del héroe de la Odisea, aunque, a petición de la ESA se le cambió por la latinización Ulysses, no solo por lo anterior, sino que también como referencia al Infierno relatado por Dante.

Según el plan previsto, el lanzamiento estaba programado para el 15 de mayo de 1986, a bordo de la bodega del transbordador Challenger, unido a una etapa Centaur. Este fue uno de los dos transbordadores que recibieron una modificación en la bahía de carga para poder llevar este cohete. Sin embargo, la fatalidad hizo que el Challenger explotara aquel 28 de enero de 1986, provocando que todas las sondas listas para aquel período fueran retrasadas hasta que se solucionaran los problemas con los transbordadores.

Finalmente, en 1988 los vuelos de las lanzaderas se retomaron, adoptando nuevas medidas de seguridad, haciendo imposible que las sondas se lanzaran usando los Centaur, por lo que tuvieron que utilizar las IUS. Debido a la prioridad de los lanzamientos de las sondas Magallanes y Galileo, Ulysses tuvo que retrasarse hasta 1990.

Como su propio nombre indicaba, Ulysses fue desarrollada internacionalmente. La estructura de la sonda era una caja de 3.2x3.3x2.1 metros. Una antena de 1.65 metros de diámetro situada en uno de los lados proporcionaba la señal principal de comunicaciones. Construida por la empresa Astrium Gmbh. (la antigua aeronáutica Dornier) se dividía en dos secciones: una ruidosa, y otra silenciosa. La sección silenciosa equipaba toda la electrónica de la sonda, es decir, ordenador de a bordo, buena parte de los instrumentos, sistema de guiado, etc. La sección ruidosa era la que ocuparía la generación de energía. Fue construida para soportar el caluroso entorno solar, y el frío espacial de la órbita joviana. Estaba estabilizada por giro sobre el eje-z, para así apuntar siempre la antena hacia la Tierra para una comunicación permanente, realizando 5 rpm normalmente. Ocho propulsores proporcionaban a Ulysses la orientación correcta así como corregían la velocidad de giro de la sonda. Además, también a modo de orientación, equipaba 4 sensores solares. Para transmitir datos científicos usaba señal de radio de banda-X, para recibir comandos, banda-S. Dos grabadores de datos, con una capacidad de 45 megabytes, proporcionaba el almacenamiento de los datos. Estados unidos proporcionaría la generación de energía, ocupándose de ello un RTG, que iría en un soporte instalado en la sección ruidosa. La sonda portaba 10 experimentos, de Europa y Estados Unidos. El primero de ellos, el URAP, o Investigación Unificada de Radio y Plasma, que consistía en dos antenas de situadas perpendiculares al eje de rotación de Ulysses, haciendo el efecto de dipolo-antenas, y proporcionando una envergadura de 75 metros tras su extensión. Una tercera antena monopolo se situaba detrás, en el lado contrario al de la antena principal, extendiéndose 7’5 metros. Con este experimento se encargaría de medir las ondas de radio generadas por la expulsión de plasma, o por el plasma mismo al pasar cerca de la sonda. De la sección silenciosa salía un mástil, de tubo de fibra de carbono de 5 centímetros de diámetro, que portaba varios instrumentos: un conjunto de dos magnetómetros (VHM/FGM). El primero de ellos, el vectorial de helio, el segundo, de núcleo saturado. Ambos se encargarían de estudiar el ámbito heliosférico en busca de ondas de choque interplanetarias, emisiones de ondas, etc. Y el segundo es para usos astrofísicos. Llamado GRB, o experimento de estallidos de rayos Gamma/rayos X solares, fue diseñado para detectar estos fenómenos desde la órbita polar en que Ulysses se encontraba, así como estudiar los rayos X que emita el Sol. En el cuerpo de la sonda iba el resto: el SWOOPS (observación del viento solar sobre los polos solares) medía los iones positivos y los electrones emitidos desde esas áreas; un experimento de radio ciencia, para estudios de la atmósfera solar y para la búsqueda de ondas gravitacionales; SWICS, o espectrómetro de composición de iones del viento solar, para determinar la composición elemental y de carga de iones, así como la velocidad y la temperatura de los iones del viento solar; EPAC, o experimento de composición de partículas energéticas, para medir el flujo y composición de las partículas energéticas en el espacio interplanetario, emitidas por nuestra estrella; HI-SCALE, o instrumento heliosférico para especto, composición, anisotropía (propiedad de la materia según la cual varias propiedades físicas varían según la dirección desde la que se le estudie) y bajas energías, es un instrumento para el estudio de iones y electrones en el ambiente interplanetario, y su medición; COSPIN, o investigación de rayos cósmicos y partículas solares, se encargaba de medir la energía, composición, intensidad y anisotropía de los núcleos de las partículas a investigar; DUST, o experimento de polvo cósmico, se encargaría de realizar mediciones directas de los granos de polvo en el espacio interplanetario para investigar sus propiedades físicas y dinámicas; SCE, o experimento de sondeo coronal, para estudiar mediante el uso de las comunicaciones y el efecto Doppler los parámetros de plasma de la atmósfera solar; y el GWE, o experimento de onda gravitacional, para detectar ondas gravitacionales de baja frecuencia mediante el uso del desplazamiento Doppler. La masa total de Ulysses a plena carga era de 366’7 kg. en el momento del lanzamiento.

El 6 de octubre de 1990 el transbordador Discovery (misión STS-41) era lanzado desde Cabo Cañaveral con Ulysses en su bodega. Para proporcionar la velocidad necesaria la sonda estaba montada sobre el IUS y una tercera fase llamada PAM-S (Módulo especial para asistencia de carga). Una vez en órbita, el conjunto Ulysses/PAM-S/IUS fue desplegado, iniciando una rotación de 80 rpm. Luego, el encendido, a distancia de seguridad del transbordador. Una vez agotado el IUS, actuaba el PAM-S, y una vez terminada su vida útil, Ulysses era expulsada, no sin antes ser reestabilizada a menos de 8 rpm con la expulsión de unos contrapesos situados al final de sendos cables, liberándolos como un yo-yo. En su momento, Ulysses fue la sonda que abandonaba la órbita terrestre a la mayor velocidad de toda la historia, marca que la New Horizons rompió durante su lanzamiento hacia Plutón en el 2006.

Alcanzó Júpiter casi tres años antes que Galileo, y se asistió gravitacionalmente de manera exitosa, alcanzando una inclinación sobre la eclíptica de 80.2º, poniéndola además rumbo a los polos solares. Adoptó una órbita cuyo perihelio superaba por poco la unidad astronómica, mientras que el afelio, coincidía con la órbita joviana, a unas 5 unidades astronómicas. Debido a su trayectoria, y a pasar bajo el polo sur del hermano mayor del sistema, primero se encontraría con el polo norte solar, realizando después su sobrevuelo al polo sur de Helios.

Finalmente, el gran momento llegó, y durante año y medio estuvo estudiando esa área desconocida de nuestra estrella, durante los años 1994 y 1995, para luego volver a la órbita joviana. Por el camino, se encontró con varios cometas. El 1 de mayo de 1996 se encontró inesperadamente con la cola iónica del cometa C/1996 B2, también conocido como Hyakutake, calculando que medía unos 3’8 unidades astronómicas. Tras el afelio de su órbita, y con rumbo de nuevo hacia el Sol, se encontró con la cola del C/1999 T1 (McNaught-Hartley), del cual también midió la cola iónica. El Sol también contribuyó cuando una expulsión de masa coronaria arrastró partículas del cometa justo donde estaba Ulysses.

Un nuevo perihelio ocurrió durante los años 2000 y 2001, tras su correspondiente extensión de misión. Durante el sobrevuelo del polo sur solar pudo captar datos interesantísimos e inesperados. Por lo que parecía, el polo sur magnético de nuestra estrella era tremendamente dinámico, y según parecía, carecía de una localización fija. En el 2003 Ulysses regresó al afelio de su órbita, y con la suerte de que Júpiter estaba casi en la misma posición de cuando llegó a su órbita por primera vez, por lo que realizó nuevas mediciones, desde la distancia, eso sí. En el 2006 se topó con otro cometa, el C/2006 P1 McNaught, deparando unos resultados distintos a los recogidos durante su encuentro con Hyakutake. Calculó que la velocidad del viento solar en sus cercanías era menor de 400 km. por segundo, cuando con el cometa de 1996 era superior a 700. Muy revelador.

Una nueva extensión de misión, la cuarta, fue aprobada en el momento en que la sonda se volvía a aproximar a los polos solares entre el 2007 y el 2008. En aquellos momentos, los niveles de energía del RTG eran bastante bajos, provocando que se diseñara una estrategia curiosa para poder realizar las nuevas investigaciones. Varios de sus experimentos habían sido apagados para ahorrar energía y así mantener encendidos los calentadores de la sonda. Cuando llegó el perihelio, los calentadores fueron apagados y los instrumentos fueron encendidos. Además, el combustible de control ya estaba bastante bajo, por lo que el destino estaba ya cerca. Tras su último paso por esta región del espacio, se anunció el inminente fin de la sonda, que en unos meses, a causa de la congelación de lo que quedaba del combustible, que provocaría que la sonda ya no pudiera orientarse hacia la Tierra. Meses antes, el transmisor de banda-X dejó de funcionar, por lo que el sistema de reserva, en banda-S, hacía el retorno de datos lento y pesado. Sin embargo, la sonda había funcionado cuatro veces más del tiempo estimado de vida. Sin embargo, como se seguía recibiendo telemetría y datos, se empleó una estrategia para poder alargar al máximo la supervivencia de la sonda. A base de realizar breves encendidos de los propulsores, el combustible, al recircular por los conductos, se mantendría líquido. Así se consiguió alargar la vida de Ulysses durante un año más.

A lo largo de todo ese año 2008, y gran parte del 2009, se vio que la señal de la sonda era cada vez más baja, debido a la lejanía con nuestro planeta. Junto con el problema del combustible, Ulysses era prácticamente incapaz de enviar resultados claros, por lo que se tomó por fin la decisión: finalizar la misión. Definitivamente, el transmisor de la sonda fue apagado el 30 de junio del 2009, y su última transmisión se recibió desde la antena de Madrid. Ese día uno de los proyectos más longevos y exitosos pasó a la categoría de mito.

Los datos que nos ha proporcionado Ulysses son únicos e importantísimos. Para empezar, ha determinado que las maneras en que interactua el campo magnético solar con el sistema solar es completamente diferente a lo que se pensaba; fue capaz de determinar que el polvo que proviene del espacio interestelar hacia el sistema solar es 30 veces superior a lo calculado; determinó, gracias a sus tres pasos por los polos solares, que el campo magnético de Helios redució su actividad progresivamente, sobre todo en el último paso por ellos; que el viento solar ha ido reduciendo la cantidad de material que envía, que actualmente es la menor desde el inicio de la era espacial; y detectó muchos fenómenos de GRB's, aunque a causa de su posición en el espacio la triangulación de ellos resultaba casi imposible.

Han sido casi 19 años funcionando en el espacio, devolviéndonos resultados valiosísimos sobre un entorno que desde la Tierra resulta imposible de observar, y desde luego, ha sido todo un ejemplo a seguir.

Ventana al Espacio (XL)

El remanente de la supernova Tycho, desde Chandra.

Gigantes de la exploración espacial: Galileo

Poco tiempo antes del lanzamiento de las sondas Voyager a los confines del sistema solar, pasando primero por Júpiter, empezaron a llegar los planes para la construcción de una sonda que se colocara en órbita joviana, ya que, como en el caso de Marte y Venus, los sobrevuelos, por cercanos que fueran, no resolverían las dudas que éstos nos proporcionen, así que, por lo tanto, era necesario un vehículo que se ocupara de esa tarea.

Sin embargo, el diseño de la sonda tendría que equipar partes que las Voyager no portaban. Para entrar en órbita, necesitaría un motor cohete y su combustible correspondiente. Esto provocaría que una ruta directa a Júpiter no pudiera ser utilizada, a causa de que si bien los cohetes de entonces eran capaz de colocar artefactos de hasta 20 toneladas en órbita, eran incapaces de hacer que algo de 3 o 4 toneladas, o más se pusieran en camino hacia Júpiter, debido a que la velocidad necesaria para alcanzar al hermano mayor del sistema es muchísimo mayor a la de que se necesitaba para alcanzar Marte o Venus. Por lo tanto, era además necesario usar otra estrategia para llegar allí.

El diseño básico procedía del de las sondas Voyager, aunque con importantes modificaciones. Muchos de los experimentos eran actualizaciones. Se tuvieron que añadir blindajes antirradiación, ordenadores de mayor capacidad, y un nuevo sistema de antena principal. Su lanzamiento estaba previsto para enero de 1982, a bordo del transbordador Columbia durante la misión STS-23. Retrasos en el desarrollo de los transbordadores retrasaron el lanzamiento y permitió un mayor grado de desarrollo en el proyecto. Cuando los lanzamientos de los transbordadores eran cosa rutinaria se fijó la fecha de colocación en órbita para el 20 de mayo de 1986 en la bodega del transbordador Atlantis como parte de la misión STS-61-G. Para su impulso final fuera de la órbita terrestre utilizaría un Centaur-G, por lo que el transbordador debería ser modificado. Como nombre oficial del proyecto, no podía adoptar otro que el del genial astrónomo italiano que descubrió sus cuatro satélites principales en 1610 usando el primer telescopio que construyo. Por lo tanto, Galileo fue su nombre. Por desgracia, la destrucción del transbordador Challenger provocó que los transbordadores y todas las sondas a lanzar ese año se quedaran en tierra hasta que se solucionaran los problemas tras la investigación de qué fue lo que ocurrió.

Cuando los transbordadores volvieron a despegar en 1988, Galileo obtuvo máxima prioridad. Magallanes fue desplazada a mayo de 1989, para dejar a la sonda joviana la mejor trayectoria para aprovechar la fuerza gravitatoria de Venus en su largo periplo hacia el hermano mayor del sistema.

La Galileo era en ese momento la mayor sonda construida por la NASA. Con una altura de 5.3 metros, se basaba en los diseños de las Voyager, aunque con nuevos elementos. En la parte superior iba situado el montaje de las antenas. Por primera vez en una sonda espacial americana, los platos de las antenas eran desplegables, redundando en un reducido peso. La antena de baja ganancia en todo lo alto, mientras que la de alta ganancia, plegada durante el lanzamiento sobre la estructura de soporte de la de baja ganancia, se desplegaba luego apoyándose sobre el escudo solar situado debajo de ella. Una vez desplegada la antena medía 4.8 metros de diámetro Bajo el escudo solar, iba la estructura principal de la sonda. Diseñada para una rotación de 3 rpm, la sección rotatoria poseía las electrónicas de la sonda, parte del instrumental, y de ella salían los tres apéndices principales de la sonda. Un cuarto apéndice equipaba una segunda antena de baja ganancia, envuelta en un escudo de protección. La sección inferior era fija, y equipaba el motor (fabricado por Daimler Benz Aero Space AG, la antigua aeronáutica Messerschmitt) y la plataforma con los instrumentos visuales. Galileo estaba estabilizada por el giro de la sección rotatoria. Además, por toda su estructura se habían añadido materiales resistentes a la radiación. Galileo fue pionera en diversos aspectos. Uno de ellos era el propio ordenador de a bordo, que equipaba 6 microprocesadores RCA 1802 Cosmac (fabricados en material resistente a la radiación), cada uno en un sitio distinto de la sonda, y en torno a ellos se construyó gran parte del sistema de manejo de comandos y datos de Galileo. Cuatro de los procesadores se rodeaban por sendos módulos de alto nivel, y los otros dos procesadores en torno a cada módulo de bajo nivel. Los módulos de alto nivel se encargaban del procesamiento de los datos entrantes, del mantenimiento del reloj de a bordo, del movimiento de datos por el bus del sistema de datos, ejecución de las secuencias guardadas, control de telemetría y de la recuperación de errores incluyendo la monitorización y respuesta del sistema de protección contra fallos, o más sencillamente, modo seguro. Los de bajo nivel se encargaban de recolectar y formatear los datos de ingeniería del resto de sistemas, proporcionar la capacidad de publicar comandos discretos y en código a los ingenieros de la misión, reconocer las condiciones de tolerancia de las entradas de estado, y realizar algunas funciones del sistema de protección contra fallos. El sistema de almacenamiento era un grabador de cinta digital de cuatro pistas, con una capacidad máxima de 119 megabytes. Allí la información se guardaría hasta el momento de la transmisión si la sonda no tenía las antenas terrestres a su alcance. La antena de alta ganancia tenía una velocidad de transmisión de 134 kb. por segundo, que enviaría los resultados según el ordenador de a bordo los procesaba, mientras que la de baja ganancia, diseñada principalmente para emergencias, tenía una velocidad de transmisión máxima de 16 bits por segundo. El grabador de cinta digital y las antenas de baja ganancia se revelarían posteriormente cruciales para el éxito de la misión. Para alimentarse de energía, dos RTG's, situados cada uno al final de sendos mástiles de 5 metros de largo, portaban 7.8 kg. de plutonio 238, para generar electricidad mediante la descomposición de sus átomos, generando energía más que suficiente para funcionar tan lejos del Sol. Galileo montaba 10 experimentos, seis en la sección rotatoria y cuatro en la plataforma de observación fija, colocada a un lado de la sonda, en la parte inferior, y protegida por un pequeño escudo de protección solar en la zona superior de la plataforma. Los seis de la sección rotatoria son los siguientes: DDS, o Subsistema Detector de Polvo, encargado de medir la masa, carga eléctrica y velocidad de las partículas que impacten con el instrumento; EPD (Detector de Partículas Energéticas) que medía la cantidad y la energía de iones y electrones cuya energía superara los 20 keV (es decir, kiloelectrovóltios); HIC (Contador de Iones Pesados) instrumento derivado del CRS de las Voyager, era capaz de calcular y medir los iones pesados entre unos niveles determinados de energía; MAG (Magnetómetro) son tres sensores situados en distintos puntos de Galileo, uno situado al final de un mastil de 11 metros, y los otros dos también en el mástil pero separados del eje de rotación unos 6.7 metros, destinados para caracterizar los campos magnéticos jovianos; PLS (Subsistema de Plasma) desarrollado para recolectar partículas cargadas para su análisis energético y de masa, y al rotar completamente puede recolectar partículas por todas partes; y PWS (Subsistema de Ondas de Plasma) es una dipolo antena situada al final del mástil del magnetómetro usado para estudiar los campos eléctricos del plasma, mientras que dos antenas de bobina magnética situadas en los mástiles de la antena principal estudiaban los campos magnéticos. En la plataforma estaban los instrumentos de observación: SSI, o Cámara de Estado Sólido, es un telescopio reflector tipo Cassegrain de 176 milímetros de apertura enganchado al primer sistema CCD (dispositivo de carga acoplada) que portó una sonda espacial. Todo el sistema del sensor CCD estaba protegido de la radiación por una envoltura de tántalo de 1 cm. de grosor, salvo por la zona por la que la luz recolectada por el telescopio entra en el sensor. Una rueda de ocho posiciones proporciona los filtros de visión, que una vez conjuntados en el centro de control crean imágenes en color. Es capaz de ver en el espectro visible, con una resolución de hasta 1 km, así como parte del espectro del infrarrojo cercano. Esta es la primera sonda de la NASA que abandonó el tubo Vidicon para sus cámaras de televisión. También cuenta con el NIMS o Espectrómetro de Cartografía en Infrarrojo Cercano, que está formado por un espectrómetro y un telescopio de 224 mm. de apertura, que usa espejos para atraer la luz al instrumento. Su labor en Júpiter era la de analizar la composición atmosférica del planeta y medir la evolución temporal y en profundidad de las nubes, mientras que en los satélites, gracias a su capacidad de ver en sus ámplios rangos de visión, determinará la composición quimica de las superficies de los objetos sólidos allí. Para analizar las características de las partículas de las nubes jovianas, para encontrar nubes nuevas en la atmósfera del planeta, para analizar la alta atmósfera y sus regiones con gas ionizado está el UVS/EUV o Espectrómetro Ultravioleta/Espectrómetro Extremo de Ultravioleta, que está formado por otro telescopio Cassegrain de 255 mm. de apertura enganchado a un espectrómetro de estas características. También estudiará los satélites para buscar atmósferas en ellos, así como determinar su composición superficial. Y por último el PPR o Radiómetro-Fotopolarímetro, destinado a determinar la distribución exacta de las nubes jovianas, estudiar las neblinas en la atmósfera planetaria, así como determinar la temperatura allí como en la superficie de los satélites. Este instrumento deriva directamente del OCPP de la Pioneer Venus Orbiter. Además, recolectaría información mediante tres experimentos de radio ciencia: mecánica celeste, ondas gravitacionales y la medición de las características de propagación de las ondas de radio. Para ello montaba la antena de alta ganancia como las dos de baja ganancia, aunque el 80% del trabajo de este experimento se realizaba en Tierra. Sin embargo, la misión no acababa ahí, ya que la misión incluía una sonda que penetraría la atmósfera de Júpiter para estudiarla in situ. Iría fijada en la parte inferior de la sonda principal, tapando el conjunto del motor, para que, en las cercanías del gigante gaseoso, fuera liberada para su breve misión. Se componía de tres partes: la sonda propiamente dicha, el escudo de reentrada y la aerovaina. El conjunto pesaba 339 kg. La sonda atmosférica poseía un diámetro de 1.3 metros, y se alimentaba de electricidad con baterías de dióxido de sulfuro de litio. Para su caída por la atmósfera joviana, equipaba un paracaídas de 2.5 metros de diámetro. Dos transmisores de banda-L (con un ratio de envío de datos de 128 bits por segundo) enviaban la información a la sonda principal, para su posterior envío hacia el centro de control. Llevaba seis experimentos: un grupo de instrumentos de estructura atmosférica (para medir temperatura, presión y deceleración), un espectrómetro de masa neutral, un interferómetro de abundancia de helio (para estudios de composición atmosférica), un nefelómetro (para localización de nubes y estudios de sus partículas), un radiómetro de flujo (para medir la diferencia de flujo radiante dependiendo de la altitud en la que se encuentre) y un instrumento de radio emisión y rayos (para medir la luz y las radioemisiones asociadas con los rayos y con las partículas energéticas en los cinturones de radiación del planeta). Una vez ambas sondas fueron unidas, la altura total del conjunto era de 7 metros y daban un peso en báscula de 2564 kg.

Cuando los transbordadores tuvieron que quedarse forzosamente en tierra tras el suceso del Challenger, varias sondas, entre ellas Galileo, se encontraban en Cabo Cañaveral. Esto provocó que tuviera que abandonar el complejo hacia su lugar de fabricación, donde fue guardada en un ambiente limpio, a la espera de que los viajes de las lanzaderas se reiniciasen. Una vez los vuelos se volvieron a fijar en el calendario, se el asignó el STS-34, con una tripulación de 5 astronautas (el comandante Donald Williams, el piloto Michael McCurley y los especialistas de misión Frankin Chang-Diaz, Shannon Lucid y Ellen Baker). Ya en 1989, dos polémicas comenzaron a atacar la misión.

La primera de ellas fue la surgida por las fechas de lanzamiento. Para ese año estaba previsto el lanzamiento de la misión de cartografía venusiana Magallanes, un proyecto ansiado por parte de los científicos de la NASA, pero también estaba Galileo. Para llevar a semejante mastodonte al hermano mayor del sistema de manera eficaz y económica para su entrada en órbita, era necesario aprovechar la gravedad planetaria para incrementar su velocidad, una velocidad que no podía ser alcanzada por ningún vehículo lanzador. Para ello se diseñó una ruta VEEGA, es decir, asistencias gravitatorias Venus-Tierra-Tierra. Fue la primera sonda que realizó un camino tan complejo para alcanzar su destino. El motivo de conflicto era que como las dos sondas llevarían camino directo a Venus tras sus lanzamientos, la prioridad la obtuvo Galileo para aprovechar la mejor trayectoria hacia el planeta nuboso y así acortar su tiempo de viaje. Por lo tanto Magallanes fue lanzada antes, realizando una larga travesía.

La segunda, mientras, fue a causa de su sistema de generación de energía, es decir, los RTG's. Grupos antinucleares comenzaron a manifestarse en contra del lanzamiento, llegando a sugerir su prohibición, sobre todo tras la caída en Canada del satélite soviético Kosmos 954, equipado con un pequeño reactor nuclear como fuente de energía, que se suponía que debería haberlo expulsado para que se quedara en órbita, pero que reentró con el satélite y se estrelló en tierra. Debido al temor de que sucediera algo en el despegue, se convocaron manifestaciones para evitar su lanzamiento. Realmente, en comparación con las Voyager, éstas llevaban un 80% más de plutonio 238 que Galileo.

Finalmente el transbordador Atlantis, con Galileo en su bodega, despegó desde la plataforma 39B de Cabo Cañaveral el 18 de octubre de 1989. Adoptó una órbita a 343 km. de altitud. El lanzamiento estaba previsto para el 12, pero tuvo que retrasarse una semana por la sustitución de un controlador del SSME número 2, y tuvo que esperar un día más por las tormentas de ese día. 7 horas después de su inserción en órbita, Galileo, unida a un IUS, fue liberada para que comenzara su largo periplo. La misión incluía realizar varios experimentos, y tras 4 días y 23 horas de vuelo, el Atlantis regresó a casa, aterrizando en Base Edwards.

La primera parada de su largo periplo era Venus. Como parte de su programa de asistencias gravitatorias, llegó al planeta nuboso cuatro meses después, el 10 de febrero de 1990, a una distancia de 16.106 km. de altitud. Allí cogió prestado unos km/s de la gravedad venusiana para acumularla a lo largo de su viaje. No solo eso, también realizó observaciones en el planeta con algunos de sus instrumentos. Aprovechando este impulso realizó su primer sobrevuelo a la Tierra el 8 de diciembre de ese mismo año a 960 km. Ese día también hubo protestas antinucleares.

Una vez realizado este acercamiento, desde el centro de control se envió la orden de desplegar la antena principal. Para su extensión, se le había montado un pequeño motor que accionaba 20 varillas, provocando así su completa apertura. Sin embargo, cuando la orden se ejecutó, la antena no se desplegó del todo. Se realizaron nuevos intentos, y los datos de ingeniería demostraron que tres de las varillas no se habían soltado del soporte. Se provocó en Galileo una velocidad de rotación mayor, para provocar que el motor se calentara y funcionara correctamente, a base de encenderlo y apagarlo. Los esfuerzos fueron infructuosos. Era el tercer fallo que un artefacto de la NASA había tenido tras la explosión del Challenger y los problemas con el telescopio Hubble. Se abrió una investigación sobre las posibles causas del fallo. Según una conclusión, debido al aplazamiento de su despegue de 1986 a 1989, el lubricante del motor se había evaporado mientras estaba almacenada a la espera. Y según otra, ese mismo lubricante se había congelado en el espacio. Esto no cambiaba nada, ya que sin la antena principal funcionando Galileo estaba casi muda. Así, a la vez que se investigaban las razones del fallo, se tuvo que hacer un plan B. Para ello se tuvieron que modificiar en gran medida los esquemas de programación, tanto para la manera de actuar durante los sobrevuelos a los satélites, como para transmitir la información a casa. Para ello, se priorizó la adquisición de datos sobre la toma de imágenes (obviamente no quiere decir que no se tomaran), para guardarlas en el grabador de cinta digital, para posteriormente transmitir esos datos al centro de control. A su vez, las antenas de espacio profundo de la NASA (Goldstone en California, Canberra en Australia, Robledo de Chavela en Madrid) fueron actualizadas con receptores más sensibles, consiguiendo una velocidad de recepción de datos de hasta 160 bits por segundo. Por lo tanto la estrategia a seguir una vez llegara a Júpiter tuvo que modificarse por completo, es decir, las órdenes serían preprogramadas para que Galileo realizara sus tareas.

Tras su asistencia gravitatoria terrestre número uno, su rumbo se alteró lo suficiente como para entrar por primera vez en el cinturón de asteroides. No había nada que preocuparse, todo estaba previsto. Tanto, que fue la primera sonda en fotografiar un asteroide. Pasó a 1.604 km. de altitud sobre el asteroide 951 Gaspra el 29 de octubre de 1991, devolviendo 57 imágenes, con una resolución máxima sobre el objeto de alrededor de 54 metros. Utilizando una nueva técnica de navegación, debido al desconocimiento exacto de la posición del asteroide, fue capaz de recopilar interesantes imágenes. Con un tamaño de 18'2 x 10'5 x 8'9 km., es un asteroide tipo S rico en olivina. Su superficie, obviamente llena de cráteres, y pasó tan deprisa y tan lejos que ningún dato de gravedad fue adquirido. Tras este pionero encuentro, puso rumbo de nuevo hacia la Tierra.

El encuentro final con la Tierra lo realizó el 8 de diciembre de 1992, pasando a 303 km. de nosotros. En aquel encuentro realizó observaciones del sistema Tierra-Luna, complementarias a las de la sonda Clementine (del departamento de defensa) haría dos años después. Y como era de rigor, también hubo protestas antinucleares, sobre todo porque pasó aún más cerca que en el anterior acercamiento. Su empuje final añadió 3'7 km/s. más para su cambio de trayectoria directamente hacia Júpiter.

Ya dentro del cinturón de asteroides por segunda vez, se volvió a acercar lo suficiente a otro asteroide. En este caso se trataba del 243 Ida, el 24 de agosto de 1993, realizando su máxima aproximación a 2410 km. Las imágenes nos mostraron un asteroide alargado, con unas dimensiones de 53'6 x 24 x 15'2 km, y demostró que era del mismo tipo que Gaspra. Cuando se acercó lo suficiente, pudo observar una "china" que lo orbitaba. Con unas dimensiones de 1'6 x 1'4 x 1'2 km, orbitaba Ida posiblemente en 20 horas, aunque sus parámetros orbitales no han podido determinarse con exactitud. Lo que se supone es que rodea a su asteroide madre en espiral, pero es algo no asegurado. Galileo obtuvo imágenes de Ida con una resolución máxima de 31 metros, y obtuvo el 95% de su cartografía. Sobre su satélite, bautizado oficialmente 243 Ida 1 Dactyl, mostró ser del mismo tipo. Para este encuentro la sonda gastó 34 kg. de combustible para alterar su posición y así realizar la pasada, tras comprobar que tendría combustible suficiente para realizar una misión prolongada en Júpiter. Sin embargo, las primeras imágenes tomadas no llegaron hasta el mes de septiembre, y el resto no fueron transmitidas hasta principios de 1994 cuando Galileo adoptó la posición óptima de transmisión para un máximo ratio de envío, y fue ese año cuando se descubrió a Dactyl. Tras esto, su próxima parada era ya Júpiter.

En 1993, desde el gran observatorio de Monte Palomar, Eugene Shoemaker, su esposa Carolyn y David Levy encontraron un cometa que fue denominado provisionalmente D/1993 F2. Observaron que este cometa orbitaba a Júpiter, que había sido capturado por su inmensa gravedad. Se realizaron cálculos que determinaron que tardaba 2 años en rodear el gigantesco planeta, y que en su anterior perigeo, se había fragmentado en 21 trozos. Entonces, al observar la nueva órbita, se llegó a la conclusión que el cometa (rebautizado Shoemaker-Levy 9) colisionaría con la alta atmósfera joviana el 16 de julio de 1994. Por aquellos días, Galileo habría abandonado el cinturón de asteroides y tendría absolutamente a tiro de su SSI el planeta.

A lo largo de los primeros meses de 1994, multitud de telescopios comenzaron a seguir el cometa. Galileo, a su vez, desde su asiento de primera fila, fue colocada para que con sus instrumentos de a bordo pudiera observar los fragmentos, que fueron nombrados siguiendo las letras del alfabeto. Finalmente la fecha se cumplió, y a partir de ese día, y durante los seis siguientes, ese tren de fragmentos fue impactando con el planeta. El mayor trozo fue el G, que creó una gigantesca mancha oscura de 12.000 km, y su detonación fue el equivalente en 600 veces de la totalidad del arsenal nuclear del mundo, expulsando detritus del tamaño de la Tierra. Observaciones posteriores demostraron que los impactos removieron partículas de las capas profundas de la atmósfera, y provocaron ondas sísmicas que se propagaron por el planeta. Las marcas de los impactos duraron bastante tiempo, y todavía estaban allí cuando Galileo entró en órbita.

Ya en 1995, su etapa final de su largo periplo estaba a punto de culminar. Pero para ello, antes debía liberar la sonda atmosférica. Lo hizo el 13 de julio de 1995, e inmediatamente después modificó su trayectoria para evitar colisionar con el planeta y así poder entrar en órbita y recibir los datos de la sonda suicida. A dos meses de la entrada en órbita joviana, Galileo sufrió un nuevo contratiempo: el grabador de estado sólido, ese sistema de cinta magnética que tendría que funcionar de una manera no esperada, sufrió una anomalía que provocó que se quedara en posición de rebobinado durante 15 horas, hasta que desde el centro de control envió los comandos para que lo desactivara. El daño estaba hecho, ya que esta anomalía había provocado que parte de la cinta quedara inutilizable. Se programó el grabador para que evitara esa zona de grabado, lo que además redujo la cantidad de información que podía retener. Para ello un nuevo tipo de compresión tuvo que ser desarrollado para que se pudiera almacenar lo máximo posible. Además, esta avería provocó que no hubiera investigación durante la entrada en órbita, centrando la atención de Galileo en la recepción de datos desde la sonda suicida.

Por fin, el 7 de diciembre, ambas sondas alcanzaron su destino. La sonda suicida penetró en la atmósfera joviana, a la mayor velocidad de reentrada (hasta el momento) de la historia, frenando eficazmente. Luego, vino la separación del escudo de reentrada, la liberación de la aerovaina, y el despliegue del paracaídas, que por cierto, estuvo a punto de fallar, ya que se desplegó un minuto después de lo programado. Esto provocó que durante ese minuto no tomara datos de la atmósfera. En fin, con el paracaídas desplegado, comenzó su descenso final por ese ambiente hostil. Alcanzó una profundidad de 150 km., y soportó hasta llegar a una región con una presión de 23 atmósferas. En total, fueron 58 minutos de datos, totalizando 3.5 megabytes de información. Los datos revelaron que entró en un punto "caliente" de la atmósfera, más turbulenta que lo esperado, encontrando mucha menos cantidad de agua de la esperada. Posteriormente se estudió el problema del despliegue del paracaídas, y se llegó a la conclusión que los mecanismos pirotécnicos que lo expulsaban fueron montados al revés, y la apertura del paracaídas fue atribuida a la suerte. Pero aún así, fue un buen trabajo el realizado.

Tras enviar los datos de la sonda atmósférica, Galileo adoptó la orbita joviana, para su misión de dos años, en los cuales completaría 11 órbitas y realizaría 10 sobrevuelos a los satélites galileanos (4 a Ganímedes, 3 a Europa y otros 3 a Calixto, Io quedaba fuera de su investigación directa). Fue durante esta misión cuando realizó el descubrimiento más espectacular de la misión, que aún da que hablar: el océano de Europa. Datos de radio ciencia adquiridos durante los dos primeros sobrevuelos a esta luna permitieron deducir que esto ocurría, juntándolos con las observaciones en alta resolución de la helada superficie del satélite, más parecido a los hielos a la deriva que otra cosa. Sin embargo, esto apenas se escuchó debido a que por aquellos días una estrella había llegado a Marte (Mars Pathfinder). Sin embargo, estos hallazgos propiciaron una extensión de la misión, centrada casi exclusivamente en Europa.

La GEM (Galileo Europa Mission) abarcaba dos años, dividida en cuatro partes: la campaña de Europa, la campaña de Io, el estudio del entorno de plasma alrededor de Io, y el estudio del agua joviana. Durante la campaña de Europa, realizaría durante un año y 8 órbitas, 8 sobrevuelos consecutivos a esta luna, realizando su máximo acercamiento a 201 km, de su superficie, y obteniendo imágenes de alta resolución, con una resolución de hasta 50 metros. La campaña de la búsqueda del agua joviana y del estudio del plasma, se realizaría en las cuatro órbitas siguientes, acabando con la campaña de observación de Io, durante las dos últimas órbitas de esa extensión. Para ello realizó una serie de complicadas maniobras para ir acercando el perigeo de Galileo a la órbita de Io, dentro de los peligrosos cinturones de radiación del planeta, evitados durante los primeros años de misión. Su máximo acercamiento en esa época fue de unos 300 km, observando el hemisferio que da al espacio, estudiando su geografía, el vulcanismo, el magnetismo en el entorno del satélite.

Fue por aquella época cuando comenzaron a ocurrir los fallos relativos a la radiación. Los más frecuentes eran los reiniciados del ordenador cuando se alcanzaba cierta dosis, y problemáticamente, cuando realizaba los encuentros cercanos a Io. Muchos datos se perdieron víctima de los reinicidados, pero otros muchos y muy valiosos consiguieron llegar a la Tierra para su estudio.

Al terminar la GEM, se autorizó la misión GMM, es decir, la Galileo Millenium Mission. Durante esa extensión, volvería a centrarse en Europa, aunque también estudiaría el campo magnético de Ganímedes, así como una investigación seria en los anillos jovianos, hasta la llegada del momento estelar, cuando Galileo trabajaría a dúo con su homóloga saturniana Cassini. Juntas, ambas sondas estudiarían la interacción del viento solar con la magnetosfera joviana, observarían la dinámica atmosférica, intentar comprender las corrientes de polvo jovianas, e indagarían en Io en eclipse observando los puntos calientes de su superficie y ver el fenómeno del brillo de aire en el satélite.

Cassini, lanzada en octubre de 1997 en ruta indirecta hacia Saturno, es una sonda aún más grande que Galileo, y para el estudio del segundo planeta más grande del sistema solar, equipa instrumentos que, en su mayoría, no son más que versiones mejoradas que los que equipaba la sonda joviana. De ahí que la investigación de un planeta con dos sondas con experimentos similares fuera tan importante. El momento culminante sería entre noviembre del 2000 y marzo del 2001, fechas durante las cuales Cassini realizaría observaciones directas del hermano mayor del sistema. Antes de que llegara, Galileo realizó nuevos sobrevuelos, uno a Europa, otro a Io (donde realizó sus imágenes de máxima resolución, de apenas 5 metros) y otro a Ganímedes, previos a su estudio conjunto.

Con Júpiter ya a la vista de las cámaras de Cassini, dio comienzo de una de las misiones más escepcionales de cuantas se han realizado: la Jupiter Millennium Mission, o lo que es decir, el mano a mano entre Galileo y Cassini. A pesar de algunos problemas, la época fue fascinante, obteniendo datos detallados acerca del planeta y su magnetosfera, junto con la detección conjunta de erupciones en Io. El 30 de diciembre del año 2000 Cassini realizó su máximo acercamiento al planeta, pasando a 10 millones de kilómetros de las capas altas de la atmósfera, y adquiriendo la velocidad final para su último tramo del camino hacia el señor de los anillos. La conclusión: fue un gran trabajo.

Una vez Cassini se centró en lo que le quedaba de viaje, Galileo quedó de nuevo sola, con una nueva extensión, la última, hasta el 2003. Durante el tiempo que le quedaba, realizó nuevos sobrevuelos, a Ganímedes, a Calixto, los tres finales a Io, y uno final a Amaltea. Los de Io fueron destacables porque le sobrevoló por el hemisferio que da al planeta, y que no se veía desde la época de las Voyager. Fue la última vez que usó sus cámaras, ya que después del último sobrevuelo a Io (su encuentro a la menor altura de todos los sobrevuelos a satélites, 102 km. sobre la activa luna), fueron apagadas a causa de los daños irreversibles a causa de la radiación en su sensor CCD. Durante esos días, Galileo estuvo 3 meses dentro de los insalubres cinturoes de radiación, estudiando la magnetosfera del planeta. En noviembre del 2002 un nuevo problema alcanzó de llego el grabador de estado sólido, en el peor momento, cuando hacía 10 minutos que había realizado su máximo acercamiento a Amaltea. Entró en modo seguro, y se creyó que fue resultado de la radiación, aunque realmente fue a causa de que el sistema que corría la cinta se había atascado, circunstancia provocada por la avería de otros sistemas vunculados a grabador. Después de unos meses de estudiar el problema, fue solucionado, y los datos del sobrevuelo fueron devueltos a Tierra exitosamente. Pero la misión estaba condenada.

Apenas le quedaba combustible, sus electrónicas estaban tocadas, parte de los experimentos dañados por la radiación, y aunque el suministro de energía era todavía suficiente, se confirmó el fin de misión de Galileo. Para ello, se ordenó a la sonda que reentrara en la atmósfera joviana, y su fatal destino se cumplió el 21 de septiembre del 2003. Fue el final de una extraordinaria tarea.

En total, fueron 8 años de misión, realizó 35 órbitas, efectuó numerosos sobrevuelos a los satélites galileanos, y cumplió el 80% de los objetivos iniciales de la misión. Soportó niveles de radiación 3 veces superiores a lo proyectado, y obtuvo 15.000 valiosas imágenes a lo largo de toda su misión, que aunque es una cifra extraordinariamente baja, fueron lo suficientemente valiosas y sensacionales como para llamar la atención, no solo de los científicos, sino que también del gran público.

Entre los resultados más relevantes de la misión, están los siguientes: la detección de nubes de amoniaco en la atmósfera joviana; determinó el origen de las partículas del anillo joviano (partículas expulsadas de los satélites interiores a causa de impactos de meteoritos); la caracterización global de la magnetosfera y su dinámica; la confirmación que el vulcanismo en Io es 100 veces más activo que el actual terrestre; el descubrimiento de un campo magnético propio en Ganímedes; la detección mediante datos de magnetismo que Europa (principalmente), Ganímedes y Calixto poseen océanos salados subsuperficiales y unas leves exosferas; y el reciente descubrimiento que Io posee una capa fluida de lava bajo su superficie que provoca que las corrientes magnéticas se fijen en su interior mientras se mueven alrededor suyo.

Galileo es una misión que ha pasado a la categoría de mito. A pesar de los múltiples problemas que sufrió la sonda, su equipo fue capaz de inventar soluciones creativas, y consiguió sorprendernos notablemente. Galileo es una de nuestras favoritas, y nos emociona hablar de ella. Sin duda, un ejemplo a seguir. Si Galileo Galilei hubiera imaginado alguna vez que su nombre acabaría en un vehículo espacial, viendo sus resultados, seguramente no podría hacer más que sentirse muy orgulloso.

Ventana al Espacio (XXXIX)

Cráter Endeavour, Terra Meridiani, Marte (Opportunity)

Gigantes de la exploración espacial: Magallanes

En los años 1970 empezaron a plantearse los planes para que la NASA enviase una sonda a Venus equipada con un poderoso sistema de radar. Debido a la escasa financiación provocada por el programa del reciente transbordador, el proyecto quedó aparcado. En 1983 una revisión por parte del Comité para la Exploración del Sistema Solar permitió sacar adelante el proyecto, pero una versión reducida y barata, ya que la escasa financiación provocada por las misiones del transbordador hizo que construir una sonda desde cero fuera imposible. Cuando fue aprobado, se recurrió a un método poco ortodoxo para la creación de la sonda de cartografía venusiana.

La Venus Radar Mapper tenía varios objetivos: el principal era el de realizar un mapa lo más global posible de la superficie venusina, con una resolución aproximada de un kilómetro, aunque también se encargaría de realizar un mapa topográfico del planeta, con una resolución de unos 100 metros, obtener un mapa gravimétrico, y determinar la estructura geológica, incluyendo la distribución de densidad y sus dinámicas.

Para ahorrar presupuesto, lo dicho, se aplicó una receta cuanto menos curiosa: aprovecharon partes de repuesto de otros proyectos, ya lanzados o en preparación, para construir la sonda. La Venus Radar Mapper, o Magallanes (en honor al célebre explorador portugués Ferdinando de Magallanes) era una sonda de 6’4 metros de alto, y 4’6 de diámetro. La antena principal, era la de repuesto de las Voyager, un plato de 3’66 metros de diámetro. La de media ganancia provenía de la Mariner 9. También proveniente de las Voyager estaba la estructura decagonal de la electrónica y los subsistemas. También fueron utilizadas otras partes de repuesto provenientes de las sondas Galileo y Ulysses. Para la entrada en órbita venusina equipaba un motor Star 48 (cohete estándar de la NASA, diseñado principalmente como fase de escape de la órbita terrestre), y para su estabilización recurría a giróscopos, a 24 pequeños propulsores y los sensores estelares. Dos paneles solares cuadrados de 2’5 metros proporcionaban la energía necesaria, enviándola a dos baterías de níquel-cadmio. El ordenador era el de repuesto de la misión Galileo. Capaz de almacenar comandos para funcionar autónomamente durante 3 días, era un sistema tremendamente flexible para responder a cualquier contingencia. El sistema de almacenamiento consistía en dos grabadores de cinta digital, capaces de guardar 225 Megabytes, hasta el momento de retransmisión al centro de control. Su único sistema científico era el RDRS, es decir, el sistema de radar. Funcionaba en tres modos: SAR, o radar de apertura sintética, modo de altimetría, y modo de radiometría. La antena principal era la encargada no solo para transmitir la información, sino que también era la encargada de emitir los haces de radar que examinaban la superficie. A un lado de la antena principal se encontraba otra, alargada, que era la encargada de enviar la señal de radio que se encargaba de medir la altitud. Una vez terminada, la sonda pesaba 1.035 kg., y a plena carga en el momento del lanzamiento, la báscula declaraba una masa de 3.449 kg.

Unida a una fase superior inercial (IUS), propulsor de dos fases, fue colocada en la bodega del transbordador Atlantis. En los meses anteriores hubo ciertas discrepancias. La lista de vehículos a lanzar dentro de los transbordadores era larga, y el calendario apretado. En 1989, además de Magallanes, estaba Galileo a punto para su lanzamiento. El problema surgió cuando los jefes de ambos proyectos intentaron obtener la prioridad sobre el otro. Sin embargo, razones de peso y de trayectoria provocaron que Magallanes despegara en mayo de 1989, para dejar la mejor trayectoria a Galileo, que realizaría una asistencia gravitatoria a ese planeta como parte de su largo periplo hacia Júpiter. Finalmente, el 4 de mayo, el transbordador Atlantis (misión STS-30) fue lanzado con Magallanes a bordo. El día siguiente Magallanes fue desplegada desde la bodega del transbordador, iniciando su largo viaje hacia el planeta nuboso.

Llegó a Venus un año y tres meses tras su despegue, el 1 de agosto de 1990. Adoptó una órbita de 295 x 7.762 km., polar, y comenzó su tarea de cartografía sistemática. El sistema de radar funcionaba en esencia de manera similar a la de las sondas Venera 15 y 16. Durante 37 minutos, y mientras la sonda orbitaba, las ruedas de reacción provocaban un movimiento de izquierda a derecha de entre 28º y 78º emitiendo haces de microondas que rebotan en la superficie y recibe la antena principal. Para una mejor resolución utilizaba una técnica llamada “mirada”, mediante la cual realizaba un segundo escaneo desde un ángulo distinto de la misma zona. Una vez almacenada la información pasados esos 37 minutos, la sonda rotaba hacia la Tierra para ofrecer la antena principal, que transmite los datos al centro de control, donde una serie de ordenadores especialmente diseñados para la tarea transformaban los datos en una imagen de la superficie. El modo de altimetría se combinaba con el SAR, y usaba la antena situada en el lateral de la sonda para emitir una señal de radio que dependiendo de la zona en la que rebote, y calculando el tiempo en regresar, determinaba la altitud de las estructuras superficiales del planeta. Y por último, el modo de radiometría era usado para que la antena principal fuera capaz de detectar las emisiones radiotermales de la superficie, para componer un mapa de temperaturas en la superficie venusina.

Su misión principal duró 8 meses, desde el 15 de septiembre de 1990 hasta el 15 de mayo de 1991. Durante este ciclo estaba previsto realizar un mapa de alrededor del 70% de la superficie del planeta con una mínima resolución de 1 km., aunque al final se obtuvo una cobertura de un 83’7%, con una resolución de hasta 101 metros. Inmediatamente se aprobó una extensión de la misión, también de 8 meses, comenzando inmediatamente tras el final del primer ciclo. En este segundo ciclo de SAR alteró su posición para cubrir los huecos que se habían escapado en el primer ciclo. Cuando el 14 de enero de 1992 finalizó este ciclo, se había cubierto un 54’5% de la superficie, centralizado en el hemisferio sur. Una vez combinados los mapas creados en los dos primeros ciclos, la cartografía alcanzada era del 96%.

Tras terminar el segundo ciclo, el tercero comenzó. Tenía dos objetivos: cubrir los huecos que aún quedaban, y tomar los datos para realizar esquemas en estéreo de la superficie. Cuando acabó este ciclo, se había cubierto alrededor del 21’3% de la superficie, alcanzando ya, una vez combinadas las tres coberturas, la cartografía llegó ya al 98%. Este fue el último en el que se usó el SAR para imágenes de la superficie. El cuarto ciclo comenzó inmediatamente. Dedicado a la caracterización del campo gravitacional de Venus, apuntó su antena ya directamente a la Tierra para que durante los siguientes meses emitiera continuamente a la red de espacio profundo, y a partir de ello calcular la velocidad orbital de Magallanes para cartografiar ese campo gravitatorio del planeta. Una vez acabado el ciclo cuarto, se deseaba adoptar otra órbita, circular, para conseguir una mayor resolución en el mapa de gravedad. Para ello, se estrenó una nueva técnica para modificar la trayectoria sin intervención de ningún propulsor.

Se trataba del aerofrenado, una técnica mediante la cual Magallanes se tenía que zambullir en la alta atmósfera venusina para que el rozamiento provocado por esta zambullida ésta redujera su velocidad, y por tanto su perigeo de la órbita. Durante 3 meses, de mayo a agosto de 1993, fue entrando progresivamente, provocando un rozamiento que finalmente hacía que Magallanes perdiera velocidad, y así fue redondeando su órbita, alcanzando finalmente una trayectoria alrededor de Venus de 180 x 540 km. Una vez las maniobras acabaron, el ciclo 5 comenzó, durando hasta abril de 1994, es decir, a lo largo de un año consiguió un mapa gravimétrico de aproximadamente el 94% del planeta con una resolución sin precedentes. Un último ciclo de mapeo duró hasta septiembre, en el que se añadió precisión al mapa de gravedad, y entonces comenzó a maniobrar para realizar una última tarea. Esta consistía en introducir a Magallanes dentro de la alta atmósfera con los paneles solares colocados perpendicularmente al plano de la órbita, y con los propulsores encendidos para evitar giros incontrolados. Con este método se investigó la alta atmósfera de Venus para entender las fuerzas que pueblan esa zona, utilizando los paneles solares como raquetas en las que se registraban impactos de las moléculas de la alta atmósfera. Esta técnica además tenía otra razón: nuevas sondas, que próximamente se lanzarían a Marte, utilizarían la técnica del aerofrenado para adoptar sus órbitas, y se necesitaban datos para poder diseñar piezas resistentes para acoplarlas a estos nuevos vehículos. Una vez acabada esta fase, Magallanes redujo aún más la órbita, para acabar su misión desintegrándose en la atmósfera venusina el 13 de octubre de 1994.

Magallanes alcanzó varios hitos: el primero y más importante, ha realizado el mejor mapa de la superficie de Venus hecho hasta el momento, ha podido realizar un mapa del campo gravitatorio de Venus, lo que redundará en beneficio de las futuras misiones que se envíen al planeta, y lo más importante, que fue la primera sonda que practicó el aerofrenado, que ahora es de uso común en las sondas marcianas.

¿Qué observó Magallanes en Venus? Una superficie joven (entre 800 y 600 millones de años desde su última alteración), poco craterizada (se han contabilizado 843 cráteres de impacto), con multitud de accidentes de origen volcánico, tales como conos, largas lenguas de lava (alguna de hasta 6.000 km.) dando a entender una alta viscosidad de la lava venusina, evidencias de una tectónica de placas, oculta a la vista, planicies muy suaves formadas por el material eruptivo, y sobre todo, cadenas de volcanes en escudo, también presentes en Marte. Gracias a los datos no solo tenemos un mapa global de baja resolución, ya que gracias al procesado de las imágenes de radar podemos examinar áreas escogidas de la superficie, las más interesantes, a una resolución de hasta unos 100 metros. Otra cosa evidenciada por las imágenes era que no había señales de erosión por viento, por lo que se llega a la conclusión de que apenas hay arena en Venus, y que la capacidad de transporte de la atmósfera venusina es mucho menor que la de Marte.

Magallanes ha sido la misión más económica de la historia. Además de su barata construcción, ha sido una nave que nos ha proporcionado datos de una altísima calidad sobre un planeta del que apenas podemos ver desde aquí. En una época en la que la NASA estaba en la picota (la pérdida del transbordador Challenger, los problemas con la antena principal de la Galileo, el grave error de pulimentado del espejo primario del telescopio espacial Hubble, descubierto ya en órbita, la desaparición de la Mars Observer) el éxito rotundo de esta misión fue, por decirlo con palabras sencillas, refrescante. Ninguna sonda espacial volvería a alcanzar la órbita de Venus en casi 12 años.