Ventana al Espacio (LVII)

Nebulosa IC 4628, desde el VLT del ESO

Aventureras del sistema solar: Pioneer 10 y 11

El sistema solar no solo está formado por los planetas terrestres. Más allá del cinturón de asteroides existen cuatro gigantes de gas, que resultan igual de interesantes que sus compañeros sólidos, y si sondas como las Mariner 2, 4 y 5 habían conseguido resultados incomparables, bien se podría intentar hacer algo similar con los planetas exteriores. Esta fue la manera en la que empezó en la NASA el plan para poder enviar sondas más allá de la órbita marciana.  Si al final se decidían a enviar estos vehículos hasta al menos Júpiter, en esencia tendrían que montar instrumentos que no serían más que mejoras respecto a los que montaron las primeras Mariner, para así escudriñar cómo son las condiciones del espacio interplanetario lejos del planeta rojo. Eso sí, existía un pequeño obstáculo: el propio cinturón de asteroides. ¿Sería posible atravesarlo sin recibir daños? Eso era algo que había que demostrarse. Pero si una sonda podía cruzar esa rocosa región, obviamente la puerta para enviar misiones más especializadas estaría abierta de par en par. Así, en febrero de 1969, se ordenó al programa Pioneer la fabricación de dos vehículos gemelos para viajar hacia donde ninguna sonda espacial había ido antes. 

Este programa de sondas espaciales se había iniciado como el primero de la agencia para más allá de la Tierra. Así, las primeras naves viajaron a la Luna para intentar obtener resultados de ella, y sobre todo para intentar adelantar a los soviéticos. No lo consiguieron. Tras las sondas lunares, el Pioneer se dedicó a colocar en el espacio pequeñas sondas en órbita solar con el encargo de estudiar atentamente el medio interplanetario, desde los campos magnéticos solares hasta el viento solar, pasando por el polvo cósmico. La designación para fabricar estos nuevos tipos de sondas fue el regreso del programa a la investigación de los cuerpos del sistema solar. 

Este proyecto tenía en esencia tres objetivos fundamentales: por un lado, aumentar nuestros conocimientos sobre el medio interplanetario, sobre todo más allá de la órbita marciana. En segundo término, estudiaría el cinturón de asteroides tanto desde el punto de vista científico como desde en el de la navegación, para verificar si podía existir algún peligro para los vehículos espaciales. Y por último, y no menos importante, examinaría el entorno alrededor de Júpiter, para saber qué le rodea. Posteriormente, se añadieron otras necesidades. El argumento fue que, ya que las sondas pasarían cerca del hermano mayor del sistema, no estaría de más tener la amabilidad de acercarse todo lo posible para hacer investigaciones sobre el mismo planeta, y si era posible, incluso de sus mayores satélites. 

El diseño de estas sondas corrió a cargo del Centro de Investigación Ames de la NASA (derivaban de las mismas sondas que investigaban el espacio interplanetario), y fueron construidas por la firma TRW. Así, las sondas giraban en torno a un bus hexagonal construido en aluminio que tenía unas dimensiones de 36 centímetros de fondo y 76 de largo, almacenando todos los componentes electrónicos, el tanque de combustible y parte del instrumental. De él salían varios apéndices, dos de ellos para colocar el suministro de energía, un tercero para la colocación de uno de los instrumentos, y otro para la ubicación de uno de los detectores de meteoritos. El ordenador de las sondas estaba dividido en varias secciones, y muchas de las tareas de computación se hacían en Tierra, para enviarlas posteriormente a la nave. Esto obligaba a escribir los comandos, probarlos en Tierra, para luego enviarlos a la sonda para que ella los ejecutara. En total, el ordenador se distribuía entre un par de descodificadores de comandos y una unidad de distribución de comandos, que controlaba las actividades de a bordo. Era capaz de retener hasta 5 comandos, de los 222 posibles que se escribieron para controlar la misión en su totalidad. Se incluyó una unidad de almacenamiento de datos para grabar hasta 6.144 bytes de información por parte de los experimentos de a bordo. Para contactar con Tierra, un par de transceptores redundantes en banda-S se encargaban de codificar la información para su transmisión al centro de control, ya sea a través de una omniantena de baja ganancia, una de media ganancia, o una gran antena parabólica de alta ganancia de 2.75 metros de diámetro. La estabilización se obtenía mediante rotación, a un ratio de 4.8 rpm, y usando tres sensores solares (dos de ellos en la antena principal) y un escáner estelar apuntando a Canopus. Para controlar el ratio de giro de la sonda, se colocaron 12 propulsores, seis principales, y seis redundantes. Un par controlaba el giro, otro se encargaba de los cambios de velocidad, y el último para controlar de actitud. Debido a la gran distancia desde la Tierra a Júpiter, los paneles solares no resultaban prácticos, por lo que estas sondas fueron las primeras de espacio profundo que hicieron uso práctico de los

célebres RTG’s, es decir, los Generadores Termoeléctricos de Radioisótopos. Éstos dispositivos se habían probado con éxito en las estaciones científicas lunares que las misiones tripuladas Apollo situaron en la superficie selenita, y resultaban adecuados para el perfil de misión de las nuevas Pioneer. En total, cada sonda portaba 2 RTG’s SNAP-19, ubicados en dos extensiones de tres mástiles que, una vez desplegados, se separaban 3 metros del bus, para así evitar interferencias con los experimentos, además de estar separados el uno del otro 120º, para así equilibrar la sonda en su giro. En el momento del lanzamiento producían 155 Vatios de electricidad, y como generaban la electricidad proveniente de la desintegración natural de elementos radiactivos, la producción energética caería con el tiempo, ya que se esperaba que una vez en Júpiter éstos generaran 140 Vatios, aunque las sondas necesitaban solo 100

para su funcionamiento. Las sondas Pioneer recibieron 11 experimentos cada una: HVM (Magnetómetro Vectorial de Helio), una célula rellenada con helio y excitada mediante radiofrecuencias y luz infrarroja, colocada al final de un mástil de 6.6 metros, para estudiar los campos magnéticos interplanetarios, el propio de Júpiter para estudiar el interior del planeta, así como observar la interacción magnetosfera joviana-viento solar; Analizador de Plasma Cuadriesférico, compuesto por dos analizadores, uno de alta resolución y otro de media resolución, que observaban directamente el Sol a través de agujeros practicados en la antena principal, dedicado a cartografiar la densidad y energía del viento solar, observar las interacciones de este medio con Júpiter y buscar la frontera dela heliosfera; CPI, Instrumento de Partículas Cargadas, formado por dos telescopios de partículas para mediciones en el espacio interplanetario y dos sistemas de medición (un detector de silicio para detección de iones, un papel de torio para captura de electrones) para estudios de protones y electrones atrapados en la magnetosfera joviana, destinado a identificar los núcleos de los primeros ocho elementos químicos de la Tabla Periódica y a separar los isótopos de deuterio, tritio, helio-3 y helio-4, además de estudiar las partículas en la onda de terminación y en la magnetosfera externa; CRT, Telescopio de Rayos Cósmicos, encargado de analizar la composición de las partículas de los rayos cósmicos (entre el hidrógeno y el silicio) y medir su energía, usando tres telescopios de estado sólido de tres elementos cada uno (para alta, media y baja energía), mientras que en el entorno joviano medía los electrones de alta energía y los protones de baja y alta energía en los cinturones de radiación planetarios; GTT, Telescopio de Tubo Geiger, contenía siete tubos del tipo Geiger-Muller rellenados con gas que generaban señales eléctricas cuando entraban las partículas cargadas, tres colocados en fila formando un telescopio multipropósito, tres en disposición triangular, y el último independiente como detector de electrones de baja energía, preparado para reconocer las intensidades, espectros energéticos y

distribuciones angulares de protones y electrones alrededor de la sonda cerca de los cinturones de radiación jovianos, es decir, caracterizar los cinturones de radiación atrapada cerca de Júpiter; TRD, Detector de Radiación Atrapada, usaba cinco sistemas distintos (dos contadores Cerenkov, un contador omnidireccional, dos detectores gemelos de escintilación de corriente directa) preparado para determinar la naturaleza y medir la intensidad y la distribución angular de la energía de las partículas atrapadas por Júpiter y su densidad alrededor de la sonda; Detector de Meteorides, fabricado para detectar el ratio de impactos de partículas una vez estuvieran en el cinturón de asteroides, mediante 12 placas que contenían en total 234 células de presión (18 por panel), rellenadas de gas de argón (75%) y nitrógeno (25%) y finalizadas por un transductor que calculaba el ratio de expulsión de gas para determinar el tamaño de las partículas, adosadas a la parte trasera de la antena principal; AMD, Detector de Asteroides y Meteoritos, formado por cuatro telescopios (formados por un espejo secundario de 84 milímetros, ópticas acopladas y un tubo fotomultiplicador) incapaces de adquirir imágenes, con los cuales poder observar el espacio en busca de objetos de tamaños desde unos centímetros hasta grandes asteroides a base de medir la luz solar reflejada por ellos para proporcionar datos acerca del número, tamaño, velocidad y dirección; Fotómetro Ultravioleta, elaborado para medir la dispersión de la luz ultravioleta solar en la atmósfera joviana usando dos longitudes de onda para detectar hidrógeno y helio y así analizar la atmósfera joviana y así determinar la cantidad de ambos gases que posee el planeta, detectar y estudiar las auroras jovianas, y durante los viajes de crucero calcular la cantidad de hidrógeno y helio neutral en el espacio interplanetario; IPP, Fotopolarímetro de

Imágenes, usaba un telescopio de 2.5 centímetros de apertura y 8.6 centímetros de longitud focal, móvil 160º en el plano del eje de rotación de la sonda, entregando la luz a un prisma que la desviaba en dos direcciones distintas donde volvían a ser desviados hacia un filtro rojo y un filtro azul, destinado a adquirir las primeras imágenes cercanas de las capas exteriores de atmósfera de Júpiter a base de realizar tiras a medida que la sonda rotaba sobre su eje, para luego juntarlas y así componer imágenes a color, analizar la atmósfera para estudiar las nubes jovianas, averiguar la naturaleza de los gases atmosféricos por encima de la capa principal, otras propiedades atmosféricas, detectar las propiedades superficiales y atmosféricas de los satélites mediante la dispersión de la luz, así como medir el brillo y la polarización de la luz zodiacal para determinar la cantidad y carácter del material sólido interplanetario; IRR, Radiómetro Infrarrojo, compuesto por un telescopio Cassegrain fijo de 7.2 centímetros de apertura que alimentaban detectores de 88 elementos formando dos canales infrarrojos, para medir la energía calorífica neta emitida por el planeta, así como mapas de distribución de temperatura verticales y horizontales y una medición básica del ratio hidrógeno/helio; y el clásico estudio de Radio Ciencia: Experimento de Ocultación en banda-S, para usar la radio señal de la sonda cuando era alterada por la atmósfera joviana, y a partir de ella medir la densidad de electrones en su ionosfera, así como la densidad del ratio de hidrógeno/helio en el nivel de una atmósfera terrestre y la detección y cálculo del amoniaco; Experimento de Mecánica Celeste, preparado para calcular las masas tanto del planeta como de sus satélites, detección de anomalías en el campo gravitatorio joviano y cálculo exacto de las características orbitales tanto de Júpiter como de sus lunas. La segunda sonda incorporaba un duodécimo instrumento: FGM, Magnetómetro de Núcleo Saturado, un sistema formado por dos sensores biaxiales (formando un elemento triaxial) fijado al cuerpo principal de la sonda, con la misión de medir la fuerza y dirección del campo magnético joviano tanto desde larga distancia como desde corta distancia. En configuración de lanzamiento, cada sonda daba un peso en báscula de 260 kg.  La primera sonda en ser lanzada recibió el código interno de Pioneer F, la segunda, Pioneer G. TRW, con piezas de repuesto, elaboró una tercera, nombrada Pioneer H, con la que los científicos esperaban estudiar los polos solares usando la gravedad joviana para salir de la eclíptica. Esta última sonda no cuajó, y acabó como objeto de museo. Las otras dos si despegaron.  

Un objeto diferenciaba a las Pioneer del resto: cada una recibió una placa, elaborada en aluminio, y recubierta de oro anodizado, sobre la que se escribió un mensaje en clave, en el caso de que alguna inteligencia extraterrestre pudiera encontrársela, ya que el plan era que las sondas abandonaran, tarde o temprano, el sistema solar. Los esquemas del mensaje fueron diseñados por Carl Sagan y Frank Drake, y dibujados por Linda Salzman Sagan. En cada placa se representaba lo mismo. A la derecha, en la

parte superior, un par de figuras humanas desnudas representando a un hombre y una mujer, y detrás de ellos unos dibujos representando la nave, en comparación con las figuras humanas. A la izquierda, una serie de 14 líneas partiendo de un único punto, que representa la Tierra, mientras que las líneas representan los púlsares más significativos situados cerca de nuestro planeta, acompañados por una secuencia binaria que representa la frecuencia de los pulsos de cada uno de ellos. En la parte inferior, una representación del sistema solar, para indicar de donde proviene la nave y el lugar a donde se dirigió antes de abandonar nuestra parcela cósmica. Y por último, encima de la representación de los púlsares, también en código binario se explicaba la composición del hidrógeno. Con este mensaje se indicaba el lugar de procedencia, su posición en el espacio, y la forma del ser humano, junto con los conocimientos científicos básicos. Lejos de lo poético que podía resultar, la representación de las figuras humanas desnudas provocó gran indignación en la conservadora sociedad americana, pero eso no impidió que acabaran montadas en las sondas, y enviadas al espacio. Eso sí, los futuros mensajes a bordo de sondas evitarían esos peliagudos temas.  

Un Atlas SLV-3C/Centaur, que incluía una tercera etapa de combustible sólido, lanzó a Pioneer 10 (o Pioneer F) el 3 de marzo de 1972, convirtiéndose en la sonda que abandonaba el sistema Tierra-Luna a la mayor velocidad jamás alcanzada, ya que cruzó la órbita de Selene en 11 horas. Después de adquirir su orientación y su ratio de giro, se puso en marcha y encendió los instrumentos para la fase de crucero. Le esperaba un viaje de 19 meses hacia el hermano mayor del sistema. El mes de junio cruzó la órbita marciana, y el 15 de julio se introdujo en el cinturón de asteroides. Todavía estaba dentro de él cuando su sonda hermana fue lanzada.  

Pioneer 11 (también Pioneer G) fue elevada 13 meses después que la primera, el 6 de abril de 1973, usando también un Atlas SLV-3C/Centaur y una tercera etapa

agregada. Su camino, un mes más corto. Mientras, Pioneer 10 abandonaba el peligro, demostrando que las sondas podían sobrevivir incluso dentro de este entorno tan hostil. Llegado el mes de noviembre, con Júpiter ya lo suficientemente cerca, la sonda comenzó a recolectar imágenes, mejorando así las observaciones que podían hacerse desde telescopios basados en Tierra. Finalmente, el 4 de diciembre la sonda realizó su máximo acercamiento, cruzando a apenas 130.354 km. de las capas altas jovianas, por la zona del ecuador, quedando expuesta a los poderosos cinturones de radiación del planeta, 10.000 veces más potentes que los de la Tierra. Las electrónicas casi se saturaron (el escáner estelar quedó inoperativo, y el HVM falló un año después del acercamiento), pero consiguió sobrevivir, y transmitir imágenes interesantes de formaciones que desde la Tierra eran invisibles. También tuvo tiempo para adquirir imágenes de dos de

las lunas galileanas, Ganímedes y Europa, pero sin poder revelar detalles de sus superficies. Con esto, y el tirón gravitatorio proporcionado por la gravedad del gigantesco planeta, Pioneer 10 se colocó en ruta de escape del sistema solar.  La información proporcionada en diciembre de 1973 permitió reprogramar a Pioneer 11, para así practicar una trayectoria distinta. En aquellos días, el proyecto de las futuras sondas Voyager para visitar tanto Júpiter como Saturno fraguaba, y a la gente de la misión Pioneer se le sugirió que podrían usar la gravedad joviana para hacer una enorme asistencia gravitatoria y así hacer que la sonda pudiera alcanzar el planeta de los anillos, como un reconocimiento previo para tener una base de estudio para las futuras sondas exploradoras. Mientras tanto, Pioneer 10 fue configurada para una misión con destino interestelar.   

El 19 de abril de 1974 Pioneer 11 abandonó el peligroso cinturón de asteroides, y se empezó a centrar en las observaciones y en los cambios de rumbo que realizaría en Júpiter. Como con su sonda hermana, la nave comenzó a captar el planeta en noviembre, y el 2 de diciembre realizó su máxima aproximación,

convirtiéndose, hasta la fecha, en la sonda que más cerca ha pasado de las capas altas de la atmósfera joviana y ha sobrevivido, a una distancia de 43.000 km. sobre el polo sur. Este paso permitió realizar imágenes cercanas de la Gran Mancha Roja, revelando una estructura interna muy compleja y una rotación en el sentido contrario al de las agujas del reloj, y además adquirió las únicas postales que tenemos de los polos jovianos. Otras imágenes de interés nos mostraron el satélite Io, mostrando un color amarillento. También fue capaz de determinar la masa de Calixto, la cuarta luna galileana. Lo más importante fue que este acercamiento tan próximo permitió aprovechar la gravedad planetaria para cambiar su rumbo en casi 180º, colocándose en camino de Saturno. Debido a las posiciones orbitales entre los dos grandes planetas en 1974, Pioneer 11 no podría alcanzar al señor de los anillos hasta el verano de 1979, es decir, un año antes que las Voyager. Por desgracia, el pasar tan cerca del planeta y sus cinturones de radiación provocó que el instrumento AMD quedara completamente inutilizado, de manera que ya no pudo volver a usarlo.   

La misión que se le encargó a la sonda cuando pasara por Saturno era, en esencia, similar a la realizada en Júpiter, en cuanto al estudio del planeta y su magnetosfera, aunque con la presencia de los anillos las tareas se extendían. Principalmente, lo que se quería era averiguar si existían zonas vacías que pudieran ser cruzadas sin riesgo por las sondas futuras, así como extender los estudios de masas y temperaturas a la enigmática luna saturniana, Titán. En algún momento durante el viaje entre los dos gigantes de gas, la pérdida de uno de los grupos propulsores obligaron a incrementar el ratio de rotación de la sonda, fijándolo en 7.8 rpm para estabilización adicional y reducción del gasto de combustible.   

Tras cuatro años y medio de crucero interplanetario, el 1 de septiembre de 1979 Pioneer 11 se encontró con Saturno, y comenzó la fase de exploración. La intención era la de atravesar la División de Cassini, para así verificar que no existía ningún peligro. Sin embargo, los datos de ocultación mostraron que incluso allí había material, demasiado oscuro para verlo ópticamente. Debido a esto, en vez de cruzarlos, pasó por encima de ellos. Pasando cerca de los anillos, se aproximó a un pequeño cuerpo que resultó ser un satélite, hoy conocido como Jano, del que pasó a 2.500 km., y posteriormente sobrevoló Mimas a 103.000 km. de distancia. Las capas altas de la atmósfera saturniana quedaron a 20.930 km. Allí, Pioneer 11 detectó una nueva luna, un nuevo anillo, y estudió la magnetosfera del planeta y sus reacciones al viento solar. Los datos de temperatura tomados a Titán (del cual también adquirió alguna imagen) mostraron que este satélite era sumamente frío, y que no se revelaba ningún rasgo superficial. Debido a la baja resolución de su objetivo, esto no quería decir nada. Después de hacer unas interesantes imágenes durante la fase de partida, la sonda cambió a modo de misión interestelar, como su sonda hermana años antes. Este viaje proporcionó lo necesario para que, un año después, las Voyager pudieran realizar exámenes más precisos y de manera más segura.   

La mayor sorpresa de toda la misión de las Pioneer no fue nada que descubrieron en Júpiter o en Saturno, nada de eso. Esto ocurrió cuando desde sus trayectorias de escape, y mediante el seguimiento de las señales de radio emitidas por las sondas, se descubrió un leve desplazamiento Doppler que era provocado por algo que proporcionaba a las sondas una pequeña pero constante aceleración. Este misterioso fenómeno no pudo recibir otro nombre más que Anomalía de las Pioneer. Después de muchos análisis, en el verano del año pasado al fin se identificó esta causa. Por lo que parece, existe un extraño escape de radiación termal hacia el Sol, que golpeaba la cara externa de las antenas principales de cada sonda, provocando este efecto. Desde entonces las Pioneer siguieron estudiando el medio interplanetario, desde sus dos rumbos distintos.   

Fueron pasando los años, y las sondas todavía seguían enviando algunos resultados. Era ya la década de 1990, y aunque su señal no era más que un susurro, todavía nos contaban cómo era el lugar que les rodeaba. Llegado 1995, Pioneer 11 fue la primera de las dos en enmudecer. El completo agotamiento de sus RTG’s, posiblemente provocados por la exploración saturniana, provocó que nos abandonara para siempre, y el 30 de noviembre de 1995 su misión se declaró cerrada. Su hermana, Pioneer 10 continuó transmitiendo leves signos de telemetría ya entrado el siglo XXI, aunque años antes había sido adelantada por Voyager 1.   El canto de cisne de esta gran sonda exploradora fue el 27 de abril del 2002. Ese día recibimos su última transmisión clara. El siguiente intento de contactar se realizó el 23 de enero del 2003, durante el cual solo se detectó su débil señal, indicativo de que aún continuaba viva, estando a 12 billones de kilómetros de la Tierra. El siguiente intento, el 4 de marzo del 2006, fue el último, ya que no hubo recepción. Se supuso que la combinación entre la gigantesca distancia y el bajísimo nivel de energía de sus generadores impidió contactar con ella. De esta manera, la tarea de Pioneer 10 se dio por concluida.  

Estas dos aventureras fueron diseñadas para funcionar con seguridad durante 21 meses. Al final, la realidad superó ampliamente ese tiempo. Pioneer 11 había funcionado durante 22 años, 5 meses y 25 días, y Pioneer 10 superó ese registro, aguantando así 30 años, 10 meses y 22 días. Gracias a ellas pudimos averiguar varias cosas: el cinturón de asteroides se podía cruzar, el entorno joviano era enormemente radiactivo, y los anillos de Saturno están plagados de partículas, incluso dentro de las divisiones. Ellas nos transmitieron los primeros detalles de los gigantes gaseosos, una tarea que las sondas Voyager ampliaron enormemente. Y además, nos proporcionaron un misterio resuelto solo recientemente, la anomalía de las Pioneer. Impresionante.
  

¿Hacia dónde se dirigen? Fuera, al espacio interestelar. Pioneer 10 actualmente se encuentra en un rumbo mediante el cual, pasados los siglos, podría alcanzar la estrella Aldebarán, en la constelación de Tauro. Pioneer 11, a diferencia de su hermana, mantiene un rumbo similar al que adquirieron las Voyager, y su camino le llevará a pasar cerca de la constelación del Escudo, y cerca del cúmulo estelar M11. Buen viaje, pioneras.

Las próximas misiones a la Luna: LADEE

Cuando la NASA hizo público oficialmente en el 2005 su Visión de la Exploración Espacial, es decir, el programa para hacer regresar al ser humano a la Luna, no solo implicaba la construcción de nuevas naves tripuladas para que los futuros astronautas pisaran la superficie de Selene, sino que también comprendía, antes que nada, la colocación en torno a nuestro compañero de sondas robóticas para que, como en la década de los años 1960, adquirieran la información necesaria previa a las misiones tripuladas. Cuando al fin las primeras misiones exploradoras fueron situadas en el espacio, el programa tripulado (bautizado como Constellation), se encontraba herido de muerte, para su posterior cancelación en el 2011. Entre lo poco que se salvó (además de la nave Orion, rebautizada MPCV) estaba el programa de misiones no tripuladas.

Después de casi 10 años desde Lunar Prospector, la NASA envió el que es considerado su orbitador lunar más potente. Lunar Reconnaissance Orbiter es un vehículo con la misión de entregar la visión de más alta resolución de la historia. Lanzada el 18 de junio del 2009, se encuentra en órbita lunar a 50 km. sobre su superficie, estudiando su superficie con siete instrumentos (LROC, el sistema de visión; LOLA, altímetro láser; el radiómetro infrarrojo DLRE; el espectrómetro ultravioleta LAMP; LEND, espectrómetro de neutrones; el medidor de radiación CRaTER; y el avanzado radar de apertura sintética Mini-RF). Aunque es una misión un tanto silenciosa, ha proporcionado cosas interesantes, tales como que la Luna está encogiendo o rastros de posible actividad geológica reciente. Junto con LRO, fue lanzada otra misión como complemento. Como la potencia del lanzador excedía los requerimientos energéticos de la sonda, se organizó un concurso para añadir otro proyecto, con dos condiciones; que fuera lo más económico posible, y que desplazara menos de mil kilogramos. La seleccionada fue LCROSS (Satélite de Observación y Percepción de los Cráteres Lunares), un vehículo que hacía un uso inteligente de un anillo de soporte de carga empleado para fijar a LRO a la etapa

superior del lanzador. Alrededor de esta pieza se desarrolló todo el hardware, amontonado en seis secciones incorporando los sistemas esenciales separados según su función. Además, el equipo científico procedía de los diseños de todas las firmas dedicadas a la construcción de componentes para satélites terrestres. Con escasas modificaciones, LCROSS cargaba nueve experimentos de escaneo remoto que iban desde el ultravioleta hasta el infrarrojo medio. La misión consistía en usar el cohete Centaur del lanzador Atlas 401 como un ariete contra un cráter en el que se sospechaba que pudiera almacenar hielo de agua bajo el regolito del fondo del cráter. Estudiando la pluma de restos levantados en el choque, LCROSS observaría el material levantado hasta acabar también colisionando con la superficie, levantando una nueva nube de material, que se esperaba que fuera estudiada por LRO. A pesar de perder la mitad del combustible, la misión resultó ser un éxito espectacular, confirmando que existía hielo de agua en la Luna, al menos en el cráter Cabeus, situado en el polo sur de nuestro satélite, tras impactar el 8 de octubre. Todo el equipo del proyecto recibió nada menos que 25 premios por sus méritos técnicos y científicos, aunque no es de extrañar. La tercera misión puesta en marcha por la NASA recientemente es bien conocida en esta Crónica: el tándem GRAIL. Lanzadas el 10 de septiembre del 2011, alcanzaron nuestro satélite tras un largo viaje el día de año viejo del 2011 y el día de año nuevo del 2012. Una vez se colocaron en posición, entre marzo y mayo (misión primaria, a 55 km.) y entre finales de agosto y principios de diciembre (misión extendida, a 30 km.) nos han devuelto el más preciso mapa gravitatorio lunar, a partir del cual se podrá estudiar su interior (y por añadidura, el de los planetas interiores), su estructura, su evolución, además de ayudar a las sondas orbitales (tanto existentes como futuras) a reducir al máximo el consumo de combustible. El 17 de diciembre del año pasado, Ebb y Flow acabaron su vida estrelladas contra la superficie lunar. Junto a estos proyectos, hay que decir que estas misiones de la NASA han dado continuidad a todo lo recolectado por la flota internacional puesta en marcha a partir del 2007. Recapitulando, los últimos proyectos de la agencia americana (incluyendo a Lunar Prospector en el lote) han proporcionado información acerca de lo que hay y lo que sucede en la superficie, además de ofrecer la primera visión sobre lo que existe bajo la superficie. Ahora, es el momento de centrarse en lo que ocurre encima de la superficie.

Anunciada en el año 2008, LADEE (Explorador de Atmósfera Lunar y Entorno de Polvo) estaba previsto que fuera lanzada al mismo tiempo que GRAIL en el mismo lanzador, aunque posteriormente fue desplazada para ser elevada independientemente. Esta misión fue seleccionada, además, para probar nuevos elementos, recientemente desarrollados, con el objetivo de intentar reducir tamaño, masa, presupuesto y tiempo de realización mientras retenía un alto rendimiento.

La sonda LADEE es una sonda de diseño aparentemente clásico, con forma de rectángulo decagonal, achatado en la parte superior. El sistema de propulsión se encuentra en la sección inferior, mientras que en la superior se ha fijado parte del instrumental. LADEE es pionera por usar por primera vez la arquitectura llamada Bus Modular Común, una estructura a base de placas cuadradas

con “ventanas” en su interior, elaboradas utilizando compuestos de carbono formando secciones rectangulares de 1.87 metros de ancho, con lo que se busca una reducción de la masa y del tiempo de construcción, reteniendo integridad estructural. Con una altura de 2.37 metros, hasta la tobera del motor principal, supone un vehículo sin partes móviles, provocando el beneficio de una muy sencilla operación. La propia estructura se divide en cuatro secciones: la sección del radiador, el módulo del bus, el módulo de equipo y los módulos de extensión. El ordenador es del mismo tipo del usado en LRO o en las sondas GRAIL, centrando todas las operaciones de a bordo en un procesador RAD750. Comunica con Tierra principalmente usando transmisores/receptores de banda-S, por medio de una antena de media ganancia y una omnidireccional de baja ganancia. Aquí también está la segunda de las herramientas de prueba tecnológica. Bajo el nombre de LLCD, Demostración de Comunicaciones por Láser desde la Luna, consiste en un telescopio de 105 milímetros con capacidad de emisión y recepción, montado en un soporte pivotante en dos ejes (lo que permite apuntar a la Tierra en casi cualquier orientación), fijado en el exterior de la sonda, además del modem (situado en el interior del vehículo y conectado al sistema de comunicaciones) que contiene el transmisor láser infrarrojo. Este sistema es capaz de emitir a una velocidad de transmisión de 622 Mbps (es decir, 8 veces más rápido que el sistema tradicional que porta), y recibir

comandos a 20 Mbps. Habrá tres estaciones de recepción para LLCD: dos en Estados Unidos (Wrightwood, California y White Sands, Nuevo México) y el tercero en el Observatorio de El Teide, en Tenerife. Aunque es un sistema muy potente y muy deseado, tiene un problema: para recibir este haz láser cargado con información, el sistema en Tierra tiene que estar perfectamente alineado con el foco de emisión. Esta es la única pega de un elemento que lo tiene todo, es decir, alta velocidad de transmisión y alta capacidad de envío de datos. Un elemento similar estaba a prueba en la europea SMART-1, y desconocemos los resultados del experimento. Su energía la recoge del Sol, usando paneles solares situados alrededor del cuerpo de la sonda, aprovechando las zonas vacías del Bus Modular Común para sujetarlos. De esta manera, sea cual sea su orientación (y siempre que Helios esté presente) siempre estará generando energía, y alimentando baterías de ión litio. Estabilizado en sus tres ejes, dispone de los sistemas tradicionales: dos escáneres estelares, un sensor solar, una unidad de medición inercial y las ya tradicionales ruedas de reacción, aunque también está preparada para estar estabilizada por rotación. El Sistema de Control Orbital está compuesto por el motor principal (HiPAT, Motor de Apogeo de Alto Rendimiento) para situarse en órbita en torno a nuestro satélite, mientras que para controlar la orientación durante los encendidos utiliza sus cuatro propulsores de control de actitud. El control de temperatura es el usual: algunas mantas multicapa, un radiador en la parte superior y calentadores eléctricos. El instrumental está formado por tres experimentos, dos para mediciones in situ y el tercero para observaciones remotas. NMS,

Espectrómetro de Masa Neutral, es un sistema que tiene la misión de hacer un análisis químico de los elementos que den forma a la exosfera lunar para así diseccionar la composición de este entorno así como variaciones en este entorno dependiendo del entorno espacial en el que esté, ya sea dentro de la magnetosfera terrestre, ya sea expuesta a la meteorología espacial. Se basa en el SAM de Curiosity, está colocado en el lado opuesto al del LLCD, y promete ser excepcionalmente sensible. El principal objetivo de NMS es detectar gases como argón (indicativo de procesos geofísicos internos), helio (influencia del viento solar sobre la generación y dinámica exosférica), elementos metálicos (reacciones al viento solar o vaporización por impactos de meteoritos), además de otros elementos menores como metano, azufre, magnesio, monóxido de carbono, hidrógeno y agua. LDEX, Experimento de Polvo

Lunar, está diseñado para hacer mediciones directas del polvo lunar capturado por el instrumento, determinando masa, dirección, frecuencia, velocidad, e incluso composición, para poder resolver si este polvo lunar está detrás del brillo en el horizonte de Selene antes del amanecer, visto así por los astronautas de las misiones Apollo. Es capaz de detectar partículas individuales de un micrómetro de radio o la señal colectiva de partículas de un radio de 0.1 micrometros mediante su ensamblaje de detección de carga, formado por un objetivo hemisférico y una placa de microcanal. Una vez las partículas caen en el objetivo se vaporizan y crean una nube de plasma llena de pares de electrones e iones. Solo estos últimos serán utilizados para llevarlos mediante un campo eléctrico a la placa detectora y así poder hacer las mediciones. Deriva directamente del incorporado por Cassini, que ha probado ser muy efectivo, y se encuentra en la placa superior radiadora. Y UVS, Espectrómetro de luz

Ultravioleta y visible. Basado en uno de los sensores de LCROSS, y situado junto al LDEX, está preparado para calcular la densidad y composición de la exosfera lunar así como la concentración de polvo en el entorno selenita midiendo la dispersión de la luz por ambos fenómenos. Está formado por varias partes. El telescopio del limbo se encargará de observar la Luna por encima, específicamente la región del terminador o la zona de atardecer en busca de emisiones de luz provocadas por gases exosféricos o por dispersión de la luz solar provocada por el polvo elevado de la superficie, y el visor solar se encargará de averiguar la cantidad de polvo en el entorno selenita a base de observar el bloqueo de la luz solar por este mismo polvo. Uno de los objetivos importantes de este instrumento es detectar moléculas de agua, aunque solo es capaz de observarlas si están positiva o negativamente cargadas o si es descompuesta por la luz ultravioleta solar. Su masa máxima en el momento del despegue es de 383 kg.

Durante bastante tiempo esta misión más parecía ser sacada de una broma del día de los inocentes o del April Fool Day, ya que hasta hace relativamente poco tiempo apenas asomaba por la página web de la NASA. Es uno de los proyectos más desconocidos de la agencia, aunque resulta bastante importante por sus objetivos tanto científicos como tecnológicos. Otra de las novedades de LADEE es el lanzador que se usará y el lugar desde donde será elevada. Así, tendrá el privilegio (o la desgracia, según se vea) de estrenar la última variante de la familia de cohetes Minotaur de la empresa Orbital. El Minotaur V no es más que

una variante mejorada y algo más alta de su antecesor, y es especialmente adecuado para situar cargas de masa baja en órbita de transferencia geoestacionaria o trayectoria translunar, ya que es descrito como un cohete de alta energía. Tiene nada menos que cinco fases que utilizan combustible sólido, y el diseño de las tres primeras tiene a sus espaldas más de 50 lanzamientos exitosos a sus espaldas, mientras que las etapas restantes utilizan los cohetes Star-48BV y Star-37FM, habituales de los lanzadores Delta 2. Levanta del sueño apenas 30 metros y tiene 2.3 metros de diámetro, de manera que es más que adecuado para LADEE. El despegue se ejecutará desde el Puerto Espacial Regional Mid-Atlantic, situado en la isla Wallops, Virginia. Este es una de las áreas de lanzamiento más viejas y menos utilizadas en la organización de la NASA, y la misión LADEE será la primera de espacio profundo que se eleve desde allí. El 6 de septiembre, si no hay problemas, se pondrá en camino hacia Selene.

Tras un viaje de unos 29 días (incluyendo 3 órbitas a la Tierra para ganar impulso) LADEE encenderá su motor durante tres minutos para dejarse atrapar por la gravedad lunar. La entrada en órbita lunar, si se lanza puntualmente, será el 6 de octubre. Situado inicialmente a unos 250 km., reducirá su perigeo para colocarse en una trayectoria de 75 x 250 km., para realizar los chequeos y las pruebas con el LLCD. Un mes después, y situado, a causa de la gravedad lunar, en una órbita de 40 x 300 km, realizará las maniobras finales, cuando se encontrará en una órbita retrógrada y ecuatorial a 50 km. de altitud sobre la superficie. Una vez allí tiene el encargo de estudiar la densidad, composición y variabilidad global de la exosfera lunar antes de que el ser humano deje su huella sobre este cuerpo celeste; determinar si la emisión difusa vista por los astronautas del Apollo corresponde a un brillo de sodio o al polvo; y documentar el entorno de partículas sólidas para extraer conclusiones para conseguir diseños más resistentes para estructuras con destino a la Luna con el objetivo de instalar una base perfectamente protegida en suelo selenita, y también para evitar problemas a las futuras sondas robóticas. Su misión primaria es de 100 días.

LADEE encaja perfectamente en la política de misiones pequeñas y con objetivos científicos muy concretos. Aunque de largo desarrollo, si al menos su nueva arquitectura prueba ser válida, muchas misiones de este tipo, tanto orbitadores como aterrizadores más pequeños, serán posibles. Y por supuesto, la información que nos proporcione nos abrirá una nueva ventana a otro aspecto apenas vislumbrado de nuestro satélite. Mucha suerte.

Ventana al Espacio (LVI)

La nebulosa Trífida (M20), desde el Gran Telescopio de Canarias.

Aventureras del sistema solar: Venera 7

Tras diversas misiones ya con éxito después de Venera 4, el siguiente paso era el de alcanzar la superficie venusina y transmitir información desde allí. Como pusieron de relieve todos los vehículos anteriores, el diseño debía ser reforzado para poder sobrevivir, al menos durante unos minutos, y así relatarnos las condiciones que existen en tan hostil entorno. De esta manera, aprovechando el diseño de las misiones anteriores, la base se aprovechó para incrementar el grosor de los paneles externos. Con esto se confiaba en conseguir los objetivos de la misión.

Con la designación 3V (V-70), tanto el diseño del bus como el del lander se basaban en el de las misiones precedentes: la fase de crucero se centraba en una estructura cilíndrica de cuyos lados nacían dos paneles solares que alimentaban las baterías tanto del bus como del lander. Durante el viaje estaba estabilizado en sus tres ejes usando un sensor solar, un sensor terrestre y un sensor estelar. También equipaba la propulsión para las correcciones de rumbo, los sistemas de comunicaciones y el ordenador de vuelo. En cuanto la cápsula de aterrizaje, aunque visiblemente resultaba idéntica a las de las lanzadas anteriormente, se rediseñó para soportar hasta 180 atmósferas terrestres y 540ºC. Disponía de todo lo necesario para funcionar (ordenador, sistema de comunicaciones), un sistema para mantener el interior lo suficientemente frío, y por supuesto el paracaídas de descenso. En cuanto a la instrumentación,

resultaba escaso. El bus solo estaba equipado con dos experimentos: un detector del viento solar y un detector de rayos cósmicos. Por su parte, el lander también disponía de dos sistemas, los básicos para conocer las condiciones en la superficie: un termómetro de resistencia y un barómetro. Esta información era importante para ayudar a diseñar los siguientes vehículos. Una vez el conjunto quedaba unido y preparado para el despegue, el conjunto desplazaba una masa de 1180 kg.

Como los proyectos anteriores, se construyeron dos vehículos idénticos, por si fallaba una la segunda cumpliría la misión. El vehículo de lanzamiento para cada misión era el Molniya de tres etapas. La primera de las dos sondas fue elevada sin problemas el 17 de agosto de 1970, conociéndose posteriormente en Venera 7. La segunda nave no tuvo tanta suerte: la etapa superior falló, y el vehículo (nombrado como Kosmos 359) quedó en órbita terrestre, y días después reentró en la atmósfera. Total, los esfuerzos se centraron en la restante.

Tras dos maniobras de corrección de rumbo (2 de octubre y 17 de noviembre), la sonda alcanzó Venus el 15 de diciembre. Antes de ser liberado, el interior del lander fue enfriado a temperatura bajo cero para asegurar su funcionamiento ya en superficie. Después de ser expulsada, la cápsula entró en contacto con la atmósfera venusina a 135 km. de altitud sobre su superficie. El rozamiento atmosférico eliminó gran parte de la velocidad, y la densidad de la atmósfera hizo lo propio hasta que el paracaídas se desplegó a unos 60
km. de altitud, momento en el cual Venera 7 comenzó a transmitir, y así lo hizo durante los 35 minutos que duró el descenso. A 10 metros de la superficie, el cable del paracaídas se rompió, y la sonda cayó a la superficie, perdiéndose así la señal. Después de intentarlo todo, se perdió la esperanza de recuperar algo de la sonda.

Varias semanas después, se decidió investigar el ruido de fondo grabado tras el aterrizaje de Venera 7. Como los grabadores habían estado encendidos durante bastante tiempo, se esperaba encontrar alguna señal que pudiera indicar que la sonda había sobrevivido. Los resultados fueron positivos. Tras pasar las cintas por un complejo procesado por ordenador, encontraron que Venera 7 había transmitido datos durante otros 22 minutos 58 segundos hasta que sucumbió al entorno venusino. La señal no era más que un 1% de la señal esperada desde la antena de media ganancia de la sonda (probablemente porque había rebotado y caído sobre un lado), aunque por suerte incluía la información de su instrumental. Venera 7 había aterrizado en el lado nocturno de Venus, y aún así la temperatura era de 475ºC (con un margen de más/menos 20 ºC) y había una presión atmosférica de 90 (más/menos 15) atmósferas terrestres. Esta información confirmaba todo lo que sondas como Mariner 2 y 5 (en 1962 y 1967) habían registrado desde el espacio. Las coordenadas aproximadas de aterrizaje de la sonda son 5º latitud sur, 351º longitud este.

Si el objetivo era el de hacer ciencia comprensible en la superficie de Venus, la información que proporcionó Venera 7 resultó crucial. Dos años después, con Venera 8 se obtuvo nueva información de vital importancia, ya que no solo aterrizó en la cara solar, incorporaba un fotómetro que confirmó que había suficiente luz como para que se pudieran tomar fotografías de la zona de aterrizaje. De esta manera, todo esto allanó el camino para que en 1975 se obtuvieran las primeras imágenes claras desde la superficie de otro planeta.

Summer in the Solar System

No tenemos miedo en reconocerlo: No soportamos el verano. No soportamos el agobiante calor, las aglomeraciones, y otras cosas que conlleva esta época del año. Pero en fin, existe mucha gente que no solo lo aguantan, sino que desean más que cualquier otra cosa que llegue. Si fuera por nosotros, agarraríamos el petate y, cuando comenzara esta estación, iríamos al hemisferio sur, es decir, donde es invierno, para así evitar el asfixiante calor y la inaguantable humedad que tiende a existir en la costa. Eso sí, comparado con otros rincones del sistema solar, nuestro planeta es más bien un lugar templado. Así que, acérrimos del calor, os vamos a dar una pequeña guía sobre los mejores lugares en los que pasar un verano con algo de calor, aunque con un protector solar con un factor de millones.

Antes de empezar, nos gustaría corregir una falsa creencia que corre por aquí. Aunque parezca extraño, cuando es verano aquí en el hemisferio norte de la Tierra, es la época en la que nuestro planeta se encuentra más lejos de Helios. Aunque la órbita terrestre no es de las más excéntricas del sistema solar, tiene más que ver con como caen los rayos del Sol, en este caso perpendicularmente, recalentando la atmósfera y aumentando la temperatura, provocando los anticiclones. Tenerlo presente.

Pero en fin, metámonos en el tema. Si queréis el lugar con un máximo calor, el Sol es vuestro lugar. Aunque el pobre Anaxágoras afirmó que “no es más que una roca ardiente más grande que el Peloponeso” (por lo que tuvo que salir echando leches de Atenas porque si no lo despachaban) nuestra estrella es realmente un gigantesco reactor nuclear de fusión, que genera la energía, como bien dice el término, fusionando dos átomos de hidrógeno (creando helio en su lugar) y generando en el proceso inmensas cantidades de energía. Por ello, su interior está a millones de grados, y a medida que nos vamos alejando de su interior, la temperatura desciende, hasta llegar a la superficie donde allí, en la fotosfera, la temperatura es de apenas 6000ºC. Son muchos los misterios que encierra, ya que cuando uno empieza a alejarse de la fotosfera rumbo al espacio, la temperatura vuelve a ascender, alcanzando la corona (su atmósfera) decenas de miles de grados. Agradable, ¿verdad? Vale, puede que sea una opción un pelo extrema.

A aproximadamente 58 millones de km. de Helios, nos encontramos a Mercurio. A juicio de este humilde cronista, uno de los lugares más bellos del sistema solar, aunque es un lugar bastante particular. Lo es principalmente por la resonancia de sus movimientos. Recordemos que tarda 88 días en rodear nuestra estrella, y 58.7 en girar sobre sí mismo. Lo que ocurre es que cuando el planeta ha completado dos traslaciones, ha rotado prácticamente tres veces, lo que se suele decir que posee una resonancia 2:3. Por lo tanto, debido a una absurda convención, se dice que el día de Mercurio dura 176 días, lo que no es exacto. Lo que ocurre realmente es que hay zonas que tardan, dado lo peculiar de sus movimientos, exactamente ese tiempo en volver a recibir la luz solar. A causa de esto, la temperatura en la cara que ofrece al Sol se tuesta hasta alcanzar 427ºC, principalmente por el material de su superficie, formado principalmente por materiales volcánicos, lo que provoca que retenga mucha radiación solar. Por supuesto, si queréis tomar el sol desde allí, no os vendría mal una buena sombrilla, realizada con materiales cerámicos, y algo de agua, porque es un lugar algo sequillo. Otra de las claves, obvia, por la que acumula tanto calor en su superficie es precisamente su lenta rotación. Ya que ofrece durante bastante tiempo la misma cara al Sol, la temperatura sube y sube, y no para hasta que al final está fuera de su vista. Claro, que si os cansáis de tanta luz, dando dos pasos mal contados llegaréis a su cara nocturna y refrescaros algo. Ahora, no recomiendo un vuelta y vuelta, acabaréis no rojos como los turistas que no se protegen adecuadamente, sino negros como la carbonilla. Una pequeña pega. Esto añade al término tostarse al sol un nuevo significado.

Aunque la imaginación desbocada de los escritores de ciencia-ficción (y buena parte de la comunidad científica) pensó que Venus no era más que un paraíso tropical, tampoco es mal lugar para pasar un veranillo agradable. Bueno, tenemos que puntualizar, ya que el segundo planeta al Sol por distancia (108 millones de km.) se parece más a una sauna que a otra cosa. Allí tomar el sol, tomar el sol, pues como que no, porque el planeta posee una densa capa de nubes que no deja que nuestra estrella caliente su superficie, pero no existe impedimento para que los amantes de las temperaturas algo elevadas pasen una temporada… siempre y cuando poseas una casa hecha de las planchas de titanio más resistente, además de necesitar un traje como el de los buzos (solo que más fuerte y resistente), y probablemente un adecuado sistema de aire acondicionado. Gracias a todas las sondas que hemos enviado allá, la temperatura en superficie alcanza unos 480ºC aproximadamente, sea cual sea la zona en la que estés, ya sea en el ecuador, en los polos, en la zona diurna o en la nocturna. La clave de tal registro (es la temperatura de la fusión del plomo) es precisamente su capa de nubes y su atmósfera de dióxido de carbono. Venus es, después del Sol y la Luna, el astro más brillante del firmamento, a causa de que la luz solar es reflejada efectivamente por la capa superior de nubes del planeta. En cuanto a la radiación infrarroja (o energía calorífica) es poca la que consigue atravesar los 60 km. de espesor de las nubes de Venus, la pega es que esa radiación no vuelve a salir, lo que provoca un incremento, lento pero estable de las temperaturas. Y si no estuvieran las nubes, el propio dióxido de carbono que constituye la inmensa mayoría de su atmósfera provocaría un efecto similar. Esto es el efecto invernadero, solo que ligeramente exacerbado. Y si a la receta le añadimos que las nubes están cargadas con gotas de ácido sulfúrico, una presión atmosférica como la que hay a aproximadamente 1 km. bajo los océanos terrestres, y unos vientos de aproximadamente 300 km/h (lo que causa que las nubes rodeen el planeta por completo en cuatro días) tenemos un lugar un tanto exótico, aunque con suficiente claridad, la misma que en un día nublado de verano en Moscú. El paraíso del calor.

Si no os gusta viajar demasiado lejos, a unos 384.000 km. de nosotros en línea recta tenemos a nuestro satélite. Si los científicos calificaron a Mercurio como otra Luna, no fue por casualidad. Un cuerpo gris, plagado de cráteres, casi sin atmósfera. Pero si os habéis sentido agobiados con las temperaturas del primer planeta, una estancia en Selene os parecerá que estáis en invierno. Las condiciones de un cuerpo celeste y otro son similares: lenta rotación, material volcánico en su superficie, carencia de atmósfera. Por ello, y gracias a su mayor distancia al Sol, posee temperaturas más bajas: a plena insolación en las regiones ecuatoriales, el mercurio alcanzará 105ºC. Comparado con los anteriores destinos, a lo mejor os entran ganas de agarrar un plumas, no sabemos, aunque es agradable, y alcanza tal valor a causa de lo que tarda en girar sobre sí mismo, unos 28 días, lo mismo que en dar una vuelta alrededor nuestro. Han sido 12 los astronautas que dejaron sus huellas allí, y qué mejores referencias sobre cuál debe ser el sitio ideal para pasar un verano interesante. Porque allí hay de todo para ser el perfecto turista: restos de sondas orbitales, vehículos de aterrizaje estáticos y hasta cinco coches con los que poder recorrer la superficie lunar sin apenas cansarse. Todo facilidades, vamos.

El calor puede venir de dos fuentes: del mismo Helios, o del interior del cuerpo celeste. Si hay

vulcanismo en la Tierra es a causa de este calor interno atrapado. Y esto causa que un lugar, aunque se encuentra lo suficientemente lejano al Sol como para no calentarse en exceso, posea unas temperaturas, digamos, altas. Se trata del enigmático y sorprendente satélite de Júpiter Io, el más cercano de los cuatro galileanos. Aunque es algo mayor que nuestra Luna, nadie pensaba encontrar lo que las sondas Voyager divisaron: volcanes enormemente violentos por todas partes. Al telescopio (un telescopio corriente y sencillo) Io no es más que un punto de un color rojo más intenso que el de Marte, aunque a corta distancia su superficie va del amarillo al naranja, aunque posee otros tonos intrigantes. Sin cráteres de impacto a la vista, estamos ante una de las superficies más espectaculares del sistema solar. Su superficie está cubierta por los restos de las erupciones que se han producido a lo largo de los siglos, por lo que la inmensa mayoría del suelo del satélite está cubierto por una capa de azufre congelado. Ahora os preguntaréis: ¿no es esta una entrada acerca de lugares caldeados del sistema solar? Pues sí, porque aunque la temperatura superficial de Io no sube de los -130ºC, los lagos de lava en las cimas de los volcanes están a unos 1610ºC. Un buen baño tonificante. Esta es la temperatura más alta del sistema solar (exceptuando al Sol, por supuesto), y con esta no necesitas lumbre para asar unas salchichas, unas tiras de bacon o preparar un huevo frito. Aunque bueno, sufrirás algunas incomodidades. No solo tendrás que escalar montañas más altas que el Everest, sino que tendrás que hacerlo con una dosis diaria de radiación algo respetable, unos 3600 rems al día. Minucias. En fin, como ya explicamos en una anterior entrada, este calor interno es provocado tanto por la extrema gravedad de Júpiter por un lado, como por las órbitas de resonancia y las masas de los dos satélites galileanos inmediatamente exteriores.

Por opciones que no queden, y en esta pequeña guía nos hemos dejado en el tintero a los asteroides NEO’s, ya que alguno de ellos se acerca al Sol lo suficiente como para poder entrar aquí, pero es poco lo que sabemos de ellos, y no es cuestión de elucubrar. Pues nada, si la Tierra se os queda pequeña, o si queréis sentir el verdadero calor en vuestras carnes, estas son nuestras propuestas.

Ventana al Espacio (LV)

La galaxia NGC 6744, desde GALEX.