Ventana al Espacio (LXXIV)

La Luna por delante de la Tierra, desde DSCOVR.

Desastre y triunfo

La suerte, ese elemento esquivo, suele estar por todas partes. Ya sea de la buena, o de la mala, es parte indispensable de muchos ámbitos. En el de las misiones espaciales, tanto tripuladas como robóticas, es algo que siempre hay que tener en cuenta. Naves como Apollo 13, varias de las Soyuz rusas, o sondas como Mariner 2, Venera 7, Galileo, Mars Global Surveyor u otras, han visto como la suerte, tanto de la buena como de la mala, han afectado su desarrollo. Sin embargo, hay una en la que la suerte ha sido parte fundamental. El proyecto que hoy diseccionaremos fue tan influenciado por la suerte, que hizo de esto un factor decisivo en las conclusiones futuras que nos pueda dar. ¿Pero qué tipo de suerte? Seguid leyendo y sabréis de lo que estamos hablando.

De todos los proyectos cuyo objetivo es estudiar a Helios, existió uno con unos objetivos cuanto menos curiosos. Adscrita al programa Discovery (elegida en octubre de 1997 junto con CONTOUR), con este vehículo lo que se buscaba era recolectar muestras del Sol, con el objetivo de buscar los ingredientes que lo conforman y que formaron parte de la nebulosa planetaria que generó finalmente el sistema solar. En esencia, era un viaje en el tiempo, nada menos que al comienzo de todo, en una época en la que el Sol no era más que un conjunto de elementos volátiles. Este hecho propició que el nombre que recibió el proyecto fuera enormemente simbólico: nada menos que Genesis, como el primer libro de la Biblia de los cristianos en el que relataba la creación del universo en manos de Dios.

¿Cómo que recoger muestras del mismo Sol?, os preguntaréis. Bueno, la verdad es que el proyecto no iría directamente a nuestra estrella para coger una cucharada de la superficie solar, sino que se colocaría justo delante de Helios, a una distancia segura, eso sí, para capturar partículas del viento solar, y devolverlas a la Tierra para su posterior estudio. Genesis, por lo tanto, era un proyecto en esencia a largo plazo, ya que lo que se buscaba era tener ese conjunto de muestras para que, cuando los medios analíticos hubieran avanzado lo suficiente, poder estudiarlas y buscar pistas sobre esos ingredientes de la nebulosa planetaria.

Antes de esta misión, el viento solar ha sido objeto de examen por muchas misiones. Casi todas las misiones Apollo que pisaron la Luna portaron recolectores especiales para capturar en la superficie selenita partículas del viento solar, volviendo con ellas después, proporcionando resultados muy interesantes. Posteriormente, misiones como Ulysses, SOHO, Wind, ACE, TRACE, TIMED o RHESSI (estas dos últimas lanzadas después de Genesis) han ido estudiando desde distintos aspectos ese viento solar, que afecta a todo el sistema solar de alguna forma u otra. Muchos científicos pensaron que, gracias a las muestras traídas por las tripulaciones Apollo, en el Sol existe una especie de registro fósil de las partículas que conformaron la nebulosa que dio paso al sistema solar tal y como lo conocemos, de la misma manera que los anillos de crecimiento de un árbol nos pueden indicar el clima de una región  y los cambios a lo largo del tiempo.

¿Qué elementos utilizaría para capturar esas partículas del viento solar? Lo más puro y limpio que se pudiera, de ahí que gran parte del presupuesto asignado al proyecto fuera a la elaboración de los materiales destinados a cosechar ese preciado tesoro. En cuanto al vehículo en sí, echaría mano de gran parte de las tecnologías ya desarrolladas para hacer más baratos los vuelos espaciales. Genesis se estructuró en torno a una plataforma de equipamiento de diseño rectangular, de 2.3 x 2 metros, sobre la cual se colocaron los elementos electrónicos, la generación de energía y los aparatos científicos. El ordenador era el habitual de los últimos proyectos de la NASA, estructurado alrededor del procesador RAD6000, con los tradicionales 128 MB de memoria RAM dinámica para alojar el software de control y el almacenamiento de los datos, junto con 3 MB de memoria no volátil. Para las comunicaciones usó un sencillo transpondedor de banda-S, debido a que no se iba a alejar demasiado de la Tierra, y para contactar con el centro de control incorporó una antena de media ganancia de forma espiral, colocada en el lado que ofrecía a la Tierra, mientras que cuatro pequeñas antenas de baja ganancia servían durante los eventos de modo seguro o en los momentos iniciales o finales de la misión. La orientación de Genesis, para hacerla más sencilla, se conseguía por rotación, con un ratio de 1.6 rpm una vez en la actitud de recolección. Un par de escáneres estelares y un grupo de sensores solares

digitales (dos en los paneles solares y dos en la plataforma de equipamiento) proporcionaban la información necesaria. Si el ratio de giro era igual o inferior a las 2 rpm, los escáneres estelares y los sensores solares colocados en los paneles garantizaban la estabilidad. Si el ratio de giro era superior a las 2 rpm, principalmente en las maniobras propulsivas, los sensores colocados en la plataforma localizaban al Sol para asegurar la posición correcta a la vez que informaba al ordenador de a bordo sobre el ratio de giro. Fue equipada con dos grupos de propulsores. Cuatro de ellos, los más potentes, se encargaban de colocar a Genesis en su órbita de trabajo, mientras que dos grupos de cuatro pequeñas aberturas servían para maniobras con las cuales mantener la órbita o controlar el ratio de giro. El control de la temperatura de a bordo lo garantizaban los calentadores eléctricos, láminas de kaptón negro en la cara que ofrecía a la Tierra, y mantas elaboradas a base de óxido de indio-10 cubrían la cara que ofrecía al Sol. La energía la proporcionaban dos paneles solares, que nacían de los lados opuestos de la plataforma. Elaborados en aluminio y silicio, contenían células solares también fabricadas a base de silicio, y una vez en su lugar proporcionaban a Genesis una envergadura total de 7 metros. La energía la almacenaba una pequeña batería de níquel hidrógeno. En la cara que ofrecía al Sol estaba situado el elemento principal del proyecto: la cápsula de retorno con el sistema de recolección. Esta cápsula quedaba sujeta al resto de la sonda apoyada en tres puntales de dos soportes cada uno, en cuyo final se encontraba un anillo sobre el que se colocó el escudo de reentrada. Unos cables de energía y datos proporcionaban alimentación y comunicación entre los sistemas de la cápsula y el resto de Genesis, y unos dispositivos pirotécnicos unidos a unos resortes se encargaban de la separación una vez estuviera lista para ello. La cápsula poseía un diseño similar a la de Stardust, aunque con mayores medidas. Medía 1.52 metros de diámetro por 81 centímetros de altura, y estaba compuesta por cinco elementos: el escudo de reentrada (construido en grafito-epoxi con placas cerámicas de Carbono-Carbono, diseñadas para soportar reentradas a altas velocidades y eliminar el 99% de la energía cinética de la cápsula), la aerovaina (elaborada también en grafito-epoxi, con material de protección termal desarrollado para la misión Viking, para ofrecer los puntos de unión con el resto de elementos de la cápsula de retorno), el contenedor científico (una lata de aluminio que alojaba los componentes recolectores), el sistema de paracaídas (estructurado alrededor de un mortero que accionaba un paracaídas de estabilización de 2.1 metros de diámetro, que posteriormente provocaba la extensión de un parapente de 10.5 x 3.1 metros) y las aviónicas (destinadas a provocar la extensión de los paracaídas y a enviar señales sobre su localización mediante una baliza UHF). El equipo científico se estructuraba alrededor de cuatro dispositivos. El principal era el Conjunto de Colectores del Viento 

Solar. Situados dentro del contenedor científico, poseía cinco paneles en cuyo interior fueron colocadas losetas hexagonales elaboradas por materiales ultrapuros para recolectar las partículas del viento solar. Dos de esos paneles fueron diseñados para recolectar viento solar en todas las circunstancias. Llamados paneles de recolección en bruto, uno estaba situado dentro de la tapa del contenedor, y el otro en la parte superior del conjunto de paneles apilados. Las otras tres placas cosechadoras se encontraban bajo el panel de recolección en bruto, y se extendían en respuesta a los regímenes del viento solar (placa L, velocidad lenta; placa H, alta velocidad; placa E, CME’s). Las losetas hexagonales estaban elaboradas individualmente, y estaban fabricadas en silicio, germanio, zafiro, diamante creado artificialmente, cristal metálico y otros elementos. Cada una medía 10 centímetros, y en total cargaba 55 losetas entre los cinco paneles. Una vez se abría la cápsula y el contenedor, el conjunto de paneles apilados se desplazaba para que

así el segundo elemento recolector pudiera almacenar otro tipo de partículas. Este elemento recibía el nombre de Concentrador Solar. Formado por una serie de rejillas cargadas eléctricamente y una serie de espejos, y finalizada en un objetivo elaborado por cuatro porciones (una de diamante, dos de carburo de silicio, y una última de silicio con un recubrimiento de carbono similar al diamante) que totalizaban 26 centímetros cuadrados, poseía la tarea de acumular átomos de oxígeno provenientes del viento solar, discriminando el resto de elementos usando los elementos incorporados, para así poder realizar un análisis del tipo (o tipos) de molécula de oxígeno que expulsa el Sol a través del viento solar. Todo esto quedaba dentro del contenedor científico, que fue objeto de una descontaminación enormemente rigurosa para eliminar toda partícula terrestre. Quedaba alojado dentro de la cápsula, sujeto entre la aerovaina y el escudo de reentrada mediante puntales. Debido a que poseía paneles para diferentes regímenes del viento solar, fue necesario colocar detectores que pudieran indicar a la sonda qué panel era el más apropiado para extraer. Así, Genesis recibió dos monitores proporcionados por el Laboratorio Nacional Los Alamos. El GIM, Monitor de Iones de Genesis, situado en la plataforma de equipamiento cara al Sol, se encargaba de medir una amplia gama de energía proveniente de los elementos del viento solar, tales como protones, partículas Alfa o iones menores. Así, podía determinar la velocidad (o energía) de las partículas cuando éstas entraban en el instrumento a través de una pequeña abertura de 1 milímetro de ancho y dirigidas a un par de placas cargadas eléctricamente. En esencia, GIM medía la velocidad de las partículas calculando así la temperatura a través de la energía emitida. El cálculo de la velocidad indicaba el régimen de viento solar al que se exponía. El Monitor de Electrones de Genesis, GEM, actuaba de manera similar, aunque su tarea era la de indicar la dirección de las partículas del viento solar, además de analizar los electrones dentro de este flujo de partículas. Compuesto por dos semiesferas elaboradas en oro y cargadas eléctricamente, recibía los electrones mediante una pequeña abertura en la carcasa del aparato. Su posición en uno de los extremos de la plataforma de equipamiento, en la cara que ofrecía al Sol, le proporcionaba la capacidad de detectar los electrones que llegan de todas partes. Dependiendo de la dirección de las partículas entrantes, determinaba qué tipo de régimen del viento solar tenía enfrente. Cuando todas estas partes quedaron unidas, y con todo el combustible cargado, declaraba una masa de 636 kg.

Es posible que os estéis rascando la cabeza al haber leído esa cosa tan rara llamada regímenes del viento solar. El amplio estudio de Helios en los últimos años ha permitido observar relaciones entre diversas características de la superficie del Sol, la magnetosfera y la emisión de las partículas energéticas, o plasma, procedente de nuestra estrella. Los científicos han determinado que existen tres regímenes. El viento solar de alta velocidad proviene de unos lugares llamados agujeros coronales 

(zonas de la corona solar que permanecen oscuros en el espectro de los rayos X) en forma de gas caliente a una velocidad de hasta 1.200 km/s. El viento solar de baja velocidad proviene de las regiones fronterizas de los agujeros coronales, donde la geometría magnética de esas zonas permite un escape “fácil” y a una velocidad relativamente lenta, de hasta 300 km/s. El tercer régimen es el de las eyecciones de masa coronal (CME), que supone una interrupción de los regímenes normales, y se crea cuando una o un grupo de espirales magnéticas alrededor del Sol se vuelven inestables, y estalla hacia el espacio, expulsando una gran cantidad de materia, acompañadas algunas veces por llamaradas solares excepcionalmente brillantes que provocan grandes emisiones de partículas radiactivas que pueden alcanzar la Tierra en un día o dos. Las CME’s pueden ser “lentas”

o “rápidas”, y son mucho más frecuentes en las épocas de máxima concentración de manchas solares. Estas emisiones son tremendamente peligrosas, debido a que pueden averiar gravemente las electrónicas de los satélites y los equipos electrónicos en la superficie. En esencia, estos son los regímenes del viento solar de Helios, y esta es la razón de que posea un panel cosechador dependiendo del régimen que reciba. Para que Genesis pudiera desplegar el panel apropiado se incorporó un algoritmo llamado WIND que, alimentado por la información de los monitores, ordenaba el despliegue del correspondiente.

Muchos celebraron la aprobación de este proyecto. Otros, se quejaron porque era la segunda nave que en poco tiempo tenía la misión de recoger muestras extraterrestres, de ahí que afirmaran que era la segunda vez que la NASA duplicaba proyectos (la primera vez que se quejaron sobre esta duplicidad fue cuando apareció Mars Odyssey, ya que MGS disponía de un instrumento, el TES, similar al THEMIS de la sonda marciana del 2001). Como en 1999 se había lanzado Stardust con la misión de recoger fragmentos del núcleo de un cometa, para así estudiar el origen de los cometas, al principio de la creación del sistema solar, los objetivos de Genesis, aseguraban, eran idénticos. En realidad, la sonda solar viajaba mucho más atrás en el tiempo.

En la primavera del 2001, Genesis ya se encontraba en Cabo Cañaveral, y se le realizaron las pruebas finales antes de ser colocada en su lanzador, el Delta 2-7326. Su lanzamiento se programó para el 30 de julio, aunque inicialmente estaba previsto para enero, y después para febrero de ese mismo año. Se decidió retrasarlo para posibilitar el lanzamiento de Mars Odyssey a Marte en su ventana de lanzamiento. El destino de la sonda era el de situarse en torno al punto lagrangiano L1, en donde ya estaban SOHO, Wind y ACE, en una denominada órbita de halo, en la cual orbita un punto en el espacio en vez de un cuerpo planetario. Desde allí, situado a 1.5 millones de km. delante de la Tierra y camino de Helios, se encuentra fuera de toda interferencia magnética de la magnetosfera terrestre, quedando así libre para recoger todo lo que le echara el viento solar.

Después de varios retrasos (problemas con el suministro de energía hacia uno de los escáneres estelares en una unidad idéntica en un satélite en órbita a la que equipaba la sonda, y después por la meteorología), Genesis fue lanzado el 8 de agosto camino del L1. Le esperaba un trayecto de unos tres meses, en los cuales realizó solo una maniobra de corrección de rumbo (dada la trayectoria tan precisa en que la inyectó el lanzador) y se comprobó el estado de los sistemas de a bordo. En estos días de crucero, mientras la sonda respondía bien, la cápsula de retorno de muestras empezó a exhibir una temperatura más alta a lo proyectado. Estudiado el problema en Tierra, parecía que el recubrimiento termal interno se había degradado en exceso, pero un análisis a distintos componentes de hardware con configuración muy parecida a la de vuelo (batería, contenedor de las placas cosechadoras) mostró que podría sobrevivir sin problemas. Finalmente, el 16 de noviembre Genesis realizó una inserción orbital tipo Lissajous, entrando en una órbita elíptica alrededor del L1. En total, la sonda realizaría 5 órbitas en las cuales estaría recogiendo moléculas casi continuamente.

Después de comprobar el correcto estado de la sonda, el 3 de diciembre recibió la orden de abrir la aerovaina y la tapa del contenedor científico, y exponer los paneles cosechadores al viento solar. En total serían 850 días de recolección, y durante todo este tiempo estuvo funcionando sin novedad, salvo porque en mayo del 2002 una enorme eyección de masa coronal tocó la sonda, saturando así los escáneres estelares. Tras la entrada en modo seguro correspondiente, Genesis regresó a la tarea. Y así el 1 de abril del 2004, el centro de control ordenó el cierre del contenedor científico y de la cápsula de retorno. El proceso culminó el día dos, con el sellado de la aerovaina. Tiempo antes de este evento, los científicos que controlaban los monitores solicitaron que Genesis recibiera una extensión de misión para permitir que la sonda continuara estudiando el viento solar, ya que la información proporcionada por los monitores era de una calidad extraordinaria y sobre todo por la sorpresa que dieron el 30 de mayo del 2002: el flujo del viento solar cayó a un nivel tan bajo que los monitores no lo detectaron, el llamado día en el que el viento solar desapareció. Con este deseo, se inició el viaje de retorno.

La órbita en la que se encontraba fue diseñada para que pudiera salir de ella naturalmente, sin necesidad de mucho gasto de energía. Debido a la, digamos, especial, forma de recogida, el vehículo se dirigió hacia el punto L2, en el lado opuesto al L1, al cual rodeó, poniendo así rumbo hacia la Tierra al punto de entrega. Se eligió esta trayectoria porque se quería que la reentrada en el punto designado (el Utah Test and Training Range) coincidiera con las primeras horas del día con el Sol ya sobre las áridas planicies del estado de Utah. Además, la maniobra contemplaba que la recogida de la 

cápsula se hiciera en el aire. A tal efecto se prepararon dos helicópteros tipo Eurocopter Astar 350-B2, cada uno tripulado por 3 personas, y equipado por un mástil de 5.6 metros y un cable de kevlar de 137 metros, finalizado en un gancho que atraparía en vuelo la cápsula. A causa de la altísima sensibilidad de las muestras recogidas se eligió este sistema, y hacía falta luz diurna para estas operaciones.

Genesis abandonó la órbita del L1 el 22 de abril, poniendo rumbo al L2, que rodeó, para dirigirse posteriormente al punto designado para la liberación, programada para el 8 de septiembre. Como la cápsula carecía de cualquier elemento de propulsión, se diseñó una trayectoria de reserva en el caso de que surgiera algún problema durante la fase de separación. La llamada fase de recuperación, de un mes de

duración, fue de intensa preparación, tanto en la sonda, afinando la trayectoria, como en el lugar de recogida, ensayando el método de captura. Para conseguir llegar al sitio designado, se necesitó llevar a Genesis para que la cápsula contactara con la atmósfera terrestre dentro de una elipse de 33 x 10 km. de extensión. Tres maniobras (completadas los días 9 y 28 de agosto y 6 de septiembre) situaron a la sonda para dirigir a la cápsula de retorno en el pasillo correcto. Después de comprobar que todos los dispositivos de a bordo estaban listos, se recibió la luz verde para comenzar el proceso de liberación.

A las dos de la mañana, hora del lugar de recogida, los sistemas pirotécnicos que accionaban la separación se armaron. Dos horas y media después, los cables de energía y datos entre la sonda y la cápsula quedaron cortados, dejándola lista para la liberación. Una bisagra, último punto de unión entre los dos vehículos, se separó. El destino estaba echado. Poco después, los propulsores de la sonda provocaron una aceleración del ratio de giro, hasta las 10 rpm, para proporcionar a la cápsula estabilidad para la reentrada. Una hora después, Genesis se dio la vuelta, y después incrementó el ratio de giro hasta las 15 rpm. Como el escudo de reentrada

estaba apoyado en el anillo colocado en la plataforma de equipamiento, esta reorientación resultaba necesaria. Finalmente, aproximadamente a las 5:53 de la mañana (hora de la región) Genesis liberó la cápsula, a una altura aproximada de 65.896 km. 22 minutos después, la sonda se reorientó, redujo su ratio de rotación, y realizó una maniobra de desviación, para evitar la incineración con la atmósfera. Todo lo demás, corrió a cargo de la cápsula.

A 11.04 km/s, la cápsula de Genesis contactó con las capas altas de la atmósfera, a las 9:55 de la mañana, convirtiéndose en ese momento en el segundo objeto fabricado por el ser humano que más rápido había entrado con la atmósfera. Aproximadamente 45 segundos después, alcanzó la máxima deceleración, de 3 G’s.

A partir de ese momento, la aviónica entró en marcha. A 33 km., el paracaídas de estabilización debería haberse abierto, para así controlar y frenar un poco más el descenso, para después, separar parte de la aerovaina para desplegar el parapente, para provocar un descenso en espiral reduciendo de manera efectiva la velocidad de descenso, bajando a 3.7 m/s. A 3.000 metros, los helicópteros empezarían las maniobras para capturar el parapente y la cápsula adosada, y una vez cogida, descender para que la cápsula tocara tierra de manera suave. Una vez allí, el personal de tierra cortaría el cable que unía el parapente a la cápsula, para después volver a enganchar un cable para que el helicóptero transportara la cápsula a un aeródromo cercano, en donde se llenaría de gas de nitrógeno para eliminar todo gas de la alta atmósfera que hubiera en su interior. Después de dos horas, y en una sala limpia colocada a propósito, la cápsula se abriría para extraer el contenedor, meterlo en un avión y enviarlo al Centro Espacial Johnson de Houston, en cuyas instalaciones de curación se construyó una zona exclusiva para las muestras. Por desgracia, la realidad quiso que ninguno de los paracaídas se extendiera, por lo que se acabó estrellando en el suelo del Terreno de Pruebas Dugway a 311 km/h., y todo en riguroso directo a través del canal CNN (eran las primeras muestras extraterrestres que conseguíamos desde las de Luna 24 en 1976, y las primeras de más allá de la Luna).

Con el impacto, la cápsula se abrió y destrozó, a la vez que el contenedor científico. Eso sí, hubo cierta suerte, debido a que el terreno estaba en un estado casi fangoso, proporcionando cierta amortiguación. De esta manera los daños fueron menores a los que se suponían a causa de la velocidad terminal de la cápsula. Permaneció varias horas allí a causa del peligro que suponían los dispositivos pirotécnicos no disparados y los ácidos de la batería de la aviónica. Cuando consiguieron acercarse, un grupo extrajo la cápsula, y la subió a uno de los helicópteros llevándola al lugar previsto. Otro equipo se quedó un mes recogiendo y catalogando los restos que habían quedado esparcidos. Un primer examen del contenedor mostró que parte de la tierra de la zona había quedado adherida a las losetas, pero parecía que muchas de ellas estaban intactas. Cuando el contenedor llegó al Centro Espacial Johnson lo abrieron y empezaron la limpieza.

El análisis preliminar mostró que la contaminación, en muchos casos se podía eliminar, en otros, evitar. Muchas estaban limpias, y en cuanto empezaron a extraer las losetas, empezaron a enviarlas a otros centros especializados. A la vez, a causa del fallo de la cápsula en desplegar los paracaídas, se abrió la habitual comisión de investigación. Esta vez lo tenían fácil, porque tenían los componentes en la mano para analizarlos.

Después de revisar de arriba abajo la cápsula, descubrieron con horror la causa: los acelerómetros (en realidad, un interruptor de fuerzas G, diseñado para provocar un contacto eléctrico entre los componentes del aparato), diseñados para sentir la deceleración a la que iba a someter la cápsula y provocar el despliegue de los paracaídas, se habían montado ¡al revés! De esta manera, resultaba prácticamente imposible el correcto funcionamiento de estos sistemas. Pero eso no fue lo peor, ya que ninguna revisión de diseño detectó el problema, y más grave aún, la empresa constructora, la Lockheed Martin Space Sistems, se había saltado un procedimiento previo a uno de los tests de verificación, con el que fácilmente se hubiera descubierto el problema, que resultaba muy fácil de solucionar.

De manera inesperada, no fue el polvo del desierto lo que supuso una dificultad para analizar las losetas. Fueron los mecanismos internos (lubricantes y otras sustancias entre las electrónicas) los que fastidiaron parte del material. Aún con eso, se han podido hacer varios descubrimientos notables. Como uno de los objetivos principales era el de estudiar la composición concreta de Helios, nos ha deparado ciertas sorpresas: un isótopo, el oxígeno-16, se descubrió que estaba en el Sol en mayor proporción que en la Tierra, indicando que de alguna manera existió un mecanismo que eliminó este isótopo antes de la formación de nuestro planeta. Otros análisis mostraron concentraciones de argón y neón que ayudaron a descartar teorías sobre la formación del sistema solar. Eso sí, de momento otros tipos de análisis están quedando vetados a los científicos debido a que aún no existen los métodos analíticos apropiados, aunque se espera que con el tiempo se puedan conseguir. En palabras de uno de los científicos del proyecto, a pesar del fallo en la cápsula de retorno, se han conseguido la mayoría, sino todos, los objetivos con los que se abrió el proyecto Genesis.

¿Qué fue de la sonda en sí? Pues pasó de largo, dirigiéndose de nuevo hacia el L1. Aún funcionaba correctamente, podría realizar una misión extendida y los monitores podrían servir como herramientas útiles para analizar el viento solar y para alertar a la Tierra en caso de CME’s. Sin embargo, el 6 de noviembre del 2004 completó una maniobra que la colocaba en un rumbo mediante el cual abandonaba para siempre el L1, y el 2 de diciembre se transmitieron los comandos para colocar a Genesis en hibernación. Así, entró en una órbita solar por delante de la Tierra el 1 de febrero del 2005, y hasta la fecha.

Ciertamente, la suerte jugó un papel esencial a lo largo del desarrollo de la misión. Una pequeña pieza del diámetro de un lápiz provocó la mala suerte, condenando a la cápsula a estrellarse sin remedio. Aunque sin embargo, la suerte ha querido que el objetivo que se buscaba se haya conseguido de manera casi completa, aunque todavía quedan muchas losetas por examinar, y muchos métodos analíticos por desarrollar. De ahí que el proyecto Genesis siga abierto, y aún nos enseñará cosas muy interesantes sobre Helios.

Ventana al Espacio (LXXIII)

La estrella L2 Puppis y sus alrededores, desde el VLT del ESO

La sonda más versátil

“Lo mismo te sirve para un roto que para un descosido”. Este viejo refrán bien podría haberlo rescatado la NASA para utilizarla como filosofía de una de sus últimas misiones. La protagonista de nuestra historia no solo cumplió los cometidos que se le encargaron, sino que posteriormente realizó tareas completamente distintas a las que tenía originalmente programadas, y encima, de forma exitosa.

Corría el mes de noviembre de 1998, Stardust estaba a cuatro meses de su lanzamiento, y por esos días, el programa Discovery preseleccionó cinco propuestas, con objetivos completamente distintos. Una de ellas, tenía como objetivo Júpiter (INSIDE Jupiter), otra, Venus (Vesper), una tercera, a Fobos y Deimos (Aladdin), la cuarta, a Mercurio (MESSENGER), y la última, a un cometa. Como este programa fomenta perfiles de misión novedosos, la cometaria llamaba la atención. Lo que se buscaba era estrellar un vehículo con la superficie de uno de estos cuerpos, para tratar de desentrañar lo que ocultan en su interior. En junio de 1999, se tomó la decisión. De todas, la misión joviana continuó avanzando para seguir con sus estudios de viabilidad, y de las otras cuatro, se tomó la decisión de elegir dos: la mercuriana y, sobre todo, la cometaria. Ese fue el inicio del proyecto Deep Impact.

Obligados por las características y restricciones del programa Discovery, los técnicos del proyecto tuvieron que diseñar un vehículo escasamente cargado de instrumental, para también alojar el proyectil dirigido destinado a su objetivo. Eso sí, para suplirlo, pidieron, y consiguieron, el uso de los principales telescopios de la NASA, los colocados en el espacio (Hubble, Chandra, el telescopio SIRTF, con su lanzamiento programado para el verano del 2003), así como otros situados en Tierra (los situados en la zona del Pacífico). Con ellos, lo que se buscaba era detectar el tipo de materiales que se expulsarían del interior del núcleo cometario tras el impacto. Pero ahí no acababa la cosa: se lanzó una llamada general tanto a astrónomos profesionales como a aficionados, para unirse a un programa de divulgación, motivándoles a observar en el momento crucial de la misión. Realmente eran pocos los medios, pero el objetivo era ambicioso, y a la vez, irresistible.

La Universidad de Maryland se encargó del proyecto, y se pusieron manos a la obra para construir una sonda muy avanzada tecnológicamente, a pesar de sus reducidas dimensiones. Además, aprovecharía los últimos progresos en materia informática, convirtiéndose en la primera en usar la nueva arquitectura de ordenador diseñada para vehículos espaciales.  Así, la misión estaba formada por dos vehículos, una sonda de sobrevuelo (Deep Impact) y un proyectil dirigido (Impactor). Deep Impact era una sonda elaborada en aluminio, a base de placas homogéneas y en forma de panal de abeja, para aligerar peso. Las dimensiones de la sonda eran de 3.3 metros de largo, 1.7 de ancho y 2.3 de alto, y disponía de un bus de diseño pentagonal, fabricada por la empresa Ball Aerospace usando una plataforma estándar BCP-2000 altamente modificada. Sobre esta estructura se fijaron dos estructuras, una de ellas la plataforma de instrumentación, y la otra la encargada para la generación de energía. Dentro del bus estaban montados los componentes electrónicos. El ordenador estaba estructurado alrededor de un nuevo procesador, el RAD750 (basado en los procesadores de los ordenadores comerciales Macintosh), capaz de trabajar a velocidades de hasta 200 MHz, y disponía de 128 MB de memoria RAM dinámica, mientras que el almacenamiento corría a cargo de una tarjeta interfaz de memoria con una capacidad de 512 MB. Estaba estabilizada en sus tres ejes, usando las herramientas  

usuales para su orientación (sensores solares, dos escáneres estelares, un complejo de ruedas de reacción y 2 unidades de medición inercial). El control termal interno se aseguraba mediante mantas aislantes multicapa, radiadores y calentadores eléctricos. Las comunicaciones las gestionaba un pequeño transpondedor de banda-X tipo SDST, unido a una antena parabólica de alta ganancia, de metro y medio de diámetro, situada encima de una estructura trípode colocada en la parte superior del bus, y apoyada sobre un mecanismo direccionable en dos ejes, para así poder apuntarla hacia la Tierra, mientras que disponía de tres de baja ganancia, dos de banda-X colocadas en la plataforma de instrumentación, para las fases iniciales de la misión y eventos de modo seguro, y una tercera en un lateral de la estructura para recibir la señal del Impactor, usando un transmisor-receptor en banda-S. Deep Impact obtenía la energía de un panel solar fijo, formado por dos secciones, que una vez desplegadas, tenían unas dimensiones de 2.8 x 2.8 metros, disponiendo de 7.5 metros cuadrados de superficie activa, y alimentando una pequeña batería de níquel hidrógeno. En configuración de lanzamiento, las dos secciones del panel solar estaban apoyadas en la estructura del bus. Cuando se encontraban en su sitio, protegía la totalidad de la estructura de la sonda de la luz solar, salvo la antena de alta ganancia, que era el único apéndice que sobresalía. Para protegerla de las partículas cometarias, se colocaron pequeños escudos Whipple en las zonas bajas así como en lugares escogidos de la plataforma de instrumentación y los paneles solares. De la propulsión se encargaban un grupo de pequeños motores, así como del control de actitud. La mayoría de los sistemas electrónicos eran redundantes, por lo que si ocurría algún problema no deseado existía su correspondiente repuesto. La plataforma de instrumentación estaba situada en el lado opuesto al del panel solar, y estaba colocada de tal manera que proporcionaba un ángulo de 45º sobre la vertical de la sonda, y alojaba los escáneres estelares y los instrumentos científicos. El instrumental estaba formado por 

dos elementos. El primero recibía el nombre de HRI, Instrumento de Alta Resolución. Bajo esta anodina nomenclatura se escondía, posiblemente, la cámara más potente jamás diseñada para una sonda de exploración del sistema solar. El HRI estaba formado por un telescopio tipo Cassegrain que entregaba la luz que recogía simultáneamente a una potente cámara multiespectral CCD equipada con una rueda de filtros de 9 posiciones y a un sensible espectrómetro infrarrojo (un plano focal conteniendo detectores de mercurio, cadmio y telurio, refrigerados por un radiador pasivo de dos etapas situado encima de los sensores), todo dentro de una estructura denominada SIM (Módulo de Imágenes Espectrales). La clave del HRI no estaba en la apertura del telescopio, de 30 centímetros (por los 50 del espejo primario de la HiRISE montada en Mars Reconnaissance Orbiter), sino en la enorme distancia focal de que disponía, de 10.5 metros (f/35). Gracias a esta característica, el HRI ofrecía la espectacular resolución de 1.4 metros desde una distancia de 700 km. Para que la HiRISE de MRO obtenga su fabulosa sensibilidad la sonda ha tenido que ser colocada en una órbita alrededor de Marte de unos 300 km. sobre su superficie, por lo que el HRI era indudablemente más potente. El segundo se denominaba MRI, Instrumento de Media Resolución. Este sistema ofrecía una

arquitectura similar, aunque con inferiores características. Combinaba un pequeño telescopio Cassegrain de 12 centímetros de apertura y 2.1 metros de distancia focal (f/17.5), que entregaba la luz a una cámara monocromática CCD con idéntica rueda de filtros que la cámara del HRI, aunque con algunos filtros distintos para adquirir imágenes de la coma del cometa. Disponía de un mayor campo de visión que la más potente, y resultaba más adecuada para los propósitos de navegación en los días finales antes del encuentro cometario. A pesar de ser cinco veces menos potente que el HRI, disponía de la nada despreciable resolución de 10 metros desde 700 km. de distancia. Por lo tanto, era mucho más poderosa incluso que la cámara de navegación de la otra sonda cometaria de la NASA, Stardust. Una característica interesante de tanto HRI como de MRI era que para la construcción de ambos sistemas se siguió un patrón base, empleando grafito para dar forma a los tubos de ambos telescopios. Por su parte, los espejos de los telescopios se construyeron en cristal cerámico de Zerodur, recubiertos de aluminio para propósitos de una máxima recolección de la luz y una lámina de dióxido de silicio para proteger el recubrimiento. Con su combustible correspondiente, Deep Impact tenía un peso máximo en Tierra de 601 kg. Mientras, el Impactor era el proyectil dirigido inteligente de la misión. Con unas 

dimensiones de un metro de largo por un metro de diámetro, estaba formado por dos secciones. Por una parte tenía lo que se llamaba la masa de craterización, que no era más que peso muerto para ayudar al Impactor a producir un agujero sustancial en el núcleo del cometa. Estaba elaborado principalmente por placas de cobre alrededor de una estructura de aluminio. Se había elegido el cobre porque no es un mineral que se esperara encontrar en el cometa, y así poderlo separar fácilmente de manera espectral. La masa de craterización era exactamente un 49% de la masa total del Impactor. La segunda sección poseía los elementos electrónicos que controlarían el breve viaje hacia la superficie del cometa. En esencia, disponía de ejemplares únicos idénticos a los que equipaba Deep Impact, tales como ordenador, sistema de orientación (escáner estelar, unidad de medición inercial, sensor solar), propulsores y calentadores. La energía provenía de una batería no recargable de 250 amperios-hora. Un emisor-receptor en banda-S permitía enlazar con Deep Impact usando una antena plana, para enviarle las imágenes que su único sistema científico recogiera. Este recibía el nombre de ITS, Sensor de Apuntamiento del Impactor.

Este sistema era en esencia una copia exacta del MRI, con la única diferencia de que carecía de la rueda de filtros. El Impactor usaría este sistema para orientarse en su camino hacia la superficie del cometa y, aunque disponía de la misma capacidad de resolución que el MRI, era la cámara que nos regalaría las mejores imágenes del evento, ya que (si sobrevivía al paso por la coma) observaría detalles del cometa de apenas unos centímetros, calculando que a 20 km. del objetivo podría distinguir estructuras de unas dimensiones mínimas de 20 centímetros. En total, con los 8 kg. de combustible, el Impactor desplazaba una masa de 372 kg. Los dos vehículos fueron unidos mediante cables, y se instalaron unos disparadores pirotécnicos unidos a unos resortes para provocar la separación. Una vez quedaron unidos, en el momento del lanzamiento declaraban en báscula 973 kg.

Hemos mencionado que el Impactor era un proyectil inteligente. A decir verdad, los dos vehículos eran inteligentes. Debido a la distancia entre la Tierra y el cometa en el momento del impacto, a la necesidad de maniobrar dos sondas independientes, a causa del retraso en las comunicaciones (aproximadamente 7 minutos), y gracias a la nueva arquitectura de ordenador, el proyecto Deep Impact fue la primera misión científica que hizo uso completo del software AutoNav desarrollado y probado en la sonda ultratecnológica Deep Space 1. La altísima complejidad de las maniobras que ambos vehículos tendrían que realizar en las cercanías del objetivo durante las dos últimas horas previas a la colisión del Impactor (y la necesidad de mantener la filosofía del programa Discovery) motivaron a los ingenieros a implementar este sistema, sobre todo porque el nuevo procesador, más potente y capaz, sería el elemento perfecto para alojar semejante herramienta. De esta manera, la tarea de los navegantes quedaba suprimida, redundando en una reducción de costes considerable. En esencia, con AutoNav, la gente del proyecto solo podía sentarse y esperar, dejando a las dos naves manejar su propia navegación. Eso sí, existían diferencias lógicas entre los dos programas: mientras el alojado en Deep Impact mantendría su sistema MRI (y por defecto a HRI) hacia el cometa, el cargado en el Impactor le llevaría directamente a contactar rudamente con su objetivo. Para ello, Impactor tenía el software completo, mientras que la sonda de sobrevuelo solo poseía dos de los tres módulos principales, el encargado del procesado de las imágenes y el dedicado a determinar su localización en el espacio, cuyos cálculos suministraría al Impactor para compararlo con su propia información y así dirigirse de una manera óptima hacia su colisión.

Problemas técnicos (contaminación del conjunto propulsor, construcción de los ordenadores) y de administración (retrasos en la entrega de varios componentes) provocaron varios retrasos en el proyecto. Una primera fecha de lanzamiento se fijó para enero del 2004, para pasar después al 30 de diciembre de ese año. Un problema encontrado en la segunda fase del lanzador (que obligó a su sustitución) provocó un nuevo retraso, situándolo el 8 de enero del 2005. Al fin, el 12, tras nuevos retrasos, un Delta2-7925 depositó a Deep Impact en la trayectoria de escape, camino del cometa. Al poco de desplegar el panel solar y de adquirir la orientación, entró en modo seguro, y así estuvo durante un día. Después del susto, y tras un análisis de la telemetría enviada, vieron un pequeño error en los márgenes de temperatura tolerable en la programación de protección contra fallos. Tras corregir este error, la sonda volvió a la normalidad y comenzó a probar sus sistemas de a bordo, en la llamada fase de comisión, que duraría aproximadamente un mes.

Durante esta fase de pruebas, se puso en marcha el AutoNav para comprobar su capacidad de apuntar a Deep Impact autónomamente. Si bien las pruebas fueron satisfactorias, dirigiendo el HRI primero a la Luna,

y posteriormente a Júpiter, las imágenes entregadas por el sistema se mostraron de una calidad inferior a la proyectada. Se pensó que los espejos del telescopio estaban empañados, de manera parecida a como lo estuvo la de Stardust. Se realizó el mismo procedimiento, a base de calentar el instrumento para evaporar las partículas acumuladas, y si bien la resolución mejoró de manera importante, aún se encontraban por debajo de lo que el HRI debería entregar. Un equipo de ingenieros estudió el problema durante los primeros meses de viaje, y llegaron a la conclusión de que uno de los espejos del telescopio, fabricado para estar plano, parecía que había desarrollado cierta curvatura durante las pruebas de ambiente espacial dentro de la cámara de vacío. Este problema no era subsanable, sin embargo, encontraron una solución: usando una técnica de procesamiento de imágenes llamada deconvolución, desarrollada para corregir el defecto en el espejo primario del telescopio Hubble antes de la misión de reparación, sería posible recuperar casi toda la resolución proyectada para la cámara. Una vez superada la fase de comisión, la de crucero dio comienzo.

La primera maniobra de corrección de trayectoria, realizada el 11 de febrero, fue tan precisa que la 

segunda, planeada para marzo, resultó innecesaria. La siguiente, el 9 de mayo, acercó aún más su trayectoria hacia su objetivo. Eso sí, a 69 días de la fecha prevista para el encuentro, Deep Impact detectó por primera vez su destino: el cometa 9P/Tempel 1.

El cometa Tempel 1 es uno de los viejos conocidos entre los astros de este tipo. Debido a su órbita entre el Sol y Júpiter, es uno de los más fáciles de seguir, bastante activo, y con un tamaño relativamente mediano (los cálculos iniciales antes de la misión pronosticaban unas dimensiones de 14 x 4.6 x 4.6 km.) para un objeto de sus características. Se esperaba que tuviera forma alargada e irregular, y se suponía que estaba compuesto por una mezcla de silicatos, hielo y compuestos orgánicos. La misión Deep Impact no solo trataría de resolver la duda, sino que nos daría pistas de cómo se formó y de su estructura interna.

La fase de aproximación comenzó 60 días antes del encuentro (es decir, el período durante el cual se esperaba que las cámaras de a bordo pudieran comenzar a enseñarnos el Tempel 1), sin embargo, como ya había sido capaz de verlo 9 días antes, empezaron a monitorizar al cometa, para estudiar sus movimientos (para calcular más exactamente su órbita y su rotación), la actividad del núcleo y densidad de la coma. Ya en el mes de junio, los días 14 y 22 detectó estallidos potentes de material por parte del núcleo (más potente el segundo, en el orden de unas seis veces más), evidenciando que es un objeto aún bastante activo. El 23 de junio, la primera de las maniobras de apuntamiento hacia el Tempel 1 tuvo lugar de manera exitosa, colocando al conjunto en una ventana de impacto de unos 100 km. de anchura. A 5 días de la fecha fijada para el encuentro, comenzó la fase final de la misión, la de impacto.

El 29 de junio, configuraron a la sonda para adquirir secuencias del Tempel 1 de manera más seguida, para conocer su posición en el espacio y su distancia al cometa para así calcular la distancia y la velocidad de aproximación. A medida que se acercaba, la actividad del objeto aumentaba, ya que se encontraba cerca del perihelio de su órbita, facilitando así a la sonda la tarea de navegación. El 2 de julio, a unas 30 horas del impacto, completó la maniobra final de apuntamiento, reduciendo la ventana de impacto a una de un ancho de 15 km. Con esto, estaba casi lista para liberar el Impactor. A su vez, Tempel 1 volvió a dar muestras de su actividad con otro estallido de material proveniente de la superficie de su núcleo. Una forma de saludar al dúo que se aproximaba.

A apenas 24 horas del impacto, Deep Impact separó al Impactor. Para ello armó el sistema pirotécnico, a la vez que los sistemas de a bordo del impactador se preparaban para iniciar su funcionamiento. Después de colocarse en la posición de liberación hacia el cometa, la separación entre los dos vehículos se hizo efectiva. Los cables de unión detectaron este hecho, provocando el arranque del ordenador del Impactor. Una vez orientada, el ITS adquirió su primera imagen del núcleo del cometa, dos horas después de la separación. Tras esto, 12 minutos después de la liberación, Deep Impact cumplimentó la maniobra principal de desviación, diseñada para alejarle a una distancia de aproximadamente 500 km. sobre el Tempel 1, manteniendo la vista puesta sobre él.

A pesar de lo que se puede pensar, el Impactor no fue quien se dirigió hacia el cometa para colisionar con él. Realmente, su camino de vuelo fue diseñado para que Tempel 1 fuera el “agresor”, interceptando su rumbo. A modo de comparación, los científicos del proyecto afirmaban que este hecho era el equivalente cósmico al impacto de un mosquito con un Boeing 767. Para colocarse de esta manera, este vehículo realizó varias maniobras en un intervalo de hora y media usando AutoNav, a medida que el ITS adquiría cada vez mejores secuencias de la aproximación, incrementando automáticamente el ritmo de realización de instantáneas con el propósito de usarlo para su navegación. Se esperaba que el polvo de la coma acabara con el ITS bastante antes del impacto final, pero sin embargo, se mantuvo en funcionamiento y consiguió

enviarnos una última imagen cuando estaba a 3 segundos de colisionar con su superficie. Finalmente, a las 05:45 a.m. UTC del día 4 de julio, el Impactor realizó su encuentro fatal con el Tempel 1, bajo la atentísima mirada de Deep Impact, a una velocidad de 10.2 km/s.

Se liberó una cantidad de energía inmensa, el equivalente a detonar 4.5 toneladas de TNT. El destello provocado evitó observar el cráter generado (uno de los objetivos de la misión), sin embargo, se pudo ver como expulsó hasta 30 millones de kilogramos de material al espacio, una mezcla entre agua y polvo. Además de Deep Impact, los telescopios Hubble, Chandra, Spitzer (anteriormente SIRTF), XMM-Newton, GALEX, Keck…, contemplaron desde la distancia este evento, y a la fiesta se unió la sonda Rosetta, el proyecto cometario de la ESA, con su destino en ese momento a muchos años de distancia. Los resultados devueltos por toda esta constelación de observadores remotos nos mostraron que el Tempel 1 es un objeto complejo y extraño, posteriormente se conjeturó que probablemente se había formado cerca de la órbita de Urano.

Entre Deep Impact y el Impactor, en total se obtuvieron 4.500 imágenes del evento. La sonda de sobrevuelo pasó a unos 500 km. del núcleo cometario, aunque en ese momento Deep Impact estaba orientada ofreciendo sus escudos hacia el cometa, de manera que no podía ver el Tempel 1. Una vez volvió a dirigir la vista a él, continuó adquiriendo imágenes durante dos días más. Gracias al observatorio Swift de la NASA, pudimos ver que el cometa continuó expulsando material hasta 13 días después, con un pico de emisión cinco días después de la colisión. El día 21 de julio realizó una pequeña maniobra de modificación de trayectoria, para colocarla en camino de regreso hacia la Tierra, en el caso de poder realizar una misión extendida, y a finales de mes, tras la transmisión de todo lo concerniente al encuentro, la sonda fue colocada en hibernación.

La misión resultó todo lo exitosa que se había previsto, incluso más. Se había arañado la superficie de un cometa, se había visto su material subsuperficial, se había analizado, y no solo nos devolvió datos tremendamente valiosos sobre estos cuerpos, sino que produjo la que se ha convertido en una de las imágenes icónicas de la exploración espacial: el destello del impacto sobre el Tempel 1. Casi inmediatamente, comenzaron a surgir las preguntas: ¿es este cometa un representante del resto de objetos de su tipo? O por el contrario, ¿es un elemento único, distinto del resto? La verdad es que sabemos tan poco de los cometas que esas preguntas continúan en el aire. La mejor forma de comprobarlo sería enviar otro proyectil a otro cometa, pero eso superaba las posibilidades técnicas de la misión. Por lo tanto, habría que esperar a que Stardust nos entregara las muestras de la coma del cometa Wild 2 que recolectó en enero del 2004.

Alrededor de la misión Deep Impact se concentraron varias curiosidades. Una de las más llamativas fue que el momento crucial del proyecto coincidía con la celebración del 50 aniversario de que la primera canción de Rock and Roll, Rock Arond the Clock, de Bill Halley and His Comets, se convirtió en número uno en las listas de ventas. Aprovechando la coyuntura, los miembros supervivientes del grupo realizaron un pequeño concierto para el personal del JPL, al día siguiente del suceso, como punto final de la celebración del éxito del proyecto. Otra curiosidad que rodeó a Deep Impact es, cuanto menos, ridícula. Una astróloga rusa, de nombre Marina Bay, denunció a la NASA, pidiendo nada menos que una indemnización de… ¡300 millones de dólares!, bajo la afirmación de que el hecho de colisionar con un cometa “había alterado el equilibrio natural de las fuerzas del Universo”. Por vía de su abogado, buscó “testigos” para ayudarla en su demanda, declarando que “el impacto cambió las propiedades magnéticas del cometa, y podría haber afectado a la telefonía móvil en la Tierra. Si tu teléfono dejó de funcionar esa mañana, pregúntate ¿por qué?, y entonces acude a nosotros”. Un año después, la corte penal en Moscú falló en contra de la astróloga, a pesar de que apeló la decisión. En realidad, el Impactor apenas alteró el perihelio del cometa Tempel 1 en 10 centímetros, y acortó el período de traslación en menos de un segundo. Y una tercera vino desde la populosa República Popular China. Mientras los científicos e ingenieros de este populoso país no podían más que celebrar este rotundo éxito, las autoridades del país anunciaron la intención de desarrollar una versión “más inteligente” del concepto, es decir, aterrizar en un cometa o asteroide, y desde allí, empujarlo fuera de su órbita. Hasta lo que sabemos, desconocemos si esa idea ha pasado de las mentes pensantes a un proyecto concreto.

A pesar del éxito de la misión, hubo un pequeño lunar: no se había visto el cráter generado. La gran decepción por este pequeño hecho fue escuchada por la gente del proyecto Stardust, cuya sonda terminaría su misión a principios del 2006. Así, a mitad del mes de julio de ese año, con su sonda ya libre de cualquier cometido, sugirió la posibilidad de enviarla al Tempel 1, para así finalizar la misión con la observación del resultado. A la vez, los administradores de Deep Impact estaban planeando la misión extendida de su sonda. Ésta estaba en hibernación, con revisiones cada seis meses para comprobar el estado de salud de sus sistemas, a la espera de que la encargaran nuevos cometidos.

El 3 de julio del 2007 la NASA anunció a la vez la autorización de misiones extendidas para Stardust y Deep Impact. Por un lado, la primera iría definitivamente al Tempel 1, con la tarea de finalizar el trabajo iniciado en julio del 2005, realizando así el encargo NExT; por el otro, la segunda tendría dos labores diferentes a realizar.

Bajo el nombre de EPOXI, era la combinación de dos proyectos, diferentes entre sí. Uno de ellos se llamaba EPOCh, Observación y Caracterización de Planetas Extrasolares; la otra, DIXI, Investigación Extendida de Deep Impact. EPOCh, como su propio nombre indicaba, consistía en realizar observaciones a estrellas a las que ya se le conocen acompañantes, es decir, exoplanetas. Lo que se buscaba era, mediante la técnica de tránsito, recoger información sobre esos cuerpos para obtener detalles nuevos, y a la vez, buscar nuevos miembros de esos sistemas extrasolares. Para ello usaría el HRI como herramienta de detección, y curiosamente, haciendo del defecto del curvado de uno de los espejos una ventaja. Más convencional era DIXI. El propósito de esta tarea era proporcionar un punto de comparación entre el Tempel 1 y el nuevo cometa que investigaría, el 85P/Boethin, que lo sobrevolaría el 5 de diciembre del 2008.

A pesar del comienzo de EPOXI en julio del 2007, Deep Impact no fue despertada hasta el 26 de septiembre, para comenzar su primera fase de crucero hacia el nuevo cometa, y el 1 de noviembre realizó una corrección de rumbo. Tenía previsto realizar un sobrevuelo a la Tierra para modificar su órbita y colocarse en la trayectoria óptima. Sin embargo, ya bien entrado diciembre, y cada vez más cercana la asistencia gravitatoria, los astrónomos del proyecto fueron incapaces de localizar al Boethin. Debido a esto, no se podía calcular su órbita, por lo que dirigir la sonda hacia allí sería

imposible. Con esto, no tuvieron más remedio que recurrir al objetivo cometario secundario planificado para DIXI, el 103P/Hartley 2, a pesar de que para alcanzarlo, necesitaría dos años más de crucero, pudiendo encontrarse con él en noviembre del 2010. Eso sí, daba tiempo de sobra para completar EPOCh, y cualquier otra cosa que se les ocurriera. El sobrevuelo terrestre, realizado el 31 de diciembre, transcurrió como fue proyectado, y aprovechando este evento, tanto el HRI como el MRI fueron recalibrados, apuntando a la Luna como fuente de referencia.

En enero del 2008 comenzó la fase de crucero número dos hacia el Hartley 2, y empezó a prepararse para comenzar EPOCh. Esta campaña de observaciones extrasolares se dividió en dos segmentos, una que transcurrió de enero a

marzo, y una segunda, entre mayo y agosto. Entre esas dos fases, tuvo tiempo de recalibrar un poco más el instrumental, dirigiendo sus instrumentos hacia la Tierra tres veces (18 de marzo, 29 de mayo y 5 de junio), cuando Deep Impact se encontraba a unos 50 millones de km. de ella. Esto fue un experimento para tratar de averiguar cómo podría verse un planeta extrasolar si se tuviera la resolución apropiada, además de proporcionar información acerca de la luz reflejada tanto por las nubes como por la vegetación desde la distancia, para así tener una referencia en el caso de poder detectar lo mismo en un exoplaneta. Fueron vistas imponentes, durante las cuales pudimos ver incluso un tránsito de la Luna por delante de la Tierra en la oportunidad de mayo. Además, el espectrómetro infrarrojo del HRI detectó, desde la distancia, trazas de hidróxilo en la superficie lunar, confirmado los datos de uno de los instrumentos montados en la hindú Chandrayaan-1.

A lo largo de la campaña EPOCh, usó el HRI para realizar observaciones fotométricas de las estrellas a las que se conocen grandes planetas, para caracterizar sus propiedades físicas, buscar anillos, satélites, y detectar nuevos planetas en esas estrellas. Cuando finalizó la tarea, había adquirido casi 199.000 imágenes del fondo estelar apuntando a las estrellas indicadas. En total, había observado siete estrellas (XO-2 en la constelación del Lince, Gliese 436 en la constelación de Leo, BD+36º2593 en la constelación Bootes, GSC 03089-00929 en la constelación de Hércules, Wasp-3 en la constelación Lira, GSC 03549-02811 en la constelación Draco y HAT-P-7 en la constelación Cygnus), para, mediante la cantidad de luz que el planeta distorsiona, poder averiguar cosas sobre ellos, tales como su composición atmosférica, además de mejorar las técnicas para la detección de estos cuerpos. Que sepamos, aún no ha deparado resultados interesantes, pero este es un proceso largo y difícil.

Tras acabar EPOCh, ya pudo centrar su atención en las maniobras necesarias para cumplir con DIXI y su encuentro con el Hartley 2. Eso sí, antes, a mitad de noviembre, Deep Impact fue objeto de un test bastante curioso: se le llamó el internet interplanetario. Realmente lo que se buscaba era probar si se podía montar una red de comunicaciones de espacio profundo, es decir, que las sondas pudieran compartir entre ellas información. Para ello, Deep Impact se utilizó como el único nodo espacial en esta prueba (los otros 9 estaban simulados en Tierra) y enviaron docenas de imágenes desde Tierra a la sonda, y viceversa, a una distancia de unos 32 millones de kilómetros.

A finales del 2008, y posteriormente en junio y diciembre del 2009, Deep Impact realizó sobrevuelos lejanos a la Tierra para aprovechar el tirón gravitatorio terrestre para dirigirse eficientemente a su encuentro con el cometa. El 30 de mayo del 2010, una nueva maniobra la colocó en el camino de volver a la Tierra, completando un último sobrevuelo lejano previo al encuentro cometario el 27 de junio. El 5 de septiembre se dio por finalizada la fase de crucero, iniciando así la fase de aproximación. Como esta fase era en esencia idéntica a la que le llevó hasta el Tempel 1, las operaciones serían similares, salvo por el hecho de que no tenía que soltar ningún impactador. De esta manera, con sus cámaras, la sonda adquirió la información necesaria para planificar las maniobras necesarias, a la vez que se estudiaban los movimientos del Hartley 2 por el espacio.

La fase de aproximación resultó ser complicada por dos factores: primero, debido a la distinta geometría del encuentro que durante la misión principal, tenía que apuntar sus cámaras al Hartley 2, haciendo imposible dirigir la antena de alta ganancia hacia la Tierra, porque nuestro planeta se encontraba en la misma dirección (más o menos) en la que apuntaba a la instrumentación. Por ello, al comienzo de la aproximación solo podía apuntar los sistemas científicos al cometa durante seis horas, para después hacer una rotación sobre su eje solar de 180º para ofrecer la antena de alta ganancia a las antenas terrestres. Esto se relacionaba con el segundo factor a tener en cuenta: el calor del Sol. En abril del 2008, durante la tarea EPOCh, se había descubierto una caída en la señal de comunicaciones de 8 decibelios, una reducción del 75% con respecto a la de proyecto, lo que significaba que la capacidad de descarga caía a la mitad. Como en aquellos momentos se encontraba en su perihelio, y su posición en el espacio provocaba que la luz solar calentara la plataforma superior de la estructura (donde se montó todo el equipo de comunicaciones) había que reposicionar la sonda para permitir que esta sección se enfriara y volviera a operaciones normales. En los primeros días de la aproximación se corría el riesgo de que este fenómeno volviera a ocurrir. Para intentar mitigar este efecto el equipo de ingeniería tenía pensado cambiar del sistema principal al de reserva y viceversa (intercambiando las antenas de alta y baja ganancia en cada inversión) cada vez que cambiaba la actitud de la sonda para tener comunicaciones continuas. Como el fabricante del hardware advirtió, eso provocaría un estrés adicional al aparato, provocando su avería. Con esa advertencia decidieron usar una estrategia distinta. En esencia, se dejaría caer la señal de comunicaciones, manteniendo la antena principal conectada a los elementos primarios, mientras la sonda estaba en actitud de seguimiento cometario. A este modo se le llamó “antena sin ganancia”. Además, para proteger el sistema de comunicaciones, se  configuró el software de protección contra fallos para desactivar el HRI si la temperatura subía de 53º C, hecho que si sucedió, y el sistema más potente no fue reactivado hasta el día 20 de septiembre.

A medida que se iba acercando, pudo contemplar frecuentes estallidos provenientes del núcleo del cometa.

Se calculaba que el Hartley 2 tuviera un tamaño mucho menor que el Tempel 1 (apenas unos dos kilómetros de largo), sin embargo, mostraba una violenta actividad aún desde la lejanía. También desde la Tierra se pudo observar este pequeño cuerpo, que realizó su máximo acercamiento a nuestro planeta el 20 de octubre, a 17.7 millones de kilómetros, el más cercano desde su descubrimiento. Una vez pasados los problemas de sobrecalentamiento, fue posible activar el espectrómetro infrarrojo de HRI, por lo que la información recogida por la sonda se enriqueció

El momento crucial del sobrevuelo se fijó para el 4 de noviembre, esperando pasar a unos 700 km. del Hartley 2. Como cada día que pasaba Deep Impact se aproximaba

más, el equipo de navegación demandó una cadencia mayor en la toma y envío de imágenes de navegación para computar las correcciones necesarias para alcanzar el punto deseado. Por su parte, el equipo científico quería una monitorización continua de la actividad cometaria. Para acomodarse a los requerimientos, el equipo de vuelo ideó una secuencia jocosamente llamada do-si-do, en referencia a un paso de danza. Para ello, cada hora la sonda rotaba de apuntamiento cometario a actitud de retransmisión de manera que tras casi una hora de obtener datos del cometa, se desplazaba para apuntar su antena principal a la Tierra y enviar toda la información posible, regresando a actitud de adquisición científica durante otra hora, y así durante varios días, siete horas al día, dejando el tiempo restante para recolectar toda la información posible. Con las imágenes de navegación en Tierra, se pudo planificar una maniobra correctora final pocos días antes del encuentro final. La llamada fase de encuentro comenzó el 3 de noviembre, a 18 horas del momento crucial, se activaría AutoNav 50 minutos antes de la máxima aproximación, y se extendería otras 18 horas tras el máximo acercamiento.

A 21 millones de km. de la Tierra, AutoNav llevó a Deep Impact a sobrevolar el Hartley 2 a unos 694 km. de su núcleo el 4 de noviembre del 2010, y a diferencia con el encuentro con el Tempel 1, esta vez no utilizó su protección cometaria porque el propósito era mantener las cámaras apuntadas continuamente hacia el núcleo, arriesgándose con ello a sufrir daños a causa de las partículas cometarias, aunque por suerte no fue el caso. Cuando las primeras imágenes del encuentro llegaron al centro de control, los científicos no pudieron hacer otra cosa más que abrir la boca: el Hartley 2 ofrecía enormes chorros de materia por casi toda su superficie, y no solo eso, sino que también pudo ver extensas nubes de material en los alrededores del cometa, expulsadas del núcleo a alta velocidad. Deep Impact se había vuelo a superar.

Tras este encuentro impresionante, la sonda continuó observando al Hartley 2 durante aproximadamente 21 días más después de abandonarlo. Eso sí, la gente de la misión siguió sorprendiéndose de las impactantes tomas que nos enviaba: trozos, más que partículas, salían disparados de la superficie. Se contabilizaron hasta 15 chorros individuales de materia a alta velocidad, y gracias a los datos de los instrumentos, se vio que principalmente estaba formado por hielo seco. En general, este pequeño cuerpo del sistema solar, de la forma de un cacahuete, había sorprendido a todos, y Deep Impact consiguió las, hasta la fecha, mejores imágenes de un núcleo cometario, lo suficientemente precisas como para poder enlazar por primera vez los chorros de material y gases con características específicas de la superficie. Extraordinario. De esta manera, el Hartley 2 se convirtió en el quinto cometa al que se le pudieron realizar fotografías detalladas para su estudio.

En principio, con el sobrevuelo completado, EPOXI tendría que haber acabado, sin embargo, continuó funcionando allí arriba. Pocas semanas después del encuentro cometario, a alguien se le ocurrió usar el MRI para observaciones del cielo profundo, como un test. Esta oportunidad nos proporcionó bellas imágenes de galaxias como M51 o NGC6960. Un año después del sobrevuelo al Hartley 2, Deep Impact encendió una vez más los propulsores para una nueva corrección de rumbo, y volvió a hacerlo en octubre del 2012. ¿Y a donde puso rumbo? Debido a la escasa cantidad de combustible disponible, resultaba imposible que alcanzara otro cometa, por lo que la gente decidió realizar un estudio para ver qué objeto sería capaz de alcanzar con los recursos disponibles. La conclusión fue que podría pasar por las cercanías de un asteroide, el (163249) 2002GT, aunque eso sí, este evento no sucedería hasta el 4 de enero del 2020. Iba a ser un bonus muy interesante porque este objeto NEO de menos de 1 km. de diámetro puede ser potencialmente peligroso. Con tanto tiempo disponible hasta alcanzarlo, se decidió usar la sonda como observatorio remoto, y entre los meses de febrero y abril del 2012 observó el cometa no periódico C/2009 P1 (Garradd) desde 1.4 unidades astronómicas, consiguiendo calcular el tiempo de rotación del núcleo, determinar la abundancia relativa de gases en su coma y el ratio de hielo de agua a hielo seco, siendo más alto después de su perihelio que antes. Posteriormente, entre enero y marzo del 2013 se convirtió en el primer observatorio espacial en

estudiar el prometedor cometa C/2012 S1 (ISON) cuando éste se encontraba todavía más allá de la órbita de Júpiter.

El programa de observación de cometas hasta su encuentro muy cercano con el asteroide 2002 GT estaba bastante relleno, con ocho hasta el 2016, y entre los célebres, además de ISON, estaba el 2P/Encke, el 67P/Churyumov-Gerasimenko (el destino de Rosetta) y 19P/Borrely, aquel fantástico fin de fiesta de la misión Deep Space 1. Siendo ya julio del mismo 2013, Deep Impact regresó a la observación de ISON. Para aliviar carga a la Red de Espacio Profundo, se contactaba con la sonda de manera regular una vez a la semana, y la última comunicación recibida se hizo el 8 de agosto. La semana siguiente, el 15, fue imposible contactar con la sonda. Analizando el problema llegaron a revisar cada aspecto del diseño, y finalmente descubrieron un error potencialmente desastroso: en el código de software había una instrucción mal escrita que, si se ejecutaba, provocaba que la sonda fuera incapaz de contar el tiempo. Si esta capacidad, Deep Impact no podía ejecutar comandos por sí misma, de manera que se situó en modo de emergencia en algún momento entre el 11 y el 14. Esto provocó una rotación para intentar mantener apuntado el panel solar a Helios, pero sin capacidad de ejecutar comandos, sería incapaz de mantenerlo orientado hacia nuestra estrella, de manera que la presión del viento solar empujó la sonda fuera de la actitud necesaria, perdió energía, y cuando la batería se agotó, sucumbió al ambiente espacial. A pesar de intentar contactar hasta el 16 de septiembre, la NASA declaró el 19 a Deep Impact como perdida. Un triste final para una extraordinaria misión cometaria.

¿Y qué fue de la misión NExT de Stardust? Pues el encuentro fue todo lo exitoso que se esperaba, terminando así la tarea iniciada por Deep Impact, algo ya bien conocido en esta Crónica.

Como bien ha quedado claro en la vida, obra y milagros de esta sonda, con medios modestos, mucha imaginación y grandes avances tecnológicos, se han podido hacer tareas destinadas a vehículos mucho más grandes, pesados y difíciles de manejar. Gracias a Deep Impact, bien podemos decir que conocemos quizás mejor que nunca esos cuerpos diminutos pero espectaculares llamados cometas. Y desde aquí la saludaremos siempre como una de las gigantes de la exploración espacial. No puede ser de otro modo.

Corazón valiente Deep Impact.