Ventana al Espacio (CXXXVIII)

La región de formación estelar Cygnus-X, desde Herschel.

Ganímedes, personalidad magnética

Poco podían saber Simon Marius y Galileo Galilei que con su descubrimiento de los cuatro grandes satélites de Júpiter no se daba el salto a una nueva forma de entender el cosmos, también abrió la puerta a cuatro mundos singulares, interesantes todos por derecho propio, y con historias muy particulares que contar. El tercero de ellos acabó recibiendo el nombre de Ganímedes, que en la mitología griega era el hijo del rey Tros, y a quien Júpiter se le apareció en forma de águila, transportándole a los cielos, con el propósito de convertirle en uno más de sus amantes. En los siglos posteriores, poco se pudo saber de él, apenas su órbita alrededor de Júpiter y poco más.

Sin bien la espectroscopia desde telescopios ayudó a saber algo más, fueron las sondas espaciales las que nos han revelado Ganímedes en profundidad. Las primeras en llegar allí, las Pioneer 10 y 11, proporcionaron información limitada, así como alguna imagen más bien borrosa. Las cosas mejoraron con las dos Voyager, que devolvieron imágenes nítidas que permitieron calcular sus dimensiones y revelar su geografía. La información más completa la ha proporcionado, naturalmente, el orbitador Galileo, que realizó seis sobrevuelos a la luna entre 1996 y el 2001. Cassini, durante su sobrevuelo en diciembre del 2000, también consiguió algo de información, aunque limitada debido a la gran distancia, para luego pasar New Horizons consiguiendo mejor información, a pesar de no haber estado a una distancia óptima. La última en Júpiter, Juno, al estar centrada en el propio planeta, ha capturado poco de Ganímedes, apenas imágenes en la distancia.

Que este breve relato no os lleve a engaño: Ganímedes tiene mucho que mostrar, y muy variado. Aunque a veces se pensó en Titán como el satélite más grande del sistema solar, este honor recae en Ganímedes. Con un diámetro de 5268 km., no solo es mayor que el satélite gigante de Saturno, también es mayor que Mercurio y Plutón. Orbita alrededor de Júpiter a una distancia media de 1.070.400 km., y tarda en rodearlo siete días y tres horas. Como otros satélites similares, su rotación está fijada marealmente, ofreciendo siempre una misma cara al planeta y otra al espacio. Su densidad es de casi 2 g/cm³, lo que significa que está formado, casi a partes iguales, por hielo de agua y roca.

Visto desde las sondas espaciales, tiene un parecido chocante con la Luna, con zonas brillantes y otras más oscuras. Sin embargo, la mayoría de la corteza de Ganímedes es hielo de agua, de ahí un albedo de 0.43. No hace falta añadir que su superficie está marcada por los cráteres (el mayor, Epigeus, de 343 km.), pero su superficie muestra contraste, siendo las zonas más oscuras las más antiguas, y las más brillantes más jóvenes.

Hay otras formaciones geológicas de Ganímedes que son más notorias que los cráteres: una serie de surcos por un lado, y de cordilleras por otro, que se concentran en las regiones más brillantes de la superficie. Estas formaciones son extrañamente lineales, lo que ha llevado a la conclusión de que gran parte de ellas se formaron por algún tipo de actividad tectónica. Al no haber prácticamente presencia de criovulcanismo, los fenómenos tectónicos responsables de estas formaciones podrían haber sido provocados por las fuerzas de marea ejercidas tanto por Júpiter como por el resto de satélites galileanos. Puesto que los cuatro están en órbitas resonantes, la gravedad de ellos tira y empuja de ellos, y la fricción los calienta por dentro. A este 

ingrediente se le añade un calentamiento desde el interior por la desintegración de elementos radiactivos. El resultado es el de la formación de sistemas de fallas por amplias zonas del satélite. Una región llamativa es Galileo Regio, una región oscura de 3200 km. de diámetro. Además de contar con cráteres en abundancia (como en el resto de Ganímedes, con un fondo plano y poco profundo), también cuenta con zonas libres de accidentes, además surcos y rastros de antiguos cráteres casi desaparecidos. Esta combinación hace bastante complicado saber cómo se formó, pero prácticamente se descarta un impacto masivo, siendo la principal ahora el ascenso de una célula de convección con material fluido desde el manto. Lo cierto es que la superficie de Ganímedes encierra bastantes interrogantes.

Si interesante es el exterior, el interior no puede ser más fascinante. Gracias a los datos recabados hasta ahora sabemos que Ganímedes posee un interior diferenciado, como los planetas interiores. Por ello, cuenta con corteza, manto y núcleo, y ese núcleo está formado por hierro y níquel, mientras que el manto lo está por silicatos. A esto hay que añadirle otro ingrediente: agua. De hecho, Ganímedes es, en ese sentido, otra Europa. La teoría de un océano bajo su superficie se lanzó ya en la década de 1970, y Galileo la confirmó tras sus sobrevuelos. Se cree que la profundidad puede ser de unos 800 km., y partiendo de unos estudios practicados con los datos y comparándolos con mediciones de laboratorio, parece que podría haber una especie de sistema estratificado, con capas alternativas de agua líquida y congelada hasta llegar a una última capa que descansaría en el manto del satélite. Este océano es, además, de agua salada, y podría ser uno de los mejores lugares en los que buscar vida. Si la información se confirma, este sería el océano mayor del sistema solar.

Hay algo que Ganímedes, como Europa, también posee: una exosfera, también llamada atmósfera neutral. A pesar de estudios desde Tierra y de datos de Voyager, fue el telescopio Hubble el primero en evidenciar su existencia. Está compuesta en su mayoría de oxígeno, siendo el resultado de la disociación del agua al ser agredido por partículas cargadas, es decir, radiación. La presión de esta exosfera es ridícula, apenas de 1.2 micropascales, mientras que la media terrestre es de 101325 pascales. Esta exosfera se traduce, vista en ultravioleta, en una suerte de aureola irregular, un brillo de aire más visible en zonas de alrededor de los 50º de latitud, tanto norte como sur. Además de esta exosfera, se sospecha la posible existencia de una ionosfera, y aunque a veces Galileo registró pruebas de su existencia, no es algo que se haya confirmado al 100%.

Normalmente aquí se acabaría todo. Hemos hablado de sus dimensiones, de su órbita, de su geografía, de su estructura interna, incluso de su exosfera. Pero lo mismo que Io tiene sus volcanes, Europa tiene sus océanos, Titán su densa atmósfera y sus lagos de hidrocarburos y Tritón su casquete polar y sus géiseres de nitrógeno, ningún relato de Ganímedes se saltaría su principal característica: su campo magnético. No solo es el mayor satélite del sistema solar, es el único con campo magnético propio. Galileo lo registró cada vez que lo sobrevoló, mostrando que es dipolar, y tres veces más potente que el de Mercurio. El responsable es obviamente su núcleo, agitado por tanto juego gravitatorio entre Júpiter y los satélites galileanos. Sin embargo, es muy distinto a todos los vistos, porque se encuentra empotrado dentro del potentísimo campo magnético joviano. De este modo, carece de la estructura en forma de lágrima tan

característica. Las mediciones muestran que el eje magnético de Ganímedes está situado a 176º del eje de rotación del satélite, que está casi en cero con la eclíptica. Además, esto provoca que esté situado contra el propio campo joviano, haciendo el fenómeno de reconexión magnética posible, como se ha visto recientemente en sus datos. El campo magnético de Ganímedes crea una magnetosfera en miniatura, y al estar empotrada en la joviana, llega a excavar surcos casi libres de partículas, aunque también recibe tormentas de plasma directas desde Júpiter que las líneas magnéticas de Ganímedes recogen y hacen circular a su alrededor. La magnetosfera de Ganímedes cuenta con líneas de campo cerradas, no más allá de las latitudes 30º norte y sur, y líneas abiertas, más allá de ahí. Esto provoca que sean las regiones polares las 

que sufren agresión de todo tipo de partículas energéticas, que tienen el efecto de lanzar partículas sólidas al espacio al tiempo que oscurecen el material superficial en las regiones polares. En cuanto a las regiones ecuatoriales, parece haber lo que podría ser el principio de un cinturón de radiación. ¿Recordáis lo del brillo de aire destacando en las regiones de latitudes de 50º? Estos brillos no son otra cosa que auroras, generadas por el plasma joviano que cae a la superficie y el material expulsado de la superficie, así como con el oxígeno presente en la exosfera. Por si faltara poco, el campo magnético joviano, al interactuar con el océano subsuperficial de Ganímedes, genera un campo magnético inducido, mucho menos potente, con características similares a las vistas en Europa y Calixto. Esta es la pista del océano subterráneo, porque el agua salada es un eficiente conductor eléctrico.

Como podéis ver, Ganímedes es un lugar digno de merecer una misión propia. Como la NASA se centra en Europa, al ser más prometedor, desde su punto de vista, es la ESA la que se ha decidido a dar el paso. Hace tiempo hablamos del concepto EJSM-LaPlace, en el que la NASA y la ESA se juntaban para mandar orbitadores a Europa y Ganímedes. Cuando la NASA retiró la propuesta, la ESA decidió seguir adelante, y poco después desveló su propuesta JUICE. Como la primera de gran formato del programa 

Cosmic Vision, es un proyecto de gran presupuesto y un programa científico extenso, centrado en Júpiter, los satélites galileanos helados en general, y en Ganímedes en particular. JUICE es un orbitador altamente instrumentalizado, con cámara, espectrómetros infrarrojo, ultravioleta y de microondas, altímetro láser, radar penetrador del hielo, magnetómetro, paquete de plasma, instrumentos de ondas de radio y experimentos de radio ciencia y ciencia fundamental. No será ligera, con casi 5 toneladas de masa al despegue, y cuando se lance, a bordo de un Ariane 5 en la primavera del 2022, tardará más de siete años en llegar a Júpiter, para entrar en su órbita. Tras una fase de de estudios en órbita del planeta, investigando Júpiter, su atmósfera y su magnetosfera, y sobrevolando Europa, Ganímedes y Calixto, finalmente se situará en órbita de la mayor luna del sistema solar, usando los distintos sobrevuelos para igualar su trayectoria con la órbita de Ganímedes, orbitándolo a distintas altitudes durante al menos un año antes de concluir la misión.

Así es Ganímedes, y así ha sido y será explorado. Hasta que llegue JUICE, toca tener paciencia.

Ventana al Espacio (CXXXVII)

La Gran Nube de Magallanes, desde Akari.

Sopa de satélites pequeños (I)

Una de las primeras entradas en esta crónica versaba sobre los satélites mayores del sistema solar. Aunque satisfechos, nos habíamos dejado una parte muy importante de ellos sin relatar. Después de pensarlo durante mucho tiempo, pero mucho, ha llegado el momento de hablar de ellos, los satélites pequeños que pueblan el sistema solar.

Antes de arrancar queremos dejar una cosa clara: no vamos a hablar de TODOS los pequeños. La inmensa mayoría solo sabemos de ellos por ser puntos de luz en el fondo estelar y por las órbitas que describen. Al menos, gracias a las sondas espaciales, sabemos de algunos de estos satélites lo suficiente como para aparecer aquí.

Al clasificar satélite mayor y satélite pequeño, no solo nos referimos en tamaño, también por su importancia e influencia. Como ya sabéis, ni Mercurio ni Venus tienen satélites, mientras que la Tierra tiene la Luna, y Marte posee sólo Fobos y Deimos. Aunque estos dos podrían caer aquí, los consideramos mayores porque son los únicos del planeta rojo y por su importancia en la evolución de Marte. De este modo, lo mejor es saltar al sistema solar exterior y los planetas gigantes de gas y de hielo.

Más allá de los satélites galileanos, ¿cuáles más conocéis alrededor de Júpiter? Difícil respuesta, ¿verdad? Pues la verdad es que el hermano mayor del sistema es una suerte de sistema solar en miniatura, que posee, según el último recuento, 79 satélites naturales. Entre Io y el planeta hay cuatro, y más allá de Calixto hay toda una legión, demasiado pequeños y demasiado lejos como para poder ser alcanzados por sondas en órbita. Por ello, se tiene más información de los cuatro interiores. El más próximo es Metis. Descubierto 

gracias a las imágenes de Voyager 1 en marzo de 1979, recibe el nombre de una de las Titanes de la mitología griega, siendo la primera esposa de Zeus. Rodea a Júpiter a una distancia media de 128.000 km. en una órbita casi circular, necesitando siete horas y media en completar una revolución alrededor del planeta. Todo lo que sabemos en general sobre Metis procede de Galileo. Su forma es bastante irregular (60 x 40 x 34 km.), aunque su masa no se conoce con exactitud. A pesar de solo tener imágenes lejanas y borrosas, sabemos que su superficie está marcada por los cráteres, y exhibe un tono rojizo. Rota de manera sincronizada con su traslación, apuntando su eje longitudinal hacia Júpiter. Esto hace que la cara que está en la dirección orbital sea mucho más brillante que la opuesta, probable resultado de las agresiones que sufre. Debido a su situación orbital, es de los pocos satélites del sistema solar cuya órbita está decayendo, por lo que en el futuro acabará entrando en la atmósfera. Metis es, además, uno de los dos satélites pastores del anillo joviano, manteniendo las partículas que lo forman en su sitio, con el satélite habitando dentro de un hueco de aproximadamente 500 km. dentro del propio anillo, proporcionándole además de material. En el otro extremo del anillo está Adrastea. Nombrada por la madre adoptiva de Zeus en la mitología griega es, 

de los cuatro interiores, el más pequeño. Fue descubierto gracias a las imágenes de Voyager 2 en julio de 1979, siendo el primer satélite encontrado por una sonda espacial. A causa de su diminuto tamaño solo conocemos su forma, (20 x 16 x 14 km.), aunque podemos suponer que posee características similares a las de Metis. Su órbita, a 129.000 km. de las capas superiores de Júpiter, la sitúa casi en el borde externo del anillo, la zona más densa, por lo que es muy posible que sea la fuente del material de esta sección del anillo. Como Metis, tarda poquísimo en completar una órbita (casi ocho horas) y, aunque no podemos confirmarlo al 100%, su rotación también está sincronizada con su órbita, con lo que su eje longitudinal también encara al planeta. Por si fuera poco, Adrastea también está en una órbita que decae hacia Júpiter, por lo que llegará el momento en que entre en su atmósfera. El mayor de todos recibe el nombre de Amaltea. Nombrada por una ninfa de la mitología griega, este satélite fue el quinto descubierto alrededor de Júpiter, y no fue hasta el 9 de 

septiembre de 1892 que el astrónomo Edward Barnard lo localizó. Por su tamaño, ha sido el mejor observado por las sondas, con imágenes decentes tomadas por las Voyager y por Galileo. Amaltea dista de las capas superiores de Júpiter 181.000 km. siguiendo una trayectoria también casi circular. Es de dimensiones notables (250 x 146 x 128 km.), y gracias a la información de Galileo sabemos que su densidad es muy baja (0.86 g/cm³), implicando gran cantidad de hielo o un interior muy poroso, o ambos a la vez. Su superficie está muy moteada de cráteres, siendo Pan el mayor, con 100 km. de diámetro. También su superficie exhibe un tinte rojizo, en este caso se puede atribuir a Io y todo el material que expulsa y termina depositado en la superficie de Amaltea. En su superficie, además, resaltan dos manchas muy brillantes, que alcanzan los 25 km. de diámetro. Una característica llamativa es que su situación con respecto a Júpiter hace que su órbita, que dura casi 12 horas, le permita estar sincronizado con la propia rotación del planeta. Esta característica bien podría ser de utilidad para así poder colocar allí un observatorio de Júpiter, entregando unas vistas verdaderamente embriagadoras, aunque actualmente es una mala decisión, por encontrarse muy en el interior de la sopa radiactiva de Júpiter, con niveles de radiación mortales de necesidad. Por si fuera poco, Amaltea da forma a un anillo propio, levemente más exterior que el principal joviano por las partículas que expulsa debido a los impactos de meteoritos que hace que, como Metis, su cara delantera sea más brillante que la trasera. Solo Galileo se ha acercado muy cerca de Amaltea, pasando a 244 km. el 5 de noviembre del 2002. Lamentablemente, el tiempo pasado dentro de las zonas de más alta radiación en el entorno joviano ya había averiado fuertemente sus instrumentos de escaneo remoto, lo que hizo imposible tomar imágenes o espectros de él. Más separado esta Thebe. También nombrado por una ninfa de la mitología griega, fue 

descubierta usando imágenes de las dos sondas Voyager, para posteriormente Galileo entregarnos todo lo que sabemos actualmente. Dista de Júpiter casi 222.000 km., siguiendo una órbita más elíptica que las de sus compañeras y, como con Amaltea, es fuente de su propio anillo alrededor del planeta. Posee unas medidas de 116 x 98 x 84 km., y como el resto, rota sincrónicamente. El rasgo superficial más prominente es el cráter Zethus, de 40 km. de diámetro, situado en el hemisferio opuesto al planeta, contando más de ellos en los otros lados del planeta. Como los demás, es de color tirando a rojo, y cara delantera, la que está en la dirección orbital, es más brillante que la opuesta. En cuanto a tiempo de órbita, más de 16 horas. El resto de satélites pequeños están muy lejos, son muy pequeños, y orbitan alrededor de Júpiter de una forma tan caótica (algunos orbitan en planos muy altos respecto al ecuador joviano, otros orbitan en dirección opuesta a la rotación del planeta) provoca que explorarlos sea casi imposible. Cualquiera podría decir que Juno podría, pero está demasiado cerca del planeta. Del único exterior del que sabemos algo es Himalia. Esta luna, descubierta por Charles Dillon Perrine el 3 de diciembre de 1904 desde el observatorio Lick, es probablemente el más brillante de los pequeños, más que Amaltea. Está a casi 11 millones y medio de km. de Júpiter, necesitando 250 días en completar una órbita, y ésta trayectoria encima 

está inclinada a 27.5º con respecto al ecuador del planeta. Gracias a los sobrevuelos distantes de Cassini en el 2000 y de New Horizons en el 2007 tenemos alguna que otra imagen de él y suponer su forma. Teniendo en cuenta la distancia mínima entre Cassini e Himalia de 4.4 millones de km., las imágenes apenas lo mostraban como un punto de luz alargado. De estas imágenes se estimó un tamaño de aproximadamente 150 x 120 km., aunque observaciones de ocultación desde Tierra lo agrandaron un poco, a 205 x 141 km. En cuanto a su composición, parece ser similar a los asteroides tipo C, aunque en el espectro infrarrojo parece indicar la presencia, aunque mínima, de agua. Del resto, habrá que esperar a una misión específica para ellos.

Hemos decidido saltarnos de momento Saturno y centrarnos en Urano. El inexpresivo gigante de hielo de color azul verdoso tiene a su alrededor 27 lunas conocidas, de las cuales sabemos de las cinco mayores. Después que Voyager 2 pasara por allí en 1986, se añadieron 10 más, y desde entonces el número ha crecido hasta el total actual, con algunos descubiertos por el telescopio Hubble. Los satélites de Urano comparten dos peculiaridades: orbitan casi en el plano ecuatorial del planeta (que está a 98º de la vertical), y que sus nombres vienen de obras de la literatura. Puesto que los 11 últimos fueron encontrados con posterioridad al encuentro de Voyager 2, nos centraremos en los que pudo encontrar. Todos ellos son satélites interiores a Miranda, el más pequeño de los interiores, y son, además, satélites pastores del oscuro sistema de anillos que rodea Urano. Cordelia es el más cercano, orbitando el planeta a casi 50.000 km. de 

sus nubes superiores. Es un satélite pastor del anillo Épsilon (e), con unas dimensiones aproximadas de 50 x 36 x 36 km. Debe su nombre a un personaje de la obra de Shakespeare Rey Lear. Ofelia (su nombre sale de Hamlet) es el siguiente, alejado de Urano en casi 53.800 km., con un tamaño similar a su antecesor (54 x 38 x 38 km.), pastoreando también el anillo Épsilon. Bianca (nombre procedente de La Fierecilla Domada) es la siguiente, a 59.200 km. de la capa superior de nubes de Urano. Algo mayor que sus antecesoras (64 x 46 x 46 km.), es un objeto de color gris que, a diferencia de otros, no pastorea ningún anillo. A casi 62.000 km. del planeta, se sitúa Cressida (nombre procedente de la obra Trolio y Crésida). De unas medidas aproximadas de 92 x 74 x 74 km., orbita en una suerte de resonancia 3:2 con el anillo Eta (h), provocándole perturbaciones que han permitido hacer la única determinación de masa entre los nuevos satélites de Urano, lo que ha permitido calcular una densidad ínfima, de más o menos 0.86 g/cm³. Desdemona (de la obra Otelo) no se distancia demasiado de 

Cressida, orbitando Urano a unos 62.700 km. de distancia. Se le supone un diámetro de 90 x 54 x 54 km., mostrando un color gris en superficie. Podría colisionar con Cressida en los siguientes 100 millones de años. Juliet (procede de Romeo y Julieta) está algo más alejada, a 64.400 km., pareciendo un objeto alargado de 150 x 74 x 74 km. Corre el riesgo de colisionar con Desdemona. Portia (de El Mercader de Venecia) ya se encuentra a poco más de 66.000 km., libre de riesgos de colisiones, y se le calculan unas dimensiones de 156 x 126 x 126 km. Lo peculiar es que su órbita está decayendo, por lo que la gravedad de Urano acabará rompiendo el satélite, transformándolo en un nuevo anillo. Además, gracias al telescopio Hubble, sabemos que, al menos, posee hielo en superficie. Rosalind (procede de Como Gustéis) orbita Urano a casi 70.000 km. de distancia. Se

piensa que es esférico, y se le adjudica un diámetro de 72 km. interesantemente, está en una resonancia orbital con Cordelia en la que, por cada tres de Rosalind, Cordelia realiza cinco. Belinda (nombre extraído de El Rizo Robado de Alexander Pope) ya se encuentra a más de 75.000 km. del planeta, sus medidas son de, al menos, 128 x 64 x 64 km., y contando con una superficie tirando a gris y un albedo, como el resto, muy bajo, de aproximadamente 0.08. Perdita (de Cuento de Invierto, de Shakespeare), aunque encontrado junto con los otros por Voyager 2, no fue reconocido finalmente hasta el 2003 gracias al telescopio Hubble. Orbita a más de 76.000 km., se le supone relativamente esférico, con un diámetro de 30 km. curiosamente, está en resonancia orbital con 

Belinda (43:44), y cerca de estarlo con Rosalind en 8:7. Y finalmente, Puck. Su nombre viene de El Sueño de una Noche de Verano, y parece ser el mayor de los interiores. Voyager 2 pasó a casi 500.000 km. de él, y nos permitió ver un satélite irregular de 162 km. de diámetro, muy oscuro, y con cráteres por casi toda su superficie, en el que domina Bogle, de unos 45 km. de diámetro. Aunque de color gris, también enseña huellas espectrales de agua. Lo más probable es que, dado su albedo de 0.11, el material oscuro sea material orgánico oscurecido por el bombardeo de la radiación. Así podéis entender el déficit de misiones a los gigantes de hielo.

Lo mismo que hemos contado de Urano puede aplicarse a Neptuno. Antes de Voyager 2, solo conocíamos 2, la sonda amplió la cuenta a 8, y actualmente conocemos 14. Los seis localizados en 1989 son más interiores que Tritón, y el otro conocido antes del sobrevuelo, es más lejano, y con una órbita realmente 

notable. La luna más cercana a Neptuno es Naiad. Orbita a una distancia de algo más de 48.000 km. de la capa superior de nubes del planeta, y se le creen unas dimensiones de 96 x 60 x 52 km. se sospecha que es una pila de restos de un satélite anterior que quedó destrozado por la llegada y captura de Tritón en el sistema. Lo más peculiar es que se encuentra en una rarísima resonancia orbital con el siguiente satélite, Thalassa. Cada 21 días aproximadamente, Naiad pasa dos veces por encima, y luego dos veces por debajo de Thalassa a distancias de casi 3000 km., a pesar de que la distancia real entre las órbita es algo inferior a los 2000. Así entre Naiad y Thalassa (que dista a poco más de 50.000 km., y se le calculan unas medidas de 108 x 100 x 52 km.) hay una resonancia orbita extrema de 73:69. Despina es el tercer satélite en distancia, separado de Neptuno por 52.000 km. de espacio. Es mayor que los dos anteriores, con dimensiones aproximadas de 180 x 148 x 128 km. y, como los dos anteriores, parece ser el resultado de una acreción de los restos de un satélite antiguo destruido por la incorporación de Tritón. Dada su posición dentro del anillo Le Verrier (nombrado así por uno de sus descubridores) podría pastorearlo, aunque en el futuro podría caer a Neptuno o descomponerse para formar otro anillo, al estar en una trayectoria que decae hacia el planeta. Algo parecido le pasa a Galatea. Distando de Neptuno a casi 62.000 km., le sitúa en el entorno del anillo Adams, al que parece pastorear. Se encuentra por debajo del umbral de la órbita sincrónica con Neptuno, por lo que también su órbita decae, lo que provocará un destino similar al de Despina, para un satélite de 204 x 184 x 144 km. Larissa, aunque oficialmente adjudicada a Voyager 2, fue descubierta inicialmente, y por casualidad, en 1981 por un grupo de cuatro astrónomos. Se separa del planeta por algo más de 73.500 km. y, gracias a las imágenes 

próximas tomadas por la sonda cuando visitó el sistema, tenemos una idea de su forma, con unas medidas de 216 x 204 x 168 km., con un margen de error de 10 km., acercándose lo suficiente como para obtener imágenes con resoluciones de hasta 4.2 km. por pixel. Lo que se muestra, aunque borrosa, es una superficie rugosa, en la que parecen existir algunos cráteres notables. Como ocurre con los satélites antes que ella, también caerá al planeta. Este no es el caso de Proteo. El mayor satélite irregular del sistema solar (424 x 390 x 396 km) dista de Neptuno 111.600 km., y orbita de tal modo que su 

rotación está sincronizada con su órbita. Voyager 2 se acercó a menos de 145.000 km, permitiendo obtener imágenes casi nítidas de este enorme escombro, mostrando una superficie muy rugosa, plagada de cráteres (el mayor, Pharos, de entre 230 y 260 km.) acompañados por escarpaduras, valles y surcos. Su color es muy oscuro (albedo de 0.096), y como otros satélites exteriores, su composición puede estar dominada por componentes orgánicos, como hidrocarburos o cianuros. Por su distancia, se piensa que fue capturado. Por su forma, parece que, como Vesta, ha sido excavado y erosionado por los impactos asteroidales. Y terminamos este repaso por los satélites de Neptuno por Nereida. Localizado por Gerard Kuiper en 1949, llama la atención por sus efemérides orbitales. Su distancia media a Neptuno es de 5.514.000 km., pero su perigeo es de casi 1.4 millones de km., y su apogeo se acerca a los 9.7 millones de km., siendo el satélite con la órbita más 

excéntrica del sistema solar. Tarda en completar este circuito, según las últimas mediciones, casi 11.6 horas. Como consecuencia de esta trayectoria, Voyager 2 lo tuvo complicado, estando nunca más cerca de 4.7 millones de km. Aunque su forma es desconocida, observaciones remotas han puesto un límite al diámetro de Nereida, fijándolo en 357 km., sospechándole algo alargado, y contando con hielo de agua en superficie, de ahí un albedo de 0.24, superior al del resto de satélites. Aunque esto es todo lo que podemos hacer desde aquí, la cosa podría cambiar si se selecciona la propuesta Discovery Trident, que apunta a estudiar Tritón como New Horizons indagó en Plutón.

Y a Plutón que nos vamos. Lo cierto es que no nos vamos a extender demasiado, con los cuatro menores que orbitan el último planeta, ya que esto lo reservamos para un mejor momento. Gracias a New Horizons 

tenemos buena información sobre Nix e Hydra, y no tanta de Styx y Kerberos. De los pequeños, Styx es el más cercano, separado de Plutón por 41.700 km., contando con unas medidas de 16 x 9 x 8 km., y no mucho más. El siguiente, Nix, ya se aleja del planeta a 48.700 km. más o menos, es un cuerpo irregular de 49.8 x 33.2 x 31.1 km., y en su superficie domina una estructura circular, lo más seguro un cráter de impacto. Kerberos, el segundo más pequeño (19 x 10 x 9 km.) ya dista de Plutón casi 58.000 km, y por la forma, podría recordar al cometa Churyumov-Gerasimenko. Y finalmente, Hydra. Alejado del planeta unos 65.000 km., posee una forma particular (50.9 x 36.1 x 30.9 km.) y exhibe varios cráteres, probablemente de impacto. Estos cuatro comparten peculiaridades, como espectros similares (con mucho hielo de agua en superficie), rotaciones caóticas, e incluso resonancias orbitales, tanto entre sí (especialmente Styx, Nix e Hydra) como con el sistema Plutón-Caronte. Mereció la pena investigarlos.

Obviamente, no están todos, y todavía faltan los de Saturno. En su caso, es ya tanta la información que hemos obtenido gracias a Cassini que merecen sección aparte. Ya llegaremos a esa parte, prometido.

Ventana al Espacio (CXXXVI)

La galaxia NGC 4244, desde Akari.

Las próximas misiones a Marte: Perseverance

Por lo general, cuando algo triunfa, se suelen exigir repeticiones. El éxito de Sojourner en Marte en 1997 fue empuje suficiente para que, en el 2003, se mandaran allí los MER, que no tardaron en triunfar en sus misiones, hecho que motivó a la NASA a crear MSL, con Curiosity cosechando éxito tras éxito, una misión que, casi ocho años después de llegar al planeta rojo, sigue rodando por allí. Por ello, al poco de llegar brillantemente, la más alta autoridad del país motivó a la NASA para enviar, no antes del 2020, un nuevo rover que fuera más allá. Ya en el 2020, el nuevo vehículo está a las puertas del lanzamiento.

Antes de ponerse manos a la obra, primero había que decidir qué debía hacer en nuevo rover. Como se recordará, Sojourner era un ensayo tecnológico que proporcionó también datos sobre la geología de la zona de aterrizaje. Por su parte, los gloriosos Spirit y Opportunity se diseñaron para ser verdaderos geólogos de campo, con la misión concreta de buscar señales que indicaran la existencia de agua en la superficie marciana. Yendo un paso más allá, la tarea de Curiosity era ya la de ver si, en tiempos pretéritos, Marte tuvo las condiciones necesarias para apoyar la vida, por minúscula que fuera. Como paso lógico, el proyecto Mars Rover 2020 se abrió para tratar de buscar los restos fosilizados de esas probables formas de vida que hubieran prosperado en el entorno primigenio marciano. Con este proyecto tan ambicioso en mente, ya había con que trabajar.

Desde su puesta en marcha hasta ahora, son muchas las cosas añadidas al proyecto. El nuevo rover no solo se dedicaría a eso, también será el primer paso para la hercúlea tarea de llevar al ser humano al planeta rojo, lo que ha supuesto añadir elementos que proporcionen los primeros datos valiosos en ese sentido. Sin embargo, una cosa se mantiene: para hacer el proyecto asumible económicamente, desde el principio se especificó que Mars Rover 2020 debía heredar, en todo lo posible, repuestos y tecnología que habían hecho de Curiosity el éxito que es. Centrándose en mejorar lo existente, y en añadir nuevas prestaciones, la misión llega puntualmente a la cita.

Hasta el más mínimo detalle, Mars Rover 2020 hereda casi hasta el último tornillo de repuesto del sistema de vuelo completo, que no solo comprende el rover, la pieza central, también el resto de componentes que llevarán hacia su destino al vehículo. ¿Qué hay del nombre? Como ya es tradición, la tarea de bautizarlo ha recaído en un concurso lanzado a los centros educativos del país. La verdad es que las alternativas finalistas no es que fueran de lo mejor que hemos visto, pero en fin… Al final, la entrada ganadora ha nombrado al rover como Perseverance, en cierto modo aceptando que la perseverancia es la cualidad necesaria para la exploración continuada del planeta rojo.

Cuando uno compara a Curiosity con Perseverance, a simple vista pueden parecer gemelos, pero una inspección exhaustiva muestra que en realidad son primos hermanos. Es cierto que el ADN de Curiosity está ahí, ya que el diseño de la plataforma, esquema de suspensiones, mástil de instrumentos y brazo robótico son repuestos o nuevas construcciones derivadas directas. Sus medidas son prácticamente idénticas, con tres metros de largo (sin contar los más de dos metros de longitud del brazo robótico), 2.7 de ancho y 2.2 metros de altura con el mástil extendido, y una altura libre al suelo de unos 78 cm. Los sistemas que gestionarán a Perseverance se almacenan dentro de la plataforma, y son repuestos dejados de Curiosity. Así, cuenta con dos ordenadores, cada uno centralizado en un procesador RAD750 de 256 MB de memoria RAM dinámica, y modificados para intentar paliar los problemas informáticos que han golpeado de vez en cuando al MSL. Además, cada uno cuenta con una memoria flash de 2 GB de capacidad. En el apartado de comunicaciones, cuenta con comunicación directa

con Tierra mediante banda-X (un transpondedor tipo SDST) conectado a una antena de alta ganancia direccional en dos ejes y una de baja ganancia omnidireccional, así como un sistema ELECTRA-Lite UHF para interconectarse con los orbitadores equipados con relés en esta frecuencia, empleando una antena exclusiva. El sistema de movilidad sigue siendo el mismo esquema Rocker-Bogie de seis ruedas, con ambos lados conectados mediante un diferencial y cada rueda acoplada a un motor eléctrico, siendo las ruedas de las esquinas las encargadas de hacer maniobrar a Perseverance en superficie. Uno de los cambios más importantes son las propias ruedas. Son algo distintas que las de Curiosity, unos 52 cm. de altura y algo más estrechas, y se han modificado en grosor para hacerlas más

resistentes al desgaste, además de añadir nuevas bandas de rodadura, no solo en diseño, también en cantidad (48 por los 24 de Curiosity) para evitar provocar demasiada presión en ellas mientras circula. Tampoco hay cambios en la generación de energía, recurriendo al Generador Termoeléctrico de Radioisótopos Multimisión o MMRTG, que carga 4.8 kg. de plutonio-238, generando electricidad a partir de la desintegración natural radioactiva de la sustancia. La energía no alimenta directamente al rover, sino que pasa a las dos baterías de ión-litio para así poder funcionar en superficie. Los verdaderos cambios empiezan en el extremo del brazo robótico. Como el de Curiosity, el de Perseverance mide 2.1 metros y cuenta con cinco grados de libertad, pero lo importante es lo que se encuentra situado en la torreta. Además de dos de los instrumentos, cuenta con otras herramientas, y la básica es el taladro. Vale, Curiosity también, pero el del nuevo rover es distinto en

muchos aspectos. Como PADS, el de Perseverance es también un sistema de perforación tipo percutor, aunque es capaz de perforar únicamente por rotación. Las diferencias comienzan en su función básica. Mientras PADS perforaba muestras de roca para pulverizarlas y entregarlas a sus instrumentos analíticos, el de Perseverance es capaz de tomar núcleos completos. La punta del taladro será capaz de hacer agujeros de 27 mm. (por los 16 de Curiosity) y extraer núcleos de 13 mm. de diámetro por 60 de largo. Otra gran diferencia está en las puntas del taladro. PADS posee la capacidad de, si una punta se rompe o atasca (cosa que no ha sucedido hasta la fecha), separarla y cambiarla. En Perseverance, se ha añadido un carrusel de nueve puntas intercambiables para distintos usos: dos sirven para tareas de abrasión, seis para adquisición de núcleos, y una última para recogida de regolito. Una vez usada cada punta, es devuelta al carrusel. La razón de este sistema tan complejo es porque en el futuro se plantea traer a la Tierra muestras marcianas. En los

círculos astronómicos la misión de retorno de muestras marcianas lleva décadas en las cabezas pensantes que gestionan los programas, y tras mucha discusión, se decidió que Perseverance contara con un sistema de adquisición, manejo y almacenamiento de muestras. El proceso comienza seleccionando una zona prioritaria a perforar. El proceso continúa seleccionando la punta más apropiada, insertando en ella uno de los 43 tubos de muestras, para acoplarlo al taladro. Una vez recogida la muestra (núcleo o regolito) el conjunto de punta y tubo vuelve al interior, las dos piezas se separan y el tubo con la muestra entra dentro del vientre del rover hacia el sistema de manejo de muestras. Este elemento es otro sistema tipo carrusel, plagado de partes móviles que, además de esos 43 tubos, cuenta también con 5 tubos testigos diseñados para capturar en su interior todo tipo de contaminantes, como gases emitidos por el rover, materia orgánica terrestre o los elementos químicos provocados por el encendido de los motores, para comprobar que al recoger las muestras, no quedan contaminadas con nada terrestre. Estas muestras no quedarán encerradas dentro indefinidamente; por el contrario, en momentos escogidos por la gente de la misión, estos tubos se irán depositando en la superficie, con el objetivo de que, en el futuro cercano, puedan ser recogidos por una nueva misión específica. Volviendo a la torreta, posee dos herramientas básicas: una de ellas es un sensor de contacto con el terreno, para detener el brazo en caso de tocar suelo, y la herramienta de extracción de polvo que, a diferencia del cepillo de Curiosity, utiliza gas. Pasando a las cámaras de ingeniería, cuenta con nueve. Seis son las

HazCam, cámaras de prevención de riesgos, y dos las NavCam, las cámaras de navegación. Con respecto a las de Curiosity, supone una reducción de cuatro. Para Perseverance, se ha hecho un rediseño de estos dos grupos, con lentes más eficaces, tanto en resolución como en cobertura, y sensores CMOS de 20 megapixels con filtros Bayer para capturar imágenes en color. Las HazCam están situadas cuatro en la parte delantera de la plataforma, y dos en la trasera, a cada lado del RTG (altura al suelo, aproximadamente 0.7 metros), mientras que las NavCam se sitúan en el mástil de escaneo remoto, en los extremos de la parte inferior, y desde su percha a casi 2 metros del suelo, pueden distinguir objetos del tamaño de una pelota de golf a 25 metros de distancia. La novena es novedad, y es la CacheCam. Situada en la parte superior de contenedor del carrusel de muestras, permite ver cada tubo, para comprobar que conserva una muestra en su interior. A estas hay que sumar otras dos: una que observará el descenso apuntando hacia abajo, captando imágenes monocromáticas sobre un sensor de 1024 x 1024 pixels, y otra que observará hacia arriba, para registrar qué hace la etapa de descenso en medio de todo el proceso. Por si faltara poco, también cuenta con un micrófono, situado en un lateral de la plataforma, con el que se quiere grabar los sonidos del descenso a la superficie, además de los movimientos y actividades con Perseverance ya en superficie. Como en los rovers anteriores, una unidad de medición inercial mantendrá los pies en el suelo al vehículo y, aunque mecánicamente es capaz, como sus antecesores, subir pendientes de 45º, estará limitado electrónicamente a 30º. Uno de los cambios más notables está en el software, diseñado para hacer a Perseverance más autónomo en sus operaciones, liberando tiempo al equipo científico a la hora de planificar las actividades. Así, el nuevo sistema de navegación, en cooperación con las HazCam, permitirá al rover cubrir más terreno de lo que ahora es posible, al hacer cálculos en tiempo real de los accidentes frente al vehículo. Además, cuenta con una herramienta de planificación interna que le permitirá emplear los recursos de a bordo de una manera autónoma y efectiva, recordando a uno de los experimentos tecnológicos realizados en Deep Space 1 hace ya muchos años. La ciencia la proporcionarán seis aparatos, además de contar con un experimento tecnológico, con la vista puesta a las futuras misiones tripuladas. Tres son versiones mejoradas de las que lleva Curiosity, las otras tres son novedades. Los ojos principales de Perseverance son las dos MastCam-Z. Podrían ser réplicas de las de

Curiosity, pero son más avanzadas, especialmente al disponer de algo muy importante: capacidad de zoom. Aunque estructuralmente parecen idénticas, la capacidad de zoom añade una notable complejidad. Cada una es un sistema refractor, contando con seis grupos de lentes, si bien los únicos móviles son los números cuatro y cinco, contando con tres y cinco lentes cada uno. Cuentan con un rango de zoom de 27 a 110 mm. (de f/7 a f/10), permitiendo ver objetos de 3 cm. a 100 metros en el modo ancho y en el modo estrecho de casi 7 mm. a la misma distancia. Los sensores son CCD de filtro Bayer de 1600 x 1200 pixels, y cuenta cada una con una rueda de filtros de ocho posiciones, para observar tanto en luz visible como en el infrarrojo cercano, así como al Sol con un filtro especial. El de la cámara izquierda, además, el filtro se ha adaptado para ver al Sol usando el filtro Bayer del CCD. El interfaz digital, similar al de Curiosity, permite almacenar hasta 8 GB de imágenes para cada cámara. Situadas a 2 metros del suelo, cuentan con una separación de 24 cm. MastCam-Z permitirá obtener imágenes y vídeo en alta resolución y definición no solo para propósitos de planificación (que será útil cuando se forman imágenes 3D), también para estudios geológicos para la búsqueda y la documentación de zonas interesantes a explorar. Cuando se dejen los tubos de muestras en la superficie, las imágenes serán de suma importancia para cuando se vayan a buscar, fijando puntos de referencia válidos. Si ChemCam os pareció espectacular, SuperCam os dejará boquiabiertos. El

espectrómetro láser remoto de rotura es una herramienta básica para Curiosity, y SuperCam en Perseverance irá más allá. Comparte ese aspecto de cíclope gracias al telescopio de la Micro-Cámara Remota (ahora a color) y el emisor láser situado en lo alto del mástil, mientras que para los estudios geológicos añade nuevas capacidades, como una ampliación en la gama de visible a infrarrojo, la inclusión de la espectrometría raman en luz visible, y el añadido de un micrófono. Los dos componentes de SuperCam, es decir, los sistemas sobre el mástil y el conjunto de espectrómetros dentro del rover se acoplan mediante cables fibra óptica. Los únicos medios activos remotos de medición son la espectrometría de rotura LIBS y el método raman, el resto son medios

pasivos. Empleando los láseres, SuperCam puede alcanzar distancias de hasta 7 metros. Tanto la cámara como la espectroscopia en visible e infrarrojo son métodos pasivos. El método raman, nuevo en Marte, irá a la búsqueda de elementos químicos concretos, mientras que el resto se centra en la geología de la zona a estudiar. En cuanto al añadido del micrófono, las pruebas en Tierra han demostrado que las distintas rocas suenan distinto cuando un láser las agrede. Por ello, se podrá hacer un estudio mejorado de qué rocas hay en Marte a partir del sonido que emitan al ser alcanzadas por el láser. Eso sí, el micrófono, situado en una pequeña prolongación en la parte delantera de la carcasa, no podrá oír nada a más de 4 metros de distancia. MEDA, el Analizador de Dinámica Medioambiental de Marte, es la estación meteorológica embarcada. Deriva de REMS, pero

con nuevos elementos. A los sensores de viento y temperatura se añade un sensor de presión, sensor de humedad relativa, sensor de radiación y polvo, con cámara incorporada, y un sensor de infrarrojo termal. Los interesantes son TIRS y SkyCam. El primero busca medir la temperatura del aire y del suelo con precisión, y para ello el sistema está situado en el mástil, a 1.5 metros del suelo. TIRS cuenta con capacidad para observar tanto hacia el suelo como hacia el cielo, y tomar mediciones en cinco canales distintos, en longitudes de onda que van de los 0.3 a los 30 micrones. En cuanto a la SkyCam, dentro del Sensor de Radiación y Polvo, es una cámara con lente de ojo de pez (deriva de las usadas en los MER y Curiosity) de longitud focal de 5.6 mm. y un sensor CCD sin filtro Bayer. Dada su posición, solo se encargará de estudiar la cantidad del polvo depositado, y de las propiedades de ese polvo. En general, MEDA estudiará el entorno del rover para obtener temperatura, presión atmosférica, velocidad y dirección del viento, nivel de humedad y de radiación y la cantidad de polvo depositado sobre el vehículo. Los dos siguientes están situados en la torreta del brazo robótico. SHERLOC, Escaneando Entornos Habitables con Raman y Luminiscencia en busca de elementos Orgánicos y Químicos, combina espectroscopia de fluorescencia y de resonancia raman, ambos en ultravioleta. Para las dos tareas, cuenta con un láser emisor de luz ultravioleta emitiendo en la región de los 248.6 nm, generando puntos de 100 micrones de diámetro. SHERLOC apunta a localizar las bioseñales fosilizadas de los probables

microorganismos encerrados en rocas o afloramientos, buscando los elementos químicos que son marcadores de la vida, como el carbono, el hidrógeno, el nitrógeno, el oxígeno, el fósforo o el azufre, entre otros. La espectroscopia de fluorescencia y raman la hace un único sistema. El pulso láser rebota en la superficie, entrando en el instrumento a través de una combinación de soporte óptico y escáner, de ahí al espectrómetro, que emplea como detector un CCD de 512 x 2048 pixels. El láser está coalineado con la llamada Cámara de Contexto y Autoenfoque o ACI, que emplea una copia aproximada del sistema óptico de la cámara MAHLI de Curiosity, incluyendo su capacidad de enfoque, entregando la luz a un CCD de 1600 x 1200 pixels monocromático. Por si fuera poco, SHERLOC cuenta con WATSON, el Sensor Topográfico de

Campo Ancho para Operaciones e Ingeniería, que es, básicamente, una repetición de la propia MAHLI, que no solo se usará para las operaciones de SHERLOC, también para observar al rover para comprobar su estado general. Otro aspecto de SHERLOC que llama la atención está en su objetivo de calibración, en el que han instalado materiales utilizados en la fabricación de los trajes espaciales, cuyo objetivo a largo plazo es ver cómo estos materiales se comportan en el entorno marciano, ayudando así al diseño de equipos de EVA aptos para el entorno marciano. PIXL, el Instrumento Planetario para Litoquímica en rayos X, es un sistema de espectroscopia de fluorescencia de rayos X en miniatura. Busca estudiar la composición química de las rocas de forma similar a la de los

instrumentos APXS enviados a Marte en misiones anteriores, aunque con el enfoque a buscar las idóneas para ser recolectadas para su posterior envío a la Tierra. Para ello cuenta con una fuente emisora de rayos X, dos detectores de deriva de silicio y un sistema de contexto óptico formado por una microcámara y diversas luces LED como fuente de iluminación para iluminar el objetivo y poder hacer imágenes a color y ultravioleta, en patrones de 3x5 y 7x7, permitiendo calcular la distancia al objetivo. Además, cuenta con un mecanismo móvil de seis patas para poder escanear de forma más completa la roca seleccionada partiendo de una huella de entre 100 y 150 micrones de diámetro. Por último, está RIMFAX, la Cámara Radar para Experimentos de Subsuperfice Marciana. Es el primer radar penetrador del suelo enviado al planeta rojo, con la intención de estudiar la estructura del subsuelo de Marte. Las antenas quedan situadas en la parte trasera inferior de la plataforma,

bajo el RTG, y trabajará en modo de onda continua de frecuencia modulada. Trabajará en un rango de frecuencias que queda intermedio a los radares orbitales MARSIS (Mars Express) y SHARAD (MRO) con la intención de proporcionar mejor resolución que ellos, así como tener mayor poder de penetración del radar que portará el rover europeo Rosalind Franklin, que volará como parte de la segunda misión ExoMars no antes del 2022. Contará con la capacidad de penetrar hasta 500 metros, captando la estratigrafía del subsuelo con resoluciones verticales de entre 5 a 20 cm., obviamente mejores de lo que se obtiene desde la órbita. La intención con este aparato noruego es sondear bajo el suelo para entender así la evolución marciana, tanto geológicamente como medioambientalmente, proporcionando además contexto al resto de la misión. Por último, está MOXIE, el Experimento de Oxígeno Marciano mediante ISRU. Este sistema de prueba tecnológico es el primer paso hacia el concepto denominado

Utilización de Recursos In-Situ. La intención es ver si poseemos la tecnología necesaria para aprovechar los materiales marcianos en beneficio de las misiones tripuladas. En el caso de MOXIE, pretende crear oxígeno respirable a partir de los gases atmosféricos. Como todo aparato de prueba tecnológica, es muy complejo, pero lo que se busca es que el aparato absorba el CO₂ atmosférico, lo calienta, para después dividir el dióxido de carbono de forma electroquímica en CO por un lado, y oxígeno por otro. El oxígeno es analizado para estudiar su pureza y, tras ser refrigerado, se expulsa de nuevo a la atmósfera, junto con los otros productos separados. En caso de funcionar, significaría que no habría que transportar voluminosos tanques de oxígeno para crear una atmósfera respirable en el hábitat a situar en superficie, o para fabricar combustible para cohetes permitiendo el retorno a la Tierra, necesitando una especie de reactor que haga el proceso que ensayará MOXIE en Marte. Con todo en su lugar, Perseverance declara una masa de 1.025 kg.

No es lo único que llegará a Marte. Siguiendo la estela creada por los Cubesats MarCO, a bordo de Mars Rover 2020 hay una tecnología de demostración basada también en un Cubesat. La idea es la siguiente: tanto los MER como Curiosity han dedicado y dedican demasiado tiempo a estudiar el terreno con sus cámaras para decidir hacia dónde ir posteriormente. Pero, ¿y si les liberamos de esa tarea? La propuesta ha sido la de enviar junto a Perseverance un microhelicóptero equipado con cámaras que vuele a lo largo de la ruta del rover para ver qué accidentes geológicos hay y buscar zonas interesantes que explorar. Tras pruebas satisfactorias, se decidió mandar el Mars Helicopter, ahora conocido como Ingenuity. La estructura se basa en un tubo central hueco como elemento principal al que se han acoplado el resto de componentes. En la parte inferior del tubo está el fuselaje, o cuerpo, del pequeño helicóptero, contando con casi todo lo básico para funcionar: ordenador (basado en un microprocesador Snapdragon, operando bajo Linux, con 2 GB de RAM y memoria flash de 32 GB), batería de ión-litio de seis células, una unidad de medición inercial en miniatura acompañada por un inclinómetro, un altímetro, una cámara de navegación (apuntando hacia abajo, obteniendo imágenes monocromáticas de 640 x 480 pixels), y una de observación frontal para imágenes a color en alta resolución mediante filtro Bayer de 4208 x 3120 pixels, sistema de comunicaciones directo a la Tierra operando a 900 MHz, y un sistema termal pasivo. Cuenta con cuatro patas como tren de aterrizaje, fabricadas en fibra de carbono y epoxi, y conectadas al fuselaje mediante unas bisagras que actúan también como amortiguadores. Lo más importante es el sistema de rotores, situado en la parte superior, y contando con dos situados uno

sobre otro, y girando en forma contrarrotante. Las palas de los rotores miden 1.21 metros de largo, y se encuentran acopladas a tres motores eléctricos engranados a una caja de cambios de cuatro etapas que controla la velocidad, la altitud y la inclinación. Las palas alcanzarán velocidades de rotación de hasta 2400 rpm., y una vez operando en superficie, puede alcanzar distancias de vuelo de hasta 300 metros y altitudes de hasta 5 metros en un vuelo de 90 segundos de duración. El último componente es el panel solar, que corona a Ingenuity, proporcionándole la energía necesaria para funcionar en el entorno marciano. En total, no levanta del suelo más de 50 cm. Su masa, 1.8 kg. La misión de prueba durará 30 días una vez el helicóptero sea liberado en el suelo en una localización idónea. El helicóptero ha sido situado en la panza de Perseverance, y no será liberado inmediatamente, sino que esperarán a un momento y un lugar concretos y aptos para poder soltarlo. Su misión es independiente de las operaciones de Perseverance, por lo que su éxito o fracaso no está dentro de la misión del rover.

Para el vuelo desde la Tierra a Marte y el proceso de entrada, descenso y aterrizaje, usa herencia absoluta de Curiosity, con etapa de crucero y componentes de entrada idénticos; de hecho, son los repuestos. El conjunto completo mide 3 metros de alto y 4.5 metros de diámetro, y se divide en la propia etapa de crucero, un disco que contiene paneles solares, sistema de propulsión y tanques de combustible, así como sensores de actitud (escáner estelar y sensores solares) y sistema de control termal para evacuar el calor generado dentro del vehículo de descenso. Este último componente contiene los elementos que situaran a Perseverance e Ingenuity en la superficie, con el conjunto de escudo de reentrada y aerovaina, el paracaídas de 21.5 metros de diámetro y la mochila cohete que descenderá al rover hasta la superficie usando también la técnica Sky Crane. A todo esto, se le suman dos cámaras más: unas situadas para poder ver la expulsión y el inflado del paracaídas, y una situada en la mochila cohete para ver al rover mientras desciende. Al unirlas con las que lleva Perseverance para operar durante el descenso, el total es de siete. Por si faltaba poco, también habrá investigación sobre las condiciones durante la etapa de entrada y descenso. La investigación MEDLI2 pretende continuar la toma de mediciones sobre qué ocurre en el hardware cuando se le somete al proceso de atravesar la atmósfera. Para Mars Rover 2020, hay más y mejor instrumentación. Se compone de ocho transductores de presión, siete en el escudo de reentrada (uno hipersónico, el resto supersónicos) y el restante en la aerovaina, 11 termopares dentro de varias losetas cerámicas del escudo de reentrada y seis situados en el material termal de la aerovaina, y finalmente, sensores y un radiómetro para el flujo de calor en la reentrada, situados todos en la aerovaina. Todo este conjunto servirá para ayudar a entender el comportamiento del vehículo de entrada en el momento de atravesar la atmósfera marciana. El peso en báscula de todo el conjunto en el momento del lanzamiento se aproximará a las 4 toneladas.

Otro aspecto que Perseverance recoge de Curiosity es el lugar de lanzamiento y la configuración del lanzador que le enviará con destino al planeta rojo. De nuevo, el escogido es el Atlas V, en la variante 541, es decir, cofia de 5 metros, cuatro aceleradores expulsables y etapa superior Centaur con un solo motor. Su lanzamiento está previsto para no antes del 22, y en caso de alguna dificultad técnica, habrá oportunidades hasta el 15 de agosto, fecha en que está previsto que se cierre la ventana. Al ser una misión con contenido nuclear (el combustible del RTG) se hace necesaria la autorización presidencial.

El crucero durará siete meses, durante el cual se comprobará el estado de salud de los componentes y se realizarán las correcciones de rumbo necesarias para ponerle en el corredor de entrada atmosférica hacia su destino escogido. Sin importar la fecha de lanzamiento, Perseverance llegará a Marte el 18 de febrero del 2021. La secuencia de entrada, descenso y aterrizaje es también una continuación de la diseñada para Curiosity. Todo empieza con la separación de la etapa de crucero, varios minutos antes de contactar con la atmósfera. Quedándose solo el conjunto de entrada, los motores acoplados reorientarán el vehículo para ofrecer el escudo de reentrada al rozamiento atmosférico, situándolo en el ángulo preciso para cruzarla. Apenas roce con la atmósfera, los propulsores se dispararán, comenzando el proceso de entrada guiada para mejorar la precisión en el aterrizaje y generando sustentación, suavizando el calor sentido por el escudo de reentrada. Pasada la peor parte, la siguiente etapa es la expulsión del paracaídas, que ocurrirá a unos 7 km. de la superficie. Aquí empiezan las novedades. Para mejorar las posibilidades de llegar con mayor precisión al punto deseado, se han incluido diversas nuevas tecnologías. El primero es el Disparador de 

Distancia. Este sistema pretende cronometrar la apertura del paracaídas conociendo la posición relativa del vehículo de descenso con el lugar seleccionado para aterrizar. Así, en caso de sentir que se lo va a saltar, desplegará el paracaídas más pronto. En caso de quedarse corto, tardará más en lanzarlo. Con el paracaídas ya abierto y frenando el descenso, hay que empezar a soltar peso muerto. Por ello, lo primero en expulsar es el escudo de reentrada. Justo aquí comienza otro proceso nuevo que promete mejorar exponencialmente la exactitud del proceso de toma de Marte. Se le conoce como TRN o Navegación Relativa al Terreno. Usando la cámara de descenso monocromática situada en el rover, nada más separar el escudo de reentrada, se empezarán a tomar imágenes. La cámara se ha diseñado únicamente para esta tarea, para obtener imágenes no solo a una alta cadencia, también para mantener una aguda resolución bajo todo tipo de regímenes de descenso y velocidad. Todas las imágenes capturadas son comparadas a bordo de un ordenador especial fijado para esta tarea en el que hay un mapa actualizado de la región escogida como zona de aterrizaje. En caso de ver que se desvía del rumbo, este sistema provocará la activación de los propulsores de a bordo. Durante el proceso, se producirá la separación entre la aerovaina y el paracaídas de la etapa de descenso propulsado y el propio rover, a aproximadamente 1.5 km. de la superficie. En esta etapa el TRN es aun más importante porque podrá detectar zonas peligrosas para un amartizaje, de diámetros aproximados a 300 metros, y desviarse a zonas más seguras. Si el TRN tiene éxito, podría hacer terrenos considerados imposibles como accesibles a otras misiones. De hecho, si en anteriores misiones, en margen de error podía ser de entre 1 y 3 km., el TRN promete reducirlo a 60 metros, o menos. La mochila cohete, separada de la aerovaina, primero realiza una maniobra de desviación, antes de continuar con el descenso propiamente dicho, desviándose según sea necesario según el TRN y, a una altitud de unos 20 metros de la superficie, el Sky Crane hará descender a Perseverance para la última etapa del descenso. Cuando las ruedas del rover sientan el contacto con el suelo, los cables que le unen a la mochila cohete se cortarán, y ésta saldrá volando a una distancia segura. El proceso, de aproximadamente siete minutos, habrá depositado a Perseverance en la superficie.

El destino de Perseverance es el cráter llamado Jezero, nombrado por la ciudad del mismo nombre situada actualmente en Bosnia. Se encuentra en el borde noroeste de Isidis Planitia, hacia el sureste de Nili Fossae (coordenadas marcianas 18.4º N, 77.6 E). La razón de escoger este lugar es por su delta en su borde noroeste, al ser la desembocadura de un canal que parece ser bastante profundo. Allí se han detectado minerales arcillosos en abundancia, como la esmectita. La teoría es que el cráter Jezero (como el Gale, hogar de Curiosity o Gusev, el de Spirit) albergara en el pasado un lago. Como las arcillas se forman únicamente en presencia de agua, es un excelente candidato no solo para encontrar áreas alteradas por el líquido elemento, también un entorno apto para el desarrollo de vida. Y si hubo vida, podría haber quedado encerrada en esas rocas arcillosas en forma de fósil. A por eso va Perseverance.

El primer día del rover en superficie estará marcado, al igual que misiones anteriores, como el Sol 0, y las primeras actividades serán tomar imágenes con las HazCam (aún con la tapa puesta) y enviar las primeras señales, indicando que está bien y preparado para los siguientes pasos. En los siguientes días tocará comprobar que todo funciona, la descarga de la información recogida durante el proceso de aterrizaje, el despliegue del mástil de instrumentos y la separación de las tapas de las cámaras. Más tarde, se comprobarán los instrumentos y el sistema de movilidad. Cuando las cámaras en el mástil obtengan sus primeros panoramas, serán sus controladores los que decidan qué rumbo tomar, aunque si llega con la 

precisión buscada, ya hay ruta planificada. Como Curiosity, su tarea primaria se prolongará durante 687 días terrestres, es decir, un año marciano. Durante este tiempo, se busca explorar un lugar geológicamente diverso, comprobar la posible antigua habitabilidad del entorno, buscar señales de vida antigua fosilizada, con preferencia en rocas aptas para ello, y recoger muestras de roca y polvo para una eventual recuperación y transporte a la Tierra, sin dejar de lado las demostraciones tecnológicas para exploraciones futuras, tanto robóticas como tripuladas. En el caso de la recogida de muestras, será un proceso largo en el tiempo. Lo primero será seleccionar los objetivos más idóneos, primero desde la distancia con MastCam-Z y SuperCam, y luego desde cerca con SHERLOC y PIXL.

Cuando la roca o suelo de interés cumple los criterios del proyecto (y especialmente si se detectan las bioseñales que quedan en los probables fósiles) será turno del taladro para taladrar, recoger la muestra, sellarla en uno de los tubos de muestra, y guardarla. Más tarde, a medida que el rover continúa la travesía, la gente de la misión puede decidir depositar uno o más tubos de muestras en la superficie, una localización que pasará a ser llamada Depósito de Almacenaje de Muestras. No solo se depositarán las muestras en una localización escogida, también será extensamente caracterizada con las cámaras para obtener los puntos de referencia del lugar, al tiempo que los orbitadores (especialmente MRO) capturan imágenes de documentación del mismo sitio. Todo ello garantizará que futuras misiones dedicadas en exclusiva para esto tengan los puntos de referencia para llegar a ellas. En cuanto al helicóptero Ingenuity, se esperarán a encontrar un sitio plano, llano y lo más libre de rocas para depositarlo en el suelo. Con el rover fuera del camino, el helicóptero empezará sus primeras pruebas de vuelo. Es capaz de aguantar temperaturas de hasta -100ºC, y aunque solo se garantiza su misión durante 30 días, bien podría aguantar más y apoyar las operaciones de Perseverance en superficie. Naturalmente, llegado el fin de la tarea primaria, sin duda comenzarán las extendidas, ampliando lo ya recogido, y tal vez encontrando nuevos objetivos a cumplir.

Elementos viejos, nueva tecnología, y con los viajes tripulados en mente. Así es Perseverance, el nuevo rover de la NASA. Sus antecesores fueron, y son, éxitos brillantes, por lo que solo nos cabe preguntarnos: ¿vivirá para cumplir las expectativas o superarlas? El tiempo lo dirá.