Ventana al Espacio (XLIII)

La galaxia M83, desde el Hubble.

Últimos apuntes de Curiosity

Pero bueno, ¿todavía quedan cosas que contar de Curiosity? ¿No ha sido bastante con las dos entradas anteriores? Pues la verdad es que no, todavía quedan cosillas por relatar, y creemos que es el momento para hablar de estos últimos componentes, básicos para el cumplimiento de la misión. Y además, no está de más hablar de lo que podrá hacer tras tocar la superficie del cráter Gale.

Al igual que los dos MER, en Curiosity se ha montado un brazo en cuyo final se han montado varios instrumentos científicos y herramientas. Mientras que en Opportunity, el único todoterreno funcional que todavía anda por la superficie marciana, posee una micro cámara, dos espectrómetros y una herramienta para rascar rocas, el gran Mars Science Laboratory incorpora una micro cámara a color (MAHLI, que ya obtuvo tomas durante el viaje de crucero) y un espectrómetro (APXS), junto con tres herramientas para la preparación, adquisición y procesado de las muestras de las rocas. Estos cinco elementos están situados en la torreta, que es como se llama la plataforma sobre la que se han colocado. Las tres herramientas conforman el llamado subsistema de adquisición, manejo y procesado de muestras, o SA/SPaH. El principal es el PADS, sistema de taladro de adquisición y rotura, que es un taladro percutor que perfora la roca adquiriendo una muestra de 5 centímetros de largo y de hasta 1.6 de diámetro. A la vez que va perforando, el taladro va pulverizando la muestra, hasta un tamaño admisible para que los instrumentos analíticos SAM y CheMin puedan estudiarlos en detalle. Esta muestra acaba en un pequeño compartimento dentro del taladro para llevarlo a otra de las herramientas. Si la primera broca acaba atascada, el sistema es capaz de desengancharla, para sustituirla

por uno de los dos repuestos con los que ha sido equipada. CHIMRA, recolección y manejo para análisis in-situ de las rocas marcianas, está situado en uno de los lados de la torreta, y está conformado por una especie de pala recolectora, un motor y una estructura interna en forma de laberinto para separar y procesar las muestras. Puede recolectar el mismo las muestras (usando su pala de 4 centímetros de ancho), o procesar las que ha capturado PADS. El motor es usado para generar una vibración para ayudar al procesado a lo largo de todos los caminos y cámaras de ese laberinto. Una vez conseguido el grado esperado, una pequeña abertura permite la introducción de las muestras a los instrumentos. Y el tercero es DRT, herramienta de eliminación de polvo, que no es más que un cepillo rotatorio con cerdas de metal, basado en la experiencia del RAT de los MER, elaborado por la misma empresa. Se espera que sea lo suficientemente eficaz como para limpiar la superficie de las rocas, o la bandeja de instrumentación que posee el todoterreno en su frontal. Con todos estos componentes, la torreta mide 60 centímetros de diámetro y pesa 33 kg.

Antes de comenzar su misión, lo primero que tiene que hacer es llegar a la superficie. Desde el lanzamiento hasta la llegada a Marte habrán transcurrido 254 días. Ha realizado varias maniobras para situarse en la posición apropiada para la entrada en la atmósfera del planeta, y ha probado su instrumental. Uno de sus aparatos, el medidor de radiación RAD lleva tomando lecturas desde que el conjunto fue colocado en el espacio. Todo el proceso llamado fase de entrada, descenso y aterrizaje se espera que pueda durar en total unos siete minutos, en el que tendrá que realizar maniobras muy completas y nunca probadas anteriormente, buscando sobre todo una precisión inédita en cuanto al aterrizaje en su elipse prevista, que según parece puede reducirse a una de 7 x 20 km. sobre el lado noroeste del suelo del cráter Gale.

El proceso completo comprende nada menos que seis configuraciones diferentes, y disparará hasta 76 dispositivos pirotécnicos. El día 6 de agosto la suerte estará echada. Lo primero de todo el proceso es separar la fase de crucero, que le ha servido como medio de propulsión, generación de energía y enlace de comunicaciones con el centro de control. A partir de ese momento, el vehículo obtiene su energía directamente de su MMRTG, y comienza a contactar a través de la antena de baja ganancia situada en la parte superior del contenedor del paracaídas. Usando los propulsores situados en la propia aerovaina, el conjunto de entrada orientará el escudo en la dirección de llegada, para ofrecerlo hacia la atmósfera, a la vez que detiene la rotación de 2 rpm. El instrumento MEDLI se activará 10 minutos antes del contacto con las capas altas de la atmósfera. Una vez situado en posición, dos masas de tungsteno (que pesan cada una 75 kg.) serán expulsadas, todo para desplazar el centro de gravedad del eje central para ofrecer una mayor superficie de contacto con la atmósfera, y así generar lo que se ha llamado “elevación”, es decir, un efecto aerodinámico que provoca que el conjunto de entrada vuele a través de la atmósfera, en vez de atravesarla directamente. Así, contactará con la atmósfera marciana a 131 km. por encima de la superficie, y a 630 km. del lugar previsto de amartizaje. En ese momento, los propulsores principales de la aerovaina se empiezan a disparar para, ayudando a esta “elevación”, podrá corregir cualquier desviación para una llegada más precisa al punto escogido. De esta manera, con los encendidos de estos propulsores conseguirá manipular el ángulo y la dirección de la “elevación”, a la vez que realiza maniobras en forma de S, diseñadas para corregir las desviaciones provocadas por las condiciones atmosféricas. Todo esto (llamada entrada guiada) lo gestiona autónomamente el ordenador de Curiosity, vía unidad de medición inercial. Prácticamente, la inmensa mayoría de la velocidad que poseía se perderá durante esta maniobra. A lo largo del cruce de la atmósfera, se espera un pico de temperatura de 2.100º C, y una deceleración máxima de hasta 15 G. Cuando la maniobra de entrada guiada finaliza, y la atmósfera es superada, comienza a prepararse para las últimas fases. Lo primero, expulsar seis nuevas masas de tungsteno de 25 kg. cada una para volver a colocar el centro de gravedad en el eje central, para después desplegar el paracaídas. Éste, de 16 metros de diámetro, se desplegará a 11 km. sobre la superficie. A su vez, la antena UHF situada en el contenedor del paracaídas comenzará a emitir datos de ingeniería hacia los orbitadores, para que éstos lo retransmitan a la Tierra. 24 segundos después del completo despliegue del paracaídas, el escudo de reentrada se expulsa, activando a la vez la cámara MARDI, cuya primera tarea es equilibrar los balances de blanco usando un pequeño objetivo situado dentro del propio escudo. En ese momento comienza a adquirir secuencias para la posterior construcción de un vídeo del descenso. Además, el radar de altitud comienza a trabajar para informar de la distancia al suelo. 85 segundos después de expulsar el escudo, Curiosity, con su “mochila cohete”, se separa de la aerovaina, y los motores acelerables (del mismo tipo que los usados por las Viking Lander) se ponen en marcha, a una altitud de 1.6 km., y poniendo en marcha una antena UHF para tomar el relevo de la de la aerovaina. Tras conseguir una velocidad de descenso estable de 0.75 m/s., continúa descendiendo, hasta que los elementos del Sky Crane se preparan. Posee de dos carretes, uno que posee un cable de datos entre la mochila cohete y el todoterreno, y otro con tres cables de unión, con capacidad de descender a Curiosity hasta siete metros del conjunto. Un pequeño elemento permite descender ambos sistemas a la vez, para equilibrar por completo este proceso. Justo antes de bajar el todoterreno, cuatro de los ocho motores de la mochila cohete serán apagados, para que con su chorro no dañe al vehículo. Entonces, a 20 metros del suelo, el Sky Crane desciende a Curiosity, provocando a su vez la extensión del sistema de suspensión y las ruedas, que actúan también como tren de aterrizaje. Cuando los sensores a bordo del todoterreno sienten completo contacto, los cables se cortan, y el sistema de descenso propulsado se aleja de Curiosity, cayendo a unos 150 metros de distancia. Ya antes, la antena UHF Electra del propio vehículo comenzó a trabajar cuando fue descendido, sustituyendo a la de la mochila propulsora. Entonces, cuando ya está en la misma superficie, emitirá la señal de que ha llegado sin novedad a la superficie.

El día de llegada se ha designado como Sol 0, y serán aproximadamente las 3 de la tarde, hora en el cráter Gale. Después de estar ya libre, el ordenador cambia a modo de superficie, y realiza un completo análisis de salud a todos los sistemas, a la vez que comprobará su inclinación. Los dispositivos pirotécnicos se dispararán, y dejarán listos de despliegue los elementos móviles, además de las tapas transparentes de las Hazcam, que serán las primeras en adquirir imágenes del lugar de aterrizaje, tanto antes como después de la separación de las tapas protectoras. Es probable, aunque poco posible, que esas imágenes lleguen el primer día de misión al centro de control mediante los enlaces con la MRO o Mars Odyssey. Estas primeras imágenes están previstas que lleguen a la vez que algunas de las secuencias tomadas por MARDI a lo largo del descenso. En el Sol 1, la actividad principal (ya preprogramada antes del lanzamiento) es probar los movimientos de la antena de alta ganancia, que será el método principal de envío de comandos a Curiosity. También se esperan las primeras imágenes a color desde la misma superficie, tomadas por MAHLI desde su posición en la torreta, plegada en el frontal del vehículo, probando las capacidades de su motor de enfoque, ofreciéndonos una vista lateral del rover y de la misma superficie. Además, los instrumentos RAD y REMS comenzarán a adquirir lecturas, para comprobar su funcionamiento y observar por primera vez las condiciones del tiempo en la zona. El día importante es el Sol 2 ya que, si todo ha ido bien en los anteriores, se procederá a desplegar el mástil con las cámaras. La primera tarea compete a las cámaras de navegación, que serán apuntadas al cielo para buscar el Sol, y con la información recogida, apuntar la antena de alta ganancia hacia la Tierra. Posteriormente, las Mastcam serán calibradas usando los objetivos en el vehículo, para después tomar sus primeras imágenes del suelo de la zona. El primer panorama podrá realizarse en los días siguientes. Dependiendo de las prioridades en los primeros días, el vídeo completo de MARDI podrá llegar antes de los primeros movimientos. A lo largo de los primeros Soles se comprobará el correcto funcionamiento de todos los sistemas de a bordo, y después de verificar su correcto estado (y sobre todo tras determinar cuál es el camino más apropiado visto con las imágenes), Curiosity podrá dar sus primeros pasos, más de una semana después de la llegada. Obviamente, dependiendo del lugar de aterrizaje y de los objetivos hacia los que sea dirigido, la duración de los movimientos podría ser incluso mayor que el de Opportunity. Se espera que, tras completar su misión principal de 687 días, y contando con las paradas, investigaciones y problemas inesperados, haya recorrido hasta 20 km. por la zona de aterrizaje.

Al igual que Opportunity, la estrategia de comunicaciones será la siguiente: las primeras órdenes del día llegarán directamente al vehículo por medio de transmisión directa a la antena de alta ganancia. Usando estos comandos, y haciendo uso de su navegación autónoma, realizará las actividades ordenadas, recolectando información e imágenes, que serán transmitidas al centro de control usando los relés de los orbitadores marcianos. Sin duda, el accidente más prominente del cráter Gale es su pico central estratificado, que será objeto de los estudios principales. Llamado Monte Sharp, se eleva 5 km. por encima del suelo del cráter, y posee laderas de suave inclinación, ideales para que Curiosity las suba, como hizo Spirit con los Montes Columbia. Si el rover sobrevive, e inicia una misión extendida, algún valiente podría dirigirlo para que escale hasta su cima, para obtener así unas vistas de privilegio sobre el propio cráter y los terrenos que le rodean.

Poco queda ya para que llegue. Desde que Phoenix alcanzó el Green Valley en mayo del 2007, ningún artefacto humano ha llegado a Marte, y además, todos los que funcionan tienen ya una respetable edad. Eso sí, si consigue hollar en el cráter, la exploración de dos lugares marcianos en zonas opuestas del planeta podrá regresar, como en los tiempos en los que los dos MER trabajaban desde principios del 2004. Miraremos al cielo para desearla buena suerte.

Gigantes de la exploración espacial: Mars Global Surveyor

Gracias a las misiones de la NASA a Marte enviadas en los años 1970, ese errante punto rojo en el cielo se convirtió en planeta, a saber: se había realizado un mapa detallado de la superficie, se había determinado la composición exacta de la atmósfera, se había analizado la superficie químicamente, se había explicado el cómo de sus tormentas globales, y se habían examinado sus satélites. Sin embargo, muchas cuestiones acerca del planeta habían quedado vetadas a esas fantásticas sondas. Por lo tanto, el objetivo de los nuevos vehículos sería examinar esas cosas no investigadas. Un año después del cierre del proyecto Viking se fijaron los objetivos del nuevo proyecto, que sería el paso previo a la investigación sistemática de Marte.

Llamada provisionalmente Mars Geoscience/Climatology Orbiter, la Mars Observer era una sonda equipada con instrumentos de alta tecnología, equipando sensores para realizar mapas geológicos, mineralógicos, así como estudiar la atmósfera y averiguar si había campo magnético en el planeta, y además montaba una cámara muy mejorada respecto a las de las Viking, que sobre todo servirían para descartar zonas peligrosas para las sondas futuras de superficie. Cuando la Mars Observer se perdió, se habían perdido 8 años de trabajo. Con la nueva filosofía que llegó a la NASA, se pidió que se fabricara una nueva sonda que montara, si no todos, la mayoría de experimentos de la Mars Observer. Debería estar lista en 1996 para su lanzamiento.

Esa filosofía era la del "cheaper, faster, better", mediante la cual se construirían sondas más pequeñas y económicas con las que se se conseguirán los mismos resultados que con los anteriores proyectos faraónicos. Entre los programas creados bajo esta manera de pensar estaba el Mars Surveyor Program, que preveía, a partir de 1996, el envío de dos sondas al planeta rojo, una de superficie, otra orbital. Aprovecharían los experimentos perdidos con la Mars Observer para que, cada dos años, enviar una sonda orbital con propósitos específicos. Aunque para ese mismo 1996, el plan era enviar la que sería una versión reducida de la perdida en 1993, que llevaría cinco de los siete experimentos principales de la Mars Observer, quedando dos, montados uno en el orbitador de 1999, y el otro en el del 2001.

Fue llamada Mars Global Surveyor, y compartía el 80% de los objetivos previstos con su hermana mayor. De tamaño modesto, era una elegante sonda, con unas medidas de 1'2 x 1'2 x 1'8 metros en su estructura, y portaba dos paneles solares a cada lado que, una vez extendidos, le proporcionaban una envergadura de 12 metros. Equipa tres tipos de antenas: la de alta ganancia, de 1'5 metros y omnidireccional, situada al final de un mastil de dos metros, la de media ganancia, para toda la etapa de crucero, entrada en órbita y aerofrenado, y la de baja ganancia, para emergencias. Para la entrada en órbita montaba el motor principal, y para las maniobras un juego de propulsores en cada esquina de la estructura de la sonda. Cuatro grabadores de estado sólido proporcionaban una capacidad de almacenamiento de aproximadamente 0'75 Gigabytes de información de los experimentos, que son los siguientes: MOC, o cámara del orbitador marciano, es en realidad un conjunto de tres cámaras. La principal es la cámara de ángulo cercano, que es un potente objetivo de alta resolución en blanco y negro adosado a una matriz CCD que realiza imágenes con unas medidas de 1'5 x 10 km., con una resolución máxima de 1'4 metros, siendo capaz de distinguir objetos del tamaño de una mesa de comedor. Esta cámara se acomoda dentro de un cilindro de 80 centímetros de largo y 40 de ancho. En uno de los laterales exteriores del cilindro de la cámara principal se encuentran las otras dos de campo ancho, la roja, para imágenes de contexto, con una resolución máxima de 250 metros, y la azul, para tomas globales, de una resolución máxima de 7'5 km., para monitorizar el planeta y la atmósfera diariamente. Estas dos cámaras comparten la matriz CCD y parte del objetivo. La cámara azul trabaja realizando escaneos, generando "tiras" de imágenes que cada vez que el planeta rota, todas estas "tiras" se unen para crear una imagen global y diaria con la que poder monitorizar la atmósfera. El segundo experimento es el MOLA, o altímetro láser del orbitador marciano. La tarea primaria de este aparato es la de construir un preciso mapa topográfico de la superficie con un margen de error de hasta 10 metros, a base de emitir 10 pulsos láser cada segundo, para que dependiendo de la distancia que tarde la señal en emitirse, rebotar y recibirse, calcula la altura de la zona examinada. También sería usado como radiómetro pasivo para calcular la cantidad de calor emitido por la superficie a una longitud de onda específica. El tercero es el TES, o espectrómetro de emisión termal. Este aparato está diseñado para observar grandes áreas de terreno y analizando la radiación infrarroja emitida por la superficie, es capaz de averiguar la composición de la superficie, distinguiendo los diversos minerales que la forman, para así crear un mapa mineralógico global y básico, a la espera de instrumentos más precisos. El cuarto es el MAG/ER, es decir, Magnetómetro/Radiómetro Espectral, encargado de buscar y medir cualquier campo magnético en Marte, así como estudiar la superficie para encontrar remanentes del antiguo campo magnético en el Marte primordial. Los magnetómetros se sitúan en el final de las placas solares, el Radiómetro espectral en la plataforma de instrumentos. Y por último, el sistema de radio ciencia, que mediante el sistema de telecomunicaciones y un oscilador ultraestable instalado en la sonda, construirá un mapa de gravedad del planeta, a base de calcular la desviación Doppler en la señal de comunicación de la sonda. Además, también equipa el Mars Relay System, que es un sistema de recepción UHF para comunicaciones con futuras sondas de superficie, para que a través de ella los vehículos que se envíen al suelo de Marte comuniquen con su centro de control rápidamente. Una vez a plena carga, la Mars Global Surveyor daba un peso en báscula de 1.035 kg.

Una de las novedades tecnológicas de la misión era la técnica que sería usada para alcanzar la órbita de trabajo. Estrenada por la Magallanes en Venus, el aerofrenado consiste en zambullir la sonda en la atmósfera para que con el rozamiento producido por este fenómeno vaya reduciendo el apogeo de su órbita. El fenómeno es lento, gradual, pero notablemente económico. Además, para ayudar a la tarea, fueron instalados en el final de los paneles solares unos alerones aerodinámicos, para así maximizar el efecto del rozamiento. Esto solo era una de las partes de una compleja serie de maniobras y el uso de una configuración especial en la situación de los paneles solares. Por eso, con respecto a su antecesora, que pesaba 2.500 kg. a tope de carga, la MGS solo llevaba el combustible suficiente para la entrada en órbita y las correcciones una vez allí.

Situada en la punta de un Delta 2-7925, la MGS fue elevada rumbo a Marte el 7 de diciembre de 1996, eso es, casi un mes antes que su compañera de superficie, la Mars Pathfinder, que llegaría dos meses antes que ella. Una vez colocada en la ruta de transferencia hacia el planeta rojo, al desplegarse, uno de los paneles solares, el izquierdo, había quedado parcialmente desplegado. Había una diferencia entre ambos de 19 grados, a causa de la rotura parcial de la bisagra que la une al cuerpo de la sonda. Fue provocado por el desprendimiento de una pequeña pieza de apenas 5 centímetros montada en el sistema de despliegue de los mismos, quedando atrapado en la bisagra y dañándola. En una misión normal este problema no pasaría de mera anécdota, pero para la Mars Global Surveyor los paneles solares y su correcta alineación eran imprescindibles y vitales para realizar el aerofrenado. Eran precisamente los paneles solares los que soportarían mayor estrés durante las zambullidas atmosféricas, por lo que durante el tiempo de viaje a Marte se intentaron maniobras para poder colocar en su sitio el panel dañado. No resultó, por lo que el resto del viaje estuvieron cruzando los dedos para que no pasara nada.

Tras 309 días de crucero interplanetario, el 11 de septiembre de 1997 realizó exitosamente la tarea de entrada en órbita, siendo la primera americana que lo hacía desde la Voyager 2 en agosto de 1976. Adoptó una órbita de 262 x 54.026 km., y cinco días después comenzó la tarea del aerofrenado. A la vez que realizaba los primeros pasos, comenzó a tomar datos científicos e imágenes, confirmando la calidad de las observaciones esperadas. Tras casi un mes de aerofrenado normal un cambio en las condiciones atmosféricas (un aumento de la presión en la atmósfera) provocó un mayor rozamiento, provocando vibraciones peligrosas en el panel dañado. El miedo empezó a cundir en el equipo de la misión, porque si el panel se había roto, era el final de la MGS. El panel se mantenía en su sitio, solo que la bisagra había quedado en mal estado a causa del rozamiento. En principio se elevó la altitud de los pasos por la atmósfera (de 110 a 170 km. de altitud), que redujo la presión sobre el panel dañado, y empezaron a buscar estrategias para salvar la misión. Parte del equipo pensó conservadoramente a causa de que los datos ya eran lo suficientemente espectaculares como para seguir arriesgando una sonda dañada, por lo que sugirieron dejarla en la órbita en la que se encontraba. La otra parte quería arriesgarse, y seguir con el aerofrenado. Sin embargo, la ventana para conseguir la órbita científica deseada había pasado. Durante todo el mes de octubre se estudió la capacidad de la sonda para soportar el aerofrenado, y se pudo comprobar que si se practicaba la entrada en la atmósfera a 120 km. de altitud, con el tiempo, en un año, conseguiría una órbita muy similar a la inicialmente prevista. Para ello, el panel dañado debía ofrecer el lado contrario, el que equipaba las células solares, para así proteger la bisagra dañada. Una prueba con un panel de repuesto confirmó que las células solares sobrevivirían a este proceso, y obtuvo la luz verde para comenzar las nuevas maniobras.

En el intervalo, había adquirido imágenes que desconcertaron a la comunidad científica. Apuntando el MOC al Valles Marineris fue capaz de captar en sus pendientes gran cantidad de estratos, evidenciando que la formación de la superficie marciana era similar que la de la Tierra. Otras imágenes proporcionaron visión directa del suelo de un canal marciano, el Nirgal Vallis, contemplando las dunas formadas en su fondo. Y desde luego, observó el Olympus Mons, obteniendo la mejor imagen jamás realizada al monte más alto del sistema solar.

El nuevo proceso de aerofrenado se dividió en dos fases: una primera fase transcurrió de noviembre de 1997 hasta mayo de 1998. Luego se detuvo para permitir la adquisición de datos científicos hasta noviembre de 1998, para luego iniciar la última etapa, hasta marzo de 1999, cuando al fin adoptó una órbita muy cercana a la requerida inicialmente. Orbitando Marte de manera polar a una altura media de 375 km. sobre el planeta, completaba un giro cada 117 minutos, y Marte rotaba en cada órbita de la sonda unos 28º hacia el oeste. Gracias a esto, la cámara azul del MOC podía realizar imágenes globales para el estudio de la climatología. Su labor principal abarcó todo un año marciano, es decir, 687 días terrestres.

Ese año, las sondas del segunda parte del Mars Surveyor Program, la Mars Climate Orbiter y la Mars Polar Lander, estaban en camino. Desde octubre de 1997 la MGS había quedado sola cuando Mars Pathfinder enmudeció. Todos esperaban que las nuevas sondas añadieran nuevas perspectivas a las que ya se recibían desde allá. Como ya contamos en una entrada anterior, las sondas de la ventana de 1999 se perdieron, lo que obligó a replantear la estrategia para las próximas misiones.

En marzo del 2001 la Mars Global Surveyor finalizó la cartografía del planeta, concluyó el estudio mineralógico y terminó el mapa topográfico. La única sonda en Marte, además, recibió compañía, tan deseada desde dos años antes. La 2001 Mars Odyssey, nave diseñada para profundizar en el estudio de los minerales y la búsqueda de recursos que se puedan utilizar por astronautas, alcanzó Marte en octubre, y se unió a la incansable labor de cotillear hasta el más mínimo retal de ese tapete fabuloso que es el planeta rojo.

Cuando se supo que a principios del 2004 dos todoterrenos gemelos, los MER, alcanzarían la superficie marciana, la MGS fue reconfigurada para hallar los mejores lugares. Para el MER-1, o MER-B, se escogió un lugar en Terra Meridiani, mientras que el MER-2, o MER-A, iría a un lugar en las antípodas de Terra Meridiani, hallándolo en el cráter Gusev. Con su escepcional resolución pudo descartar áreas peligrosas para los dos vehículos, mientras que redondeaba su órbita para funcionar como relé de comunicaciones para ellos. Mientras, siguió observando los terrenos del planeta, hallando nuevos cráteres, dunas en movimiento, etc.

Ya con los MER en su superficie, la tarea de ser el relé de los dos todoterrenos se intercambiaba entre la MGS y la Mars Odyssey. No solo eso, ya que con el MOC a toda su resolución pudo captar las áreas de aterrizaje de los dos, junto con las huellas producidas por su desplazamiento. En la Tierra, además, se empezaba a planear una reducción de sus actividades. Una nueva sonda, mucho más potente, con objetivos científicos muy similares a ella, estaba casi terminada, y sería la que tomaría el relevo cuando alcanzara el planeta. Durante todo este tiempo, sin embargo, la MGS siguió monitorizando diariamente el planeta, contempló la formación, apogeo y fin de una gran tormenta de polvo en el 2001, y otra menor en el 2003.

En marzo del 2006, alcanzó la órbita marciana la Mars Reconnaissance Orbiter, la sonda orbital más potente lanzada al planeta rojo. Con sus sistemas enormemente mejorados, nos proporcionaría mejores vistas que la MGS, aunque todavía tardaría varios meses hasta que funcionara en su órbita definitiva. En aquellos días, algunos problemas alcanzaron a la veterana MGS, varias entradas en modo seguro paralizaron sus tareas. Pero en fin, era la época en la que más sondas se habían juntado allí: cuatro en la órbita, y dos por la superficie. Su última actualización de software le llegó en junio del 2006, para así preparar sus futuras actividades.

Noviembre del 2006. Esa era la fecha para que la MRO tomaba definitivamente el relevo de la MGS como atenta observadora del planeta. La veterana sonda iba a reducir su actividad hasta casi lo mínimo imprescindible, apagando la mayoría de sus experimentos de a bordo (salvo la cámara) para así centrarse en ser el enlace de comunicaciones de los dos MER. Así iba a seguir hasta al menos septiembre del 2008, pero el 2 de noviembre del 2006 se perdió su transmisión. Pocas horas después, se recibió su última transmisión: se había desorientado y había entrado en modo seguro esperando instrucciones. Todos los intentos para comunicar con ella, tanto desde la Tierra como desde las sondas de superficie fueron infructuosos. Incluso la MRO trató de verla con sus cámaras, pero no hubo manera. Era el fin de una excelente misión que había durado en la órbita marciana 3340 días, la que más en esa época.

Un análisis posterior en los códigos de software enviado nos dio la prueba de que lo ocurrido fue un fallo humano. Una misma parte del programa había sido enviada a dos programadores para que hicieran cambios, y cuando se enviaron esas dos órdenes, se vio que eran distintas. Se tuvo que escribir un nuevo software corrector para subsanar el problema, pero que no hizo más que empeorar el problema, ya que reescribieron en el programa de comandos añadiendo dos direcciones erroneas en el programa. Cuando el programa corrupto fue activado, provocó que los paneles se reorientaran, se bloquearan los motores que los rotaban, y orientó la sonda hacia el Sol. Así, la batería se descargó, y además, al estar apuntada hacia el Sol, se averió, condenando a la MGS. No era la primera vez que un error humano acababa con una misión marciana, aunque esperemos que sea la última.

A pesar de esto, la misión es calificada como un enorme éxito. Sin la repercusión de su hermana Mars Pathfinder, MGS era una misión mucho más espectacular, que nos devolvió resultados impresionantes. Las imágenes de alta resolución del MOC nos mostraron un planeta muy activo, estratos por todas partes, corrimientos en los bordes de cráteres que evidenciaban agua bajo la superficie, cráteres nuevos, mostró que otros más antiguos se habían desenterrados, mostró la evolución estacional del casquete polar sur, con cientos de agujeros y depresiones, observó cómo los remolinos de polvo levantaban el talco marciano. En total, de las más de 200.000 imágenes tomadas desde el MOC, aproximadamente el cuarenta por ciento fueron tomadas por la más potente. El MOLA también nos devolvió datos interesantes, sobre todo confirmando que el hemisferio norte era la zona más plana de todo el sistema solar, como los fondos oceánicos en la Tierra. La Viking Lander 2 mostró que estaba en una llanura casi absoluta. Nadie prestó atención a ese detalle hasta que los datos del altímetro láser lo confirmaron. Otros datos de interés del altímetro en la zona de la dicotomía mostraron la caída en el perfil desde las tierras altas y las planicies del norte. Comparado con los perfiles topográficos de las costas terrestres, se mostraron enormemente similares, aunque según otros datos no había señal visual de ello. El TES hizo cálculos sobre la abundancia de ciertos minerales, determinando que por allá la roca básica es volcánica, y detallando que las rocas que se forman en ambientes húmedos eran más bien pocas. Eso sí, eran datos básicos, y es probable que la cantidad de polvo en superficie nos esté ocultando la verdadera composición superficial de Marte. Y el magnetómetro pudo hallar, desde el principio, que en el planeta hay magnetismo, pero que más parecen los restos de un campo magnético global que otra cosa, hallando regiones magnetizadas por la zona del hemisferio sur planetario.

Pero no solo centró su atención en Marte. Otros objetivos estuvieron a su alcance: el sistema Tierra-Luna, Júpiter y sus satélites, los satélites marcianos, desde diversas distancias, y lo más sorprendente, sus acompañantes orbitales. En el 2005, cuando estaba acompañada por la Mars Odyssey y la europea Mars Express (llegada a finales del 2003) giró y pudo ver primero a la europea, y posteriormente a la Odyssey, siendo más clara la de la segunda que la de la primera. Pero aún así, son las primeras imágenes de las sondas en su destino, realizadas desde otra sonda. Realmente espléndido.

Ciertamente, la Mars Global Surveyor cumplió lo que prometió. Antes del lanzamiento de la Mars Observer se decía que las imágenes que haría transformarían Marte de la misma manera que las de la Mariner 4 transformaron un punto rojo en el cielo en un cuerpo planetario. Sin duda fue una misión extraordinaria, impresionante, que nos abrió un mundo increíble y enimgático, ejemplo de todo lo que todavía desconocemos. Esta misión, junto con la Mars Pathfinder, fueron las que nos metieron en vena el gusanillo de la astronomía, y por ello las tenemos en una grandísima estima. El solo mencionar su nombre ya nos emociona. Para siempre será el explorador marciano orbital por excelencia.

Si nos preguntáis ¿qué hace ahora la Mars Global Surveyor?, os responderemos: Duerme el sueño de los justos, para siempre.

Ventana al Espacio (XLII)

La región creadora de estrellas S106, desde el Gran Telescopio de Canarias.

Gigantes de la exploración espacial: NEAR-Shoemaker

El Programa Discovery (Descubrimiento) fue creado en 1992, para explorar el sistema solar con misiones económicas y de rápido desarollo cuando entró como director general de la NASA Daniel Goldin. Para ello, se recurriría a tecnologías probadas y a objetivos ya prefijados e interesantes. Con este programa se tiene la intención de explorar aspectos del sistema solar de manera rápida y ágil. Para estrenar el programa, y gracias al éxito de las observaciones realizadas por Galileo en los asteroides Gaspra e Ida, la primera misión adscrita al programa tendría como objetivo un asteroide. El elegido fue el 433 Eros, uno de los asteroides identificados como NEO's, o asteroides cercanos a la Tierra, para así hacer el viaje lo más económico posible.

No había necesidad de romperse mucho la cabeza. El programa fijaba especificamente un tiempo total de 3 años desde la creación del concepto hasta el lanzamiento propio de la sonda. Por ello, el diseño de la sonda a enviar a Eros era lo más simple posible. La NEAR (acrónimo de Encuentro con un Asteroide cercano a la Tierra) era una sonda que cargaría experimentos simples para estudiar las condiciones, geografía, composición y estudio interno del asteroide. El cuerpo central de NEAR es un prisma octogonal, de 1'7 metros de lado. Cuatro paneles solares iban colocados en uno de los finales de la sonda, adosados a la plataforma soporte de la antena principal. En el otro extremo se sitúan la mayoría de experimentos. El motor principal está situado en uno de los lados del prisma, y por la estructura hay 11 propulsores para el control de la sonda. Estabilizada sobre los tres ejes, mantiene la posición con respecto al Sol mediante varios sensores digitales. Fue equipada con dos ordenadores redundantes, así como los sistemas de grabación de datos. La capacidad total de almacenamiento de uno de los grabadores era de 1'1 Gigabytes, mientras que el segundo poseía una capacidad de 0'67 Gigabytes. En total, montaba 5 experimentos, junto con el habitual sistema de radio ciencia. El sistema principal de visión es el MSI, o cámara multi espectral. Está compuesto por una lente refractiva f/3.4 y un filtro de 8 posiciones enganchado a una matriz CCD. Además de cámara para observar Eros, sería usada como cámara de navegación durante el camino hacia el asteroide. Una vez orbitando el objeto, su resolución máxima alcanza los 10 metros. Los filtros fueron diseñados para discriminar las rocas ricas en hierro. También fue montado el NIS, o espectrógrafo de infrarrojo cercano, diseñado para estudiar la composición mineral del asteroide y así cartografiar su distribución, mediante imágenes espectrales. El siguiente es el NLR, o telémetro láser de NEAR. Esta fue la segunda vez que una herramienta láser era montada en una sonda espacial y el NLR fue diseñado para calcular la distancia entre la sonda y el asteroide, y además hacerlo servir de altímetro láser, como el que se perdió con la Mars Observer. Un pulso emitido cada 12 nanosegundos calculaba la altura precisa de la sonda sobre Eros, y así construir un mapa topográfico del asteroide. Para el estudio elemental de la composición superficial de Eros fue montado el XGRS, o espectrómetro de rayos Gamma y X. Realmente son dos experimentos en uno, y cada sección es capaz de captar tipos específicos de elementos de la tabla periódica, dependiendo de si son los rayos X solares los que excitan esos elementos, o la emisión de los rayos Gamma los que mueven los específicos elementos que sería capaz de captar. Fue montado también un magnetómetro de nucleo saturado en tres ejes, y posicionado en el receptor de la antena principal. Con ocho niveles de sensibilidad seleccionables, estudiaría si Eros posee campo magnético y las posibles interacciones con el entorno interplanetario. Y por último el sistema de Radio Ciencia, para estudiar las propiedades del asteroide y cartografiar el campo gravitatorio, para así caracterizar el interior de Eros. La masa máxima en en momento del lanzamiento era de aproximadamente 800 kg.

Despegó de Cabo Cañaveral el 17 de febrero de 1996, en la punta de un cohete Delta 2-7925, para un viaje que duraría unos 3 años, durante el cual realizaría un sobrevuelo a la Tierra para coger velocidad y así llegar lo más pronto posible. El plan, para así reducir la factura total del viaje, era que la sonda estuviera en hibernación, es decir, con los mínimos sistemas activados para así no desgastar excesivamente el equipo. Durante los encuentros que tendría por el camino, sus sistemas principales se activaban días antes para que en el momento preciso actual normalmente. En el trayecto previsto, además de sobrevolar la Tierra, pasaría cerca de otro asteroide, el 253 Mathilde, para así probar sus capacidades, y para días después realizar una de las maniobras previstas durante el trayecto. Poco tiempo después tras su lanzamiento se recibió la triste noticia de que Eugene Shoemaker, el célebre cazacometas y co-descubridor del Shoemaker-Levy 9, había fallecido en un accidente de tráfico. Entonces, el jefe del proyecto NEAR solicitó, y consiguió, que la sonda se renombrara como NEAR-Shoemaker.

Tras casi un año y medio desde el lanzamiento, la primera cita de NEAR se cumplió, cuando el 27 de junio de 1997 pasó a 1200 km. del asteroide Mathilde. Realizó unas 500 imágenes del objeto, obteniendo una cartografía del 60%, y descubriendo en él un agujero enorme que prácticamente cubría gran parte del hemisferio visto por la sonda. Posteriormente, días despues realizó su primera maniobra para finalmente alcanzar Eros.

El encuentro con la Tierra, el 23 de enero de 1998 se realizó con éxito, y modificó la inclinación de su órbita como preparación final para alcanzar su destino. Así mismo, obtuvo imágenes sensacionales de nuestro planeta. Lo que le quedaba por hacer era dejarse atrapar por Eros, una maniobra tremendamente complicada.

Debido al desconocimiento de la gravedad de Eros, se había preparado una serie de cuatro encendidos espaciados en 21 días para ir reduciendo la velocidad. El primero estaba programado para el 20 de diciembre de 1998, pero apenas iniciado, el ordenador de a bordo abortó la secuencia y pasó a modo seguro. La comunicación se perdió durante 24 horas, y la sonda gastó 29 kg. de combustible de los propulsores para adoptar su posición óptima con respecto al Sol para

para sobrevivir. Pasadas esas horas sin contacto con NEAR, se consiguió retomar su señal. No se sabe qué pasó, se sospecha que fue un error de programación. Lo peor fue que durante esas 24 horas se perdió la ventana de entrada en órbita de Eros, programada para el 10 de enero de 1999, pero como no se pudo completar el primer encendido de los cuatro, el resto quedó suspendido. NEAR pasó a 3827 km. del asteroide el 23 de diciembre, obteniendo imágenes poco claras y en sombra del objeto. Si bien el repetido encendido de los propulsores y el gasto de tanto combustible había dejado poco margen, el motor principal no había gastado una gota de su preciado líquido, por lo que se podría retomar la maniobra de captura, 13 meses después.

La nueva fecha de llegada a Eros era el 14 de febrero del 2000, y las maniobras para su captura orbital se prepararon con un cuidado nunca vistos. Esta vez todo salió a la perfección y por fin NEAR alcanzó su destino. Su primera órbita lo rodeaba a 321x366 km. de altitud. En los días siguientes fue reduciendo su altura hasta los 35 km, para luego elevarla hasta los 100. En ese momento comenzó su misión científica.

La verdad es que a lo largo de toda su misión realizó diversas órbitas a distintas alturas, para una mejor cobertura de Eros. Desde 200, hasta los 5'3 km., completó una cobertura total del asteroide obteniendo imágenes de unas resoluciones inimaginables, tanto con su cámara como con sus otros experimentos. El broche de oro de la misión era el aterrizaje "suave" en la superficie de Eros.

La toma de Eros era uno de los sueños desde el mismo lanzamiento. Si bien no estaba preparada para ello, un equipo de la misión tuvo preparada esta contingencia si finalmente se autorizaba. Durante su tiempo en órbita se vio que había zonas propicias para apoyar su aterrizaje, y durante su último mes de trabajo redujo su órbita hasta pasar apenas a 2 km. sobre Eros. Se pudo comprobar que sí se podía controlar adecuadamente el descenso, a pesar de la elevada velocidad orbital de NEAR y la no menos elevada rotacional de Eros hacían la maniobra compleja. Finalmente se autorizó, y el descenso se completó con éxito rotundo el 12 de febrero del 2001. Las imágenes del descenso fueron magistrales, con ya resoluciones de milímetros, hasta que tomó contacto con la superficie de Eros a una velocidad aproximada de 1'5 metros por segundo. Al poco tiempo, la señal de radio, perdida en el momento del aterrizaje, volvió, y se comprobó que se habia posado suavemente, sin daños, y podía actuar desde allí sin ningún problema. Aunque se había afirmado que con su aterrizaje la misión se acabaría, que sobreviviera a la maniobra dio la oportunidad de estudiar con el XGRS, reprogramado para actuar desde allí, la composición superficial, mejorando la resolución decenas de veces respecto a los datos desde la órbita. Finalmente, el 28 de febrero del 2001 se ordenó el apagado del transmisor, para finalizar así su misión. Sin embargo, en diciembre del 2002 se intentó reconectar con NEAR, aunque los esfuerzos fueron en vano. Así, su tarea fue finalizada oficialmente.

Gracias al excelente trabajo de la NEAR-Shoemaker, se determinó que Eros era un asteroide tipo S, con unas medidas de 34'4 x 11'2 x 11'2 km., posee una gravedad variable, rota una vez cada 5'27 horas, y posee una densidad similar a la de la corteza terrestre. Posee varios cráteres de tamaños importantes, el mayor, llamado Himeros, es de unos 10 km. de diámetro. En total, fueron nombrados 37 cráteres de impacto, basados en nombres de amantes de las novelas del género.

NEAR-Shoemaker ha sido una misión pionera, en cuestión de ser la primera en alcanzar un asteroide, orbitarlo, y estudiarlo. Gracias a la experiencia ganada por esta misión, misiones posteriores, ya fuera a cometas (como Stardust) o a asteroides de mayor tamaño (la actual Dawn) han sido posibles. Y por supuesto, demostró que no hacía falta un gran derroche de dinero para obtener datos de una escepcional calidad.

Ventana al Espacio (XLI)

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

Gigantes de la exploración espacial: Ulysses

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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