Anatomía de la ISS (I)

Como la estructura más grande jamás situada en órbita, la Estación Espacial Internacional, o ISS, es mucho más que un satélite, con todo derecho puede decirse que es la primera gran ciudad en el espacio. Con una longitud de 73 metros y una envergadura de 109, puede albergar normalmente seis astronautas, aunque ha habido momento en que allí arriba ha habido hasta 16, gracias a un volumen interno actual de 932 metros cúbicos, mayor que el espacio abordo de un avión Boeing 747. Este complejo espacial orbita a unos 400 km. de altitud, inclinada con respecto al ecuador e 51.6º, tardando en rodear nuestro planeta unos 92 minutos. Actualmente desplaza una masa superior a los 400.000 kg., por lo que lanzarla de una sola vez era prácticamente imposible. La ISS es un ejemplo de cooperación internacional entre las distintas organizaciones socias, como la NASA, Roscosmos, la ESA, la agencia japonesa JAXA, la agencia canadiense CSA, además de la agencia espacial brasileña. El camino no siempre ha sido fácil, pero puede decirse que el camino ha valido la pena.

El germen de este enorme mecano cósmico puede trazarse hasta 1985, cuando el entonces presidente estadounidense Ronald Reagan propuso una estación espacial modular que compitiera con la cadena de estaciones espaciales soviéticas, recibiendo el pomposo nombre de Freedom. La tragedia del Challenger, diversos problemas financieros, y la prioridad en otros programas fue retrasando su desarrollo, y llegada la década de 1990, muchas cosas cambiaron. La Unión Soviética se derrumbó, y las agencias espaciales europea y japonesa empezaron a dar impulso a sus pequeños programas espaciales, hasta que se firmó convenio mediante el cual las tres agencias compartirían los costes de desarrollo, llegando a un alto nivel de estandarización en componentes, muelles de acoplamiento y otras tecnologías. Mientras, la renacida Rusia continuó operando su estación Mir, la primera modular en órbita y, con la colaboración de la NASA, ésta siguió en funcionamiento, lo que incluyó la visita de transbordadores y la estancia prolongada de varios de sus astronautas. Finalmente Rusia se unió al proyecto, y optó por reutilizar el hardware que estaba creando para una estación denominada Mir-2. Con todo puesto en su lugar, con los componentes construyéndose, empezó a fijarse un calendario de lanzamientos para situar los distintos componentes que darían forma a la nueva estación, que había cambiado su nombre a Alfa, antes de consensuar el actual.

La experiencia en el diseño y el montaje de la estación Mir dio como resultado numerosos cambios, probablemente el más notable fue el de dónde colocar toda la maraña de cables y conductos entre módulos. En la Mir, todo este aparataje estaba situado en el interior, haciendo la habitabilidad muy incómoda, especialmente en las áreas del acoplamiento de los distintos módulos, suponiendo incluso una grave dificultad para cerrarlos en caso de una descompresión, como ya ocurrió en el año 1997. Por ello, gran parte de cables y tuberías se encuentran por el exterior de la ISS, lo que obliga a realizar paseos espaciales para su instalación y mantenimiento.

El calendario no se ha cumplido a rajatabla: ha habido retrasos, averías, problemas presupuestarios, y sobre todo, un accidente. Esta es la secuencia de su construcción.

La primera piedra de la ISS recibió el nombre de Zarya (Amanecer), y es el llamado Bloque Funcional de Carga. Se basa en el diseño de las naves tripuladas TKS que, en la década de 1970, pretendían abastecer a las estaciones espaciales Almaz, todo diseñado por Vladimir Chelomei y V. N. Bugayskiy. Esta nave se componía de una cápsula de reentrada y un módulo orbital, y es esta última sección en la que se basa, que se usó como 

base de los distintos módulos de la Mir. Con una longitud de 13 metros y un diámetro máximo de 4.1, declaraba una masa en el momento del lanzamiento de casi 25.000 kg. Un par de paneles solares le dotaban de una envergadura de 24 metros, generando hasta 3 kilovatios de electricidad y cargando seis baterías de niquel-cadmio. Durante la primera fase de la construcción fue el encargado del control de la estación, contando con dos grupos de motores de control de actitud, uno de 24 y uno de 12, y dos más potentes para tareas de aumento de altitud, actualmente inutilizados por la presencia de otros módulos. Su capacidad de almacenamiento de combustible es notable: sus 16 tanques almacenan  5.4 toneladas de combustible. Además en las primeras fases de la construcción, tenía la misión de controlar y distribuir la energía de la estación, las comunicaciones, y además es capaz de recargar combustible en órbita mediante uno de sus puertos de atraque. En su interior, cuenta con un 

volumen interno presurizado de 71.5 metros cúbicos, y a lo largo del módulo, hay compartimientos para almacenar objetos y paneles que se abren para dar servicio a los distintos componentes internos. Otros elementos de hardware instalados en él son los sistemas de acoplamiento rusos, el Kurs automático, y el manual TORU, en total varias antenas y objetivos de acoplamiento. Posee tres puertos de atraque: uno en cada extremo del módulo, y un tercero, añadido posteriormente durante su construcción, en la posición inferior en la sección delantera, en la llamada esfera de acoplamiento, mirando hacia la Tierra. Fue construido con una garantía de funcionamiento en órbita de 15 años. Financiado por completo por la NASA, estuvo listo para el lanzamiento mucho antes que otros de procedencia rusa. Fue elevado desde el cosmódromo de Baikonur mediante un lanzador Proton-K el 20 de noviembre de 1998, y situado en la órbita asignada sin problemas, siendo la única dificultad el no despliegue de las antenas del sistema TORU. Hoy, Zarya solo se emplea para almacenamiento de diversos componentes y de la reserva de combustible para maniobras y cambios de actitud. 

Casi dos semanas después de la puesta en órbita del Zarya, tocaba turno del primer elemento de la NASA, el Unity. El también llamado NODO-1, es uno de los tres nodos de interconexión de la estación. Con unas medidas de 5.5 metros de largo y 4.3 de diámetro, esta última medida se basó en el díámetro de las bodegas de los transbordadores espaciales. Acabado en sus extremos por conos truncados, este módulo posee por toda su estructura de seis puertos de atraque (denominados Mecanismos de Acoplamiento Comunes o CBM) para situar las distintas piezas de la estación, cinco activos (los cuatro radiales, y el frontal) y un pasivo. En sus dos escotillas principales están acoplados los PMA (Pressurized Mating Adapters) números 1 y 2. Estos elementos de forma relativamente cónica, de 1.86 metros de largo, 1.9 de diámetro en su zona más ancha y 1.4 en la más estrecha, disponen en sus extremos de un CMB en el más ancho y un muelle de acoplamiento ruso APAS-95 en el más estrecho, y en su exterior está completamente cubierto con cableado. El PMA-1 (situado en CBM pasivo) está diseñado para acoplarse al módulo Zarya, con una masa en Tierra de unos 1.600 kg, mientras que el PMA-2 (situado en el CBM activo) posibilita el acoplamiento de transbordadores de la NASA, declarando en báscula unos 1.400 kg. Los otros cuatro puertos, situados en la circunferencia del módulo (Superior, Inferior, Babor y Estribor), han servido para la instalación de elementos posteriores del complejo, permaneciendo actualmente el

Inferior desocupado para permitir el acoplamiento de vehículos de carga. Su interior es más espacioso, y dispone de espacio para albergar cuatro de los armarios de carga útil estándar internacionales, o ISPR, cada uno de dos metros de alto, 1.05 de ancho y 86 centímetros de profundidad, siendo plenamente configurables para instalar en ellos de todo, de experimentos científicos, hardware de funcionamiento de la estación y otros elementos, como zonas de almacenaje. Unity no solo es un elemento de acoplamiento mecánico para la expansión de la estación, también sirve para dirigir el flujo de energía, datos, líquidos y gases entre los distintos elementos del complejo, disponiendo de 121 cables eléctricos, tanto internos como externos, junto con 216 líneas de fluidos y gases. El módulo, como el resto de la NASA, se fabricó a partir de dos cilindros concéntricos, sirviendo la piel externa como protección contra micrometeoritos o fragmentos minúsculos de basura espacial. Todo el módulo está fabricado en aluminio y acero inoxidable. Actualmente es una

suerte de vestíbulo, donde se encuentran las dos secciones de la ISS, la rusa y la americana, y como tal, es el punto de encuentro de la dotación, usándose como comedor y una cocina improvisada. Lanzado en la bodega del transbordador Endeavour (misión STS-88) el 4 de diciembre de 1998 desde Cabo Cañaveral, la conexión física entre los módulos se produjo dos días después, y se necesitaron tres paseos espaciales para conectar todos los cables entre los dos elementos. Cuando el transbordador partió, se suponía que debían esperar unos meses (el Zarya solo podía aguantar algo más de 450 días en solitario), pero los retrasos en la construcción del siguiente elemento obligaron a preparar a toda prisa dos nuevas misiones de los transbordadores para "salvar" la estación (STS-96 Discovery y STS-101 Atlantis).

El lanzamiento del siguiente segmento del complejo era vital para la continuación de las obras en órbita. Sin embargo, estaba financiado completamente por la economía rusa, muy endeble en aquellos momentos, por lo que el lanzamiento se retrasó sucesivas veces. Como consecuencia de la escasez de presupuesto no se pudo construir un módulo de reserva, en caso de fallo en el lanzamiento, y para empeorar las cosas, el lanzamiento del propio módulo carecía de seguro. Al final, el Módulo de Servicio quedó listo para el lanzamiento, situado en el extremo de un lanzador Proton-K. El Zvezda (Estrella) es el segundo miembro

de la tercera generación de estaciones rusas. Construido originalmente como el módulo núcleo de la estación Mir-2 (técnicamente conocido como DOS-8), tuvo que ser extensamente modificado para su nuevo papel en la ISS. Con unas medidas de 13.1 metros de largo, 4.2 metros de diámetro máximo y una envergadura de 29.7 metros con sus paneles solares desplegados, desplazaba en el momento del lanzamiento 24.604 kg. Posee cuatro puertos de atraque (originalmente seis) en su exterior que facilitan su acoplamiento con las diversas piezas rusas de la estación, quedando solo actualmente libre para el atraque de naves visitantes. Este módulo es vital ya que posee la primera área verdaderamente habitable de la estación. Su volumen interno es de 75 metros cúbicos, distribuidos entre el compartimento de trabajo, de forma cilíndrica, y el compartimento de transferencia esférico con tres de los puertos de atraque (frontal, superior e inferior). En el extremo opuesto

del compartimentos esférico está el compartimento de ensamblaje no presurizado, que rodea la cámara de transferencia, conectando con el cuarto puerto de acoplamiento. En su interior está todo lo necesario para una vida sencilla a bordo: cuenta con dos dormitorios, sistemas de soporte vital (los sistemas Elektron, Vika y Vozdukh rusos), lavabo, cocina con nevera y congelador, sistemas de distribución de energía eléctrica, sistema de procesado de datos (primer elemento europeo), sistema de control de vuelo y elementos para el ejercicio de los astronautas, consistentes en una bicicleta estática y una cinta para correr (de la NASA). Para mayor comfort para la tripulación, se le dotó de una gran cantidad de ventanas, 14 en total: una de 41 centímetros, 11 de 23 y dos de ocho centímetros, usadas no solo para el ocio (principalmente para la observación terrestre) y operaciones de acoplamiento. Otros elementos importantes son los sistemas de comunicaciones y de propulsión, contando con 32 propulsores de control de actitud y dos más potentes de maniobras orbitales, gran parte de ellos situados en el compartimento de ensamblaje, que también dispone del sistema Kurs de acoplamiento automático. Entre

otras cosas, el módulo puede recibir y ejecutar comandos enviados desde el centro de control. Lanzado el 12 de julio del año 2000 desde el cosmódromo de Baikonur, maniobras sucesivas le permitieron atrapar los dos elementos ya en órbita, un proceso que duró dos semanas. El día 26 de julio, el Zvezda formaba parte de la estación, acoplándose automáticamente, si bien es más justo decir que sirvió como objetivo pasivo, mientras el Zarya era el que se aproximaba y acoplaba empleando el sistema Kurs. Con la operación terminada, el Zvezda tomó el control del complejo. Pero para que fuera parte integral completamente de la estación hacía falta la conexión eléctrica entre los dos componentes rusos, lo que hizo falta una misión del transbordador (STS-106 Atlantis). En esta misión de 12 días, se realizó un paseo espacial en el que se conectaron las nueve conexiones, cuatro de energía, cuatro de vídeo y datos y un cable de fibra óptica de telemetría, para después entrar en su interior y montar diversos componentes vitales para la operación y la vida a bordo, como tres de las baterías restantes (haciendo ocho en total), el montaje de la cinta de correr, así como el traslado de gran

cantidad de material y provisiones para la primera dotación. La operación en órbita del Zvezda, si bien exitosa por lo genera, no se ha librado de algunas críticas. Sin duda, es el más ruidoso de todos los módulos, lo que provoca que, con gran frecuencia, los astronautas y cosmonautas lleven tapones en los oídos. También problemático es el sistema de generación de oxígeno Elektron, con frecuentes averías (igual que en la Mir) lo que lleva a la puesta en marcha del sistema de reserva Vika, que emplea la quema de pastillas sólidas para producir la atmósfera respirable (y que provocó un incendio en la Mir). Además, el compartimento de transferencia ha llegado a servir como exclusa improvisada para paseos espaciales, mediante el cierre de las compuertas correspondientes de acceso al Zarya y al interior habitable del propio Zvezda, a la espera de recibir módulos diseñados especialmente para la tarea. Con esta llegada, la ISS estaba lista para recibir su primera tripulación, pero antes se hizo necesaria otra misión del transbordador para la instalación de otros dos elementos vitales para la posterior ampliación del complejo.

La que fue la misión número 100 del transbordador (STS-92 Discovery) elevó en octubre del 2000 los dos siguientes componentes necesarios para seguir las obras en la ISS. El primero fue el PMA-3, segundo puerto de atraque para el acoplamiento de los transbordadores, y en lo básico, es idéntico al PMA-2, contando en su exterior interfaces mecánicos (el puerto de acoplamiento APAS en un extremo, en el otro un CBM pasivo), cables y circuitos varios para la transferencia de energía y datos, elementos del sistema de control termal, y hardware para paseos espaciales. Esta misión situó este puerto en el muelle inferior del Unity. El segundo, mucho más importante, supuso el comienzo de la construcción de la viga de

la estación. Denominada Z1 (Zenith-1), fue acoplado al muelle superior del Unity. Es una estructura en forma de caja construida casi como una suerte de enrejado, con unas medidas de 4.6 x 4.2 metros, elaborada a partir de aleaciones de acero inoxidable, titanio y aluminio. En su interior, se encuentran sistemas muy importantes para la operación de la estación, como los giróscopos principales, sistemas de comunicaciones de alto rendimiento en banda-S y banda-Ku, y partes del sistema energético, esencialmente componentes de distribución de energía, junto con contactores de plasma para neutralizar la carga estática de la estación. Para su acoplamiento al Unity, se emplea un mecanismo CBM pasivo. Aunque es una estructura no presurizada, el CBM da acceso a una pequeña área presurizada que permite dar acceso a las conexiones de tierra entre el módulo y la estructura sin necesidad de paseos espaciales. La Z1 también cuenta con otra zona de acoplamiento, un Mecanismo de Acoplamiento Manual, o MBM, accionable mediante una herramienta manual, permitiendo la instalación temporal de algún elemento que resultara necesario quitar de en medio. Además, este pequeño espacio sirve como zona de almacenamiento. Se necesitaron cuatro paseos espaciales para dejarlo todo listo. Tras esta misión, al fin llegó la primera dotación, denominada Expedición 1. Interesantemente, el PMA-3 ha sido uno de los componentes más viajeros alrededor de la ISS. Menos de un año después de su instalación, fue trasladado del puerto inferior al de babor en el Unity, permaneciendo allí hasta el 2007, devuelvo temporalmente a su muelle original, para permitir la instalación temporal del segundo nodo. La llegada del tercer nodo supuso otro cambio de lugar para el PMA-3, del Unity al segundo nodo, y posteriormente al tercero. En este último ha permanecido hasta el 2017, en el que volvió a ser recolocado, en esta ocasión en el segundo nodo, concretamente en su puerto superior. 

Conscientes de las limitaciones energéticas de la configuración de la ISS en aquel momento (la energía generada por los Zarya y Zvezda no llegaba para activar el Unity), se decidió por instalar el primer grupo de grandes paneles solares, volando en la estructura P6. Construida para ser colocada en el extremo de babor de la viga de la estación, durante los primeros años de construcción quedó colocada en la parte superior de la estructura Z1. Puesta en órbita (STS-97 Endeavour) en diciembre del 2000, estaban previstos dos paseos

espaciales, pero al final fueron tres. La P6 mide 18.3 metros de largo, contando en su extremo con dos pares de grandes paneles solares de 34 x 12 metros, cada par dividido por un mástil de despliegue. Fueron construidos basados en un sustrato flexible, y albergan casi 33.000 células solares de silicio de 8 x 8 cm., que en conjunto generan hasta 64 kilovátios de electricidad. Cada panel solar se acopla a un mecanismo rotatorio motorizado (Ensamblaje de Pivote Beta, BGA) para que puedan seguir al Sol y captar la máxima luz de nuestra estrella. Conectado a los paneles solares se encuentra el Ensamblaje de Equipamiento Integrado, contando con lo necesario para la operación del sistema energético de la estación en cuanto a almacenamiento y distribución de energía, así como para el control termal del sistema y un ordenador para la operación de todo el conjunto. Para terminar, una estructura denominada 

Espaciador Largo se colocó en el extremo opuesto a de los paneles solares, con el propósito de separar físicamente estos paneles solares de los que serían transportados en la estructura P4. Además de esta estructura mecánica, en su interior se instaló un sistema temprano de control termal activo para la refrigeración del módulo laboratorio estadounidense, que sería el siguiente elemento a elevar. Todo este conjunto pesaba en Tierra 15.824 kg. Decimos que se hizo necesario un tercer paseo espacial porque, durante el despliegue de los paneles, una vez instalada la P6 en la estación, el panel situado a babor no se desplegó, y el de estribor lo hizo parcialmente. Durante el segundo, los astronautas comprobaron que los cables que tensan los paneles de estribor se habían soltado, por lo que para el despliegue del de babor, se hizo el procedimiento muy lentamente. Para el tercero, se replegó el panel de estribor levemente para que uno de los astronautas pudiera volver a colocar los cables en su sitio. tardando menos de lo previsto, el panel se desplegó por completo. Con las tareas finalizadas, el transbordador retornó a casa, y la ISS quedó lista para la llegada de su siguiente módulo.

El propósito principal de la ISS es hacer ciencia que es imposible de hacer en la Tierra, pero en esta etapa de la construcción, ninguno de los elementos permitía este objetivo. Así, en febrero del 2001 (STS-98

Atlantis) la NASA envió al complejo su módulo laboratorio. Con unas medidas de 9.2 metros de largo y 4.3 metros de diámetro, Destiny, ha sido construido en tres secciones cilíndricas, con los extremos terminados en conos truncados coronados por un CBM cada uno, uno pasivo en el extremo trasero, y uno activo en el delantero. En su exterior, además de la carcasa externa antimeteoritos, hay multitud de agarraderas para los astronautas durante los paseos espaciales, y diversos puntos de fijación para que los use el brazo robótico, una vez en el espacio. Además, cuenta con una gran ventana de 51 cm, construida de cristal ópticamente puro, lo que la hace apta para tareas de observación terrestre ya sea con cámaras de mano o con aparatajes motorizados diseñados a propósito. El volumen interno del Destiny es de 105 metros cúbicos, por lo que, en esta etapa de la

construcción, su espacio habitable era ya superior al de la Mir. Internamente, se construyó para albergar hasta 24 armarios estándar, y cuando llegó al complejo, transportaba cinco de ellos (equipados con gran parte del Sistema de Soporte Vital y Control Medioambiental de a bordo, Comunicaciones y Seguimiento orbital, Computación y Control de Energía Eléctrica), por lo que voló casi "desamueblado". Dos de los armarios son los de Aviónica, con los sistemas de control; dos de control termal, para la circulación de agua para la refrigeración de los otros dos; el último, para la revitalización de la atmósfera. Entre las tareas realizadas por el sistema de control medioambiental está incluso la detección y supresión de incendios. Otro elemento indispensable es el del control de movimiento, que gestiona la operación de los giróscopos instalados en la estructura Z1. Otros sistemas transportados con el módulo es el sistema de comunicaciones de alto rendimiento de banda-S para conexión con el centro de control mediante la red de satélites TDRS, y un sistema de comunicación interno solo por voz. Durante los tres paseos espaciales para su instalación no hubo problemas, y para su acoplamiento al Unity hubo que separar antes que nada el PMA-2 y situarlo en el MBM de la estructura Z1, para situarse durante el segundo paseo espacial en el CBM activo del Destiny, lugar que ocupó hasta el año 2007. Actualmente, el Destiny es el núcleo central de la estación, controlando las operaciones completas, si bien el Zvezda conserva todavía intactas sus capacidades de control. Además, su propósito principal de hacer ciencia está intacto, con todo tipo de experimentos realizados allí, desde ciencias biológicas, de materiales, experimentos tecnológicos, experimentos médicos, etc.  

Antes de la llegada del siguiente módulo, hubo dos nuevas misiones de los transbordadores. En la primera (STS-102 Discovery, marzo del 2001), la tarea principal fue la rotación en la dotación de la ISS, cambiando la Expedición 1 por la Expedición 2, además de dejar gran cantidad de provisiones, y un nuevo añadido al complejo, el primero de las Plataformas de Almacenamiento Externo, o ESP. Se trata de una suerte de bandejas de acero con puntos de fijación mecánicos y eléctricos, cuyo propósito es alojar hardware de repuesto, o Unidades de Reemplazo Orbital (ORU), que pueden ser cualquier cosa, desde baterías a componentes del sistema informático, pasando por elementos del sistema de control termal, entre otras cosas. La ESP-1 es la más pequeña de las tres finalmente situadas en órbita, con unas medidas de 46 cm

x 2.4 metros, y aunque acoplada físicamente al Destiny, recibe energía desde el Unity. Solo cuenta con dos puntos de fijación, tanto mecánicos como eléctricos, éstos últimos para mantener en funcionamiento los calentadores de los ORU y evitar que las condiciones del vacío en la órbita terrestre acabe con ellos. El mes siguiente, en la misión STS-100 Endeavour, llegó al complejo una herramienta básica. El Sistema de Manipulador Remoto de la Estación Espacial, más conocido como Canadarm2, es un brazo robótico para el complejo, derivado del desarrollado para los propios transbordadores. Con una longitud de 17.6 metros de largo, 35 cm. de diámetro y 1800 kg. de masa, este elemento fabricado en

titanio dispone de nada menos que siete juntas móviles, de ahí una libertad de movimientos de siete grados. Capaz de mover cargas de hasta 116.000 kg, puede ir a casi cualquier parte del exterior del complejo simplemente yendo de un soporte a otro empleando sus agarraderas, una a cada extremo, recibiendo de cada una de ellas no solo energía, sino también alimentación de datos y vídeo. Además, una consola de control fue situada dentro del Destiny para su manipulación desde el interior de la estación, si bien también puede moverse controlado directamente desde el Centro de Control, o a través de comandos enviados al sistema informático de la estación. Durante las obras en la ISS, el Canadarm2 sirivió de apoyo al brazo robótico de los transbordadores a la hora de mover cargas desde la bodega de carga al complejo, y actualmente, sirve para multitud de tareas: acoplamiento y liberación de naves de carga visitantes, ayuda durante los paseos espaciales, intercambio de los ORU, y en cierta medida, la inspección del casco externo de la estación.

Con la llegada del Canadarm2 al complejo, solo faltaba en la ISS otro elemento básico: una exclusa para paseos espaciales. Para ello, se construyó un módulo exclusivo para esta tarea. El Quest es una estructura bicilíndrica de casi seis toneladas de peso en tierra con unas medidas de 5.49 metros de largo por 3.96 de diámetro. Se compone de dos zonas: una presurizada en la que se podrán almacenar los trajes espaciales y las herramientas que se utilizarán, y la segunda es la esclusa propiamente dicha, con dos escotillas para permitir la entrada y salida de los astronautas. Su volumen interno habitable es de 34 metros cúbicos, y para su acoplamiento a la estación cuenta con un CBM pasivo. Junto con esto, alrededor del exterior de su sección presurizada se situaron cuatro tanques de almacenamiento a alta presión, dos para oxígeno y dos para nitrógeno, para compensar la

pérdida de aire cuando se abre la exclusa al exterior, o para abastecer de aire a la sección americana del complejo. Además, los tanques podían ser recargados por los transbordadores acoplados al complejo, tarea que ahora realizan las naves de carga comerciales. Elevado a la ISS en julio durante la misión STS-104 Atlantis, fue extraído y llevado a su lugar por el Canadarm2, quedando permanentemente acoplado al muelle de estribor del Unity. Antes de la llegada del Quest, la dotación dependía de los transbordadores para realizar paseos espaciales. Curiosamente, que la NASA construyera una exclusa cuando los rusos habían construido la suya fue por necesidad, porque, por experiencia, se demostró que los trajes espaciales americanos no se adaptaban a las exclusas rusas. Sin embargo, el Quest ha sido diseñado para aceptar los trajes espaciales tanto americanos como rusos por igual. La utilización continuada de este elemento ha permitido mejorar los procedimientos previos a los paseos espaciales para los astronautas. Desde abril del 2006 se utiliza el método denominado de "campamento", en el que los astronautas designados para una EVA, o actividad extravehicular, duermen allí la noche previa al paseo espacial en un entorno de presión reducida casi carente de nitrógeno, para con ello evitar el grave problema de la enfermedad de descompresión al respirar oxígeno puro a baja presión procedente de las mochilas de los trajes espaciales. Hasta donde sabemos, no ha habido problemas desde entonces en ese sentido. 

Como ya hemos dicho, los rusos diseñaron y construyeron su propia exclusa para paseos espaciales, y fuel siguiente elemento elevado a la ISS. Designado Compartimento de Acoplamiento 1, es en realidad lo que ya hemos indicado, pero con el añadido de permitir el acoplamiento de naves Soyuz y Progress. Al ser uno de los módulos más pequeños, no hizo falta recurrir al potente Proton-K, por el contrario, se modificó una Progress de carga (M-SO1), aprovechando su volumen interno para transportar suministros al complejo. La adopción de esta configuración de viaje permitió usar el veterano vector Soyuz-U, siendo lanzado en septiembre del 2001. Su acoplamiento, al puerto inferior del Zvezda, se realizó automáticamente, empleando el sistema Kurs. El llamado Pirs (Unión) tiene un peso en vacío de cuatro toneladas, unas

medidas de 4.91 metros de largo y 2.55 de diámetro, está equipado por dos puertos de atraque (uno de ellos ya utilizado para el acoplamiento con la estación) y dos esclusas para salir de la estación. Además, sirve de intermediario para que las naves Progress reposten combustible a la estación, ya sea a los tanques del Zarya o del Zvezda, o viceversa, lo que incluye repostar combustible a las naves tripuladas Soyuz que allí se acoplen. Al poco de llegar, la dotación de la Expedición 3 (llegada en agosto, en la misión STS-105 Discovery) completó tres paseos espaciales para su integración definitiva al complejo. Ahora, el futuro de este módulo está contado. Probablemente este año el Pirs sea desacoplado y desechado para dejar sitio a un nuevo módulo ruso, el Laboratorio Multipropósito, retrasado múltiples veces por problemas en sus distintos componentes. Eso no quiere decir que el segmento ruso carezca de la capacidad que le da el Pirs, porque la estación, ocho años después, recibió uno similar.

El año 2002 vio el verdadero inicio de la viga principal de la ISS. A lo largo de cuatro misiones de los transbordadores (STS-110 Atlantis, STS-111 Endeavour, STS-112 Atlantis y STS-113 Endeavour) se instalaron diversos segmentos de este vital componente de la estación. En la primera llego la estructura S0 (Estribor 0) que, pese a su nombre, es el segmento central. Acoplado estructuralmente al Destiny, queda situado tan próximo a la Z1 que bloquea totalmente el MBM. Con unas medidas de 13.4 x 4.6 metros y una masa declarada de 13.971 kg., su función primaria es la de dirigir la energía de los paneles solares a los módulos, al tiempo que se lleva el calor generado por los equipos instalados en los módulos a los radiadores situados en la viga. No es su única función, porque dispone de elementos como giróscopos, antenas GPS y sistemas de detección de partículas cargadas para los astronautas en EVA. Con la S0 también voló el primer elemento del Transportador Móvil, una vagoneta que, con la viga completa, recorrerá este conjunto de estructuras de extremo a extremo moviéndose sobre raíles. Su propósito es transportar de todo, desde el Canadarm2 a astronautas, repuestos, herramientas, etc., a las zonas en las que trabajar. La siguiente misión, además de transportar la Expedición 5 a la estación, añadió otro segmento al Transportador Móvil, el Sistema de Base Móvil, el soporte diseñado para albergar el Canadarm2 en sus recorridos por la viga. Y las

últimas misiones instalaron las estructuras S1 (Estribor 1) y P1 (Babor 1). De medidas idénticas (13.7 x 4.6, más de 14.000 kg), en ellas se sitúan los dos enormes radiadores desplegables, de tres segmentos cada una (solo uno desplegado tras la instalación de cada segmento), situadas en una plataforma rotatoria. Cada una dispone de 290 kg. de amoniaco anhidro (sin agua) cuyo propósito es servir como medio para transportar el calor desde los módulos hasta los radiadores. Entre otras cosas además, están diversos segmentos más para el Transportador Móvil, estos para posibilitar el transporte de astronautas a ambos lados de la viga. Por supuesto, sirven de base de montaje para el resto de estructuras, las equipadas con los paneles solares. Estas fueron los últimos añadidos al complejo en dos años y medio.

Ventana al Espacio (CXXVI)

Cometa Hyakutake, desde ROSAT

Ventana al Espacio (CXXV)

Imagen de todo el cielo en infrarrojo cercano, desde COBE

El Yin-yang del sistema solar

Una noche de octubre de 1671, Giovanni Cassini descubrió un nuevo punto de luz alrededor de Saturno. Visto en el lado occidental del planeta, esperó varios meses para tratar de verlo en el lado oriental, pero para su extrañeza, no apareció, tampoco lo hizo al año siguiente, apareciendo en un lado y no asomando en el otro. Tuvo que esperar a 1705, cuando consiguió un telescopio más potente, que fue capaz de encontrarlo en el otro extremo de Saturno. Ya convencido, anunció su nuevo descubrimiento.

Este fue uno de los cuatro satélites localizados por Cassini en Saturno, el último en confirmar, y tras calcular su trayectoria, se vio que tenía una peculiaridad. De los de su tamaño, es el más alejado al planeta, con una distancia media a Saturno es de aproximadamente de 3.5 millones de km., y con una inclinación con respecto al ecuador planetario de más de 15º, y tardando algo más de 79 días en rodear el planeta. Lo que desconcertó a los primeros que lo observaron era precisamente esa ambivalencia, con un lado sumamente brillante y otro muy oscuro. El propio Cassini supuso que era un cuerpo con una rotación fija igual que la Luna, con una cara siempre mirando a Saturno, y la otra al espacio profundo.

Conocido alternativamente, años después, como Saturno V, posteriormente como Saturno VII, y luego como Saturno VIII. Su nombre definitivo se lo dio John Herschel, hijo de William Herschel, recibiendo el nombre de Japeto, uno de los titanes de la mitología griega. Poco más se pudo saber hasta que no llegamos allí.

La primera misión espacial que alcanzó Saturno fue Pioneer 11, y aunque el encuentro planetario ocurrió el 1 de septiembre de 1979, el sobrevuelo a Japeto ocurrió tres días antes, a una distancia de algo más de 1 millón de km. Con una carga útil limitada y la lejanía, los datos fueron mínimos. Un año después, Voyager 1 no tuvo mejor suerte, pasando todavía más lejos de este satélite, a más de 2.5

millones de km. Al año siguiente, Voyager 2 tuvo más suerte, aproximándose a unos 910.000 km., y a pesar de la distancia, obtuvo imágenes nítidas que revelaron detalles sorprendentes de su superficie, confirmando la observación que Cassini hizo cuando lo descubrió. Varios cráteres aparecían en la superficie, y se observó un límite claro y definido entre la zona brillante y oscura. A pesar de lo poco que se vio, las zonas geográficas empezaron a recibir nombres, todos basados en el poema épico francés La Chanson de Roland, con la zona brillante recibiendo la nomenclatura de Roncevaux Terra, y algunos cráteres como Charlemagne. Hubo una excepción, porque la zona oscura recibió el nombre de Cassini Regio, por su descubridor. Tardamos 33 años en volver, con la sonda Cassini.

Debido a sus peculiares características orbitales, Japeto no fue un objeto fácil de estudiar de cerca, de hecho, la gran sonda solo practicó dos sobrevuelos cercanos. El primero fue realizado el 30 de diciembre del 2004, acercándose a unos 120.000 km., pero el importante fue el realizado el 10 de septiembre del 2007, pasando a 1227 km., el encuentro más cercano que se le haya hecho. Además de estos dos acercamientos, hubo decenas de oportunidades de observar el satélite de lejos, pero lo suficientemente cerca como para revelar los detalles que esconde este lugar más que interesante.

Gracias a todas las imágenes capturadas, y el resto de información recogida, sabemos muy bien cómo es Japeto. Se trata del undécimo satélite más grande del sistema solar, con un diámetro medio aproximado de 1469 km. Es un satélite de baja densidad (1.27 g/cm3) lo que indica que está formado por materiales helados, acompañado con algo de roca. Lo más notable, sin duda, es su dicotomía de color. La zona brillante, y situada en el hemisferio contrario a la órbita del satélite, con un albedo de 0.5, es en esencia una zona cubierta de hielo, mientras que la zona oscura, en el hemisferio situado en la dirección orbital, con un albedo de entre 0.03 y 0.05, muestra un color marrón rojizo. Imágenes tomadas desde cerca mostraron que la zona brillante no es una zona homogénea, sino que existen diversos parches sobre la zona oscura. Sin sorpresas, Japeto muestra una gran densidad de craterización,

con algunos ejemplos de tamaño considerable, como Turgis, de 580 km. de diámetro, o Engelier, de 504. En total, hay unos 58 cráteres actualmente nombrados en Japeto. El más grande de todos, sin embargo, es Abisme, con un diámetro de 767.64 km.

Un aspecto desconcertante de Japeto, descubierto por Cassini, es la larga cordillera ecuatorial que corre a lo largo de 1300 km. por la Cassini Regio, y que tiene difícil explicación. En realidad son secciones relativamente desconectadas, siendo la mayor Toledo Montes. Un primer aspecto intrigante es que su nivel de craterización es semejante a la del resto del satélite, por lo que  se formó casi al tiempo mismo que Japeto. Pero cómo se formó, sigue siendo objeto de debate. Los hay que han pensado que eran los restos de un

anillo que fue absorbido por la superficie, pero es demasiado rocambolesca. Otra afirma que es la consecuencia del enfriamiento del satélite, tras haber liberado calor interno provocado por el isótopo radiactivo del Aluminio-26. Y una tercera que es fruto de la solidificación de una fuente de material líquido. Sea como fuere su formación, sus dimensiones, con una anchura de 20 km. y una altitud media de 13 km. (algunos picos superan los 20 km.), distorsiona la forma de Japeto visto desde lejos, de ahí que el margen de error en los cálculos de sus medidas sea levemente alto. Sin embargo, lo más interesante de este satélite es la dicotomía de color.

Cassini ya lo advirtió: sus dos hemisferios son muy distintos, con uno muy brillante, casi tanto como Europa, satélite de Júpiter, y el otro muy oscuro, casi como el carbón. ¿Por qué? Sigue siendo objeto de debate. Por lo general, la impresión es que la zona brillante es como una capa colocada sobre la superficie general, con parches dispersos de material oscuro en muchas zonas de esta área brillante. La zona de transición entre las regiones está muy moteada, hasta llegar a la zona oscura en la que los parches brillantes apenas aparecen. Por composición, la zona brillante es mayormente hielo de agua, en cuanto a la zona oscura, parece abundar el dióxido de carbono. Datos de temperatura, además, muestran que los parches oscuros absorben mucha radiación solar, con temperaturas mucho más altas que en las zonas brillantes. Esta zona oscura tan extraña, compuesta por un material formado casi a partes iguales de carbono y nitrógeno, formando componentes orgánicos que

suelen encontrarse principalmente en los cometas. Por lo tanto, su origen es todavía desconocido. Acerca de su origen, algunos dicen que procede del exterior. El observatorio Spitzer descubrió un enorme anillo de material en aproximadamente la zona de la órbita de Febe, por lo que suponen que parte de ese material ha caído hacia el interior del sistema de Saturno, cubriendo diversos satélites, entre ellos Japeto. El hecho del color tan oscuro podría ser causa de la agresión del viento solar, que erosionó los granos de material, y es así cómo está en la superficie. Una vez sobre la superficie, este material, muy capaz de retener calor, debió provocar la sublimación de parte del hielo y, como consecuencia de su lenta rotación sobre sí mismo (el mismo tiempo que en orbitar Saturno), el hielo evaporado de la zona iluminada viajó a zonas más frías, donde se volvió a condensar y congelar. De

este modo, y actualmente, el hielo va cambiando de lugar en Japeto incluso ahora, en un ciclo de evaporación, condensación y congelación que debe llevar en marcha millones de años, y es algo que Cassini registró en su sobrevuelo de septiembre del 2007. Por otro lado, se cree que podría tener un origen interno. Puede ser que una combinación de criovulcanismo e impactos de meteoritos haya elevado a la superficie el material. Por un lado, los impactos excavarían la superficie hasta la zona a varios km. de profundidad, y vistos los cráteres tan grandes, no sería descartable, y por otro lado, el criovulcanismo habría expulsado grandes cantidades de material fluido que probablemente se habría oscurecido por acción del viento solar. Sea cual sea el proceso que ha provocado el intrigante aspecto de la superficie de Japeto, merece una nueva investigación más próxima.

Cuando, en el futuro, el ser humano se lance a la investigación del sistema solar, Japeto será uno de los lugares en los que detenerse. Vale, en el sistema de Saturno hay otros sitios interesantes, como Encélado o Titán, pero la combinación de larga distancia y una distinta inclinación al plano orbital del propio planeta, puede hacer de este satélite la base ideal desde la que observar los anillos. Otros satélites, como Rea o

Mimas serían mejores elecciones por su cercanía, pero siempre tendrían los anillos de perfil. Desde Japeto, sin embargo, dependiendo de las condiciones de luminosidad, tendrían los anillos casi siempre a la vista para observar todos los procesos que allí se desarrollan. Sobre el agua, no hay problema. Japeto nunca será un punto de apoyo para la investigación del sistema solar exterior, pero merece ser un lugar de visita obligatorio, no solo por esto de la indagación acerca de los anillos, sino por sus misterios propios.

El sistema solar es un lugar sorprendente, pero sin duda Japeto es de los que se llevan la palma en cuanto a lugares asombrosos. Es un rincón de nuestra parcela galáctica que merece una investigación en profundidad, pero vistos los planes actuales, tardaremos mucho, mucho, en volver a verlo de cerca. Pero siempre podremos echar mano de las fabulosas postales que Cassini consiguió durante su estancia de trece años.

Japeto, desde 83.000 km., 10 de septiembre del 2007 (Cassini)

Ventana al Espacio (CXXIV)

El remanente de supernova Kepler, desde ROSAT

Lunáticos

Por si no se habían dado cuenta, este es el día en que celebramos el 50 aniversario de la llegada del ser humano a la Luna, cuando la nave Eagle de la misión Apollo 11 se posó en el polvoriento suelo del Mar de la Tranquilidad. La Luna no ha cambiado prácticamente nada, pero aquí abajo mucho lo ha hecho. A diferencia de anteriores aniversarios, este no solo es especial por ser el que celebra el medio siglo, también por el renacido interés, y prisa, por cierto, de retornar a Selene. De repente, todos se están volviendo locos por alcanzar nuestro satélite, no solo con vehículos no tripulados, también con gente y, como se recordará, tan pronto como el 2024, una fecha que, a tenor de cómo van las cosas, es imposible que cumplir. Este año también marca el décimo aniversario del orbitador más longevo en trabajar alrededor de nuestro satélite. LRO sigue siendo la punta de lanza de 

la actual exploración selenita, que actualmente incluye dos misiones de superficie chinas (una en hibernación, la otra en plena operación), y un futuro repleto de misiones no tripuladas, la más inmediata será Chandrayaan-2, combinación de orbitador, lander y rover, que debe alzar el vuelo dentro de dos días. Y por supuesto, los planes de desembarcar con gente en la superficie lunar. Más allá de ese programa loco de la NASA, el plan es instalar una estación en órbita cis-lunar, la propuesta Gateway, y luego situar otra en la propia superficie. Las diversas agencias están trabajando en formas de fabricar esas instalaciones, a cada cual más extensa. Un esfuerzo que debería ser de todos, y no de uno en exclusiva. En fin, que con esto del 50 aniversario, la gente parece haberse vuelto loca. De repente, surgen documentales como setas, aparecen personas que, si no fuera por aquel evento, no conoceríamos, y recurren las preguntas habituales cuando ocurre algo gordo: ¿dónde estabas aquel día? Y ¿qué estabas haciendo? Es indiscutible que fue un instante monumental, y las misiones posteriores fueron más allá y proporcionaron más ciencia que la que se obtuvo con esta que ahora recordamos, pero sin ella, las demás lo hubieran tenido más difícil. ¿Cuándo regresaremos? Difícil pronóstico, pero en el 2024, no. Pero se hará, y estaremos aquí para relatarlo. 

Estación Gateway con la nave Orion acoplada - representación artística (Fuente: ESA)

La olvidada Venus

Hace no tanto tiempo, Venus fue el planeta más visitado del sistema solar, mucho más que Marte. Durante las décadas de los años 1960, 1970 y 1980, entre la NASA y la URSS se lanzaron, o intentaron lanzarse, unas 34 misiones hacia la diosa de la belleza, por las 24 lanzadas, o casi, al planeta rojo. Curiosamente, desde la década de 1990 y hasta la actualidad, Marte ha visto, por decir algo, unos 25 proyectos consiguiendo, o intentándolo, llegar allí, y para los próximos años al menos otros seis. En esta época, sin embargo, la sequía venusina es desoladora, con solo dos misiones (Venus Express y la actual Akatsuki) y varios sobrevuelos. A pesar de la mucha información recogida por todas estas misiones, todavía queda mucho por saber, y para los científicos y astrónomos centrados en el segundo planeta, ver cómo las oportunidades de volar desaparecen (principalmente, por escoger otros destinos) resulta bastante deprimente. Eso no impide que sigan planteando propuestas de investigación, centradas en dos áreas todavía desconocidas (de las muchas que hay) acerca de Venus.

Al echar un vistazo en los distintos atlas compilados por las imágenes capturadas por sondas como Lunar Reconnaissance Orbiter, Mars Global Surveyor o Mars Reconnaissance Orbiter, comprobamos que esos mapas tienen resoluciones asombrosas, de apenas unos metros. De hecho, gracias a la cámara CTX de MRO, tenemos el 99% del planeta rojo cartografiado con una homogénea resolución de seis metros. Otros mundos, más exteriores, también tienen mapas con resoluciones notables, y algo parecido pasa con Mercurio. Con Venus la cosa cambia. El mejor mapa compilado se generó gracias a los datos de radar de la sonda Magallanes, con una resolución homogénea de un km., y

con zonas escogidas con una resolución máxima de 100 metros. Eso significa que todavía queda mucho que ver sobre su superficie. Como ha ocurrido en la investigación marciana, cada vez que llegaba una cámara mejor, se nos abría una ventana a un nuevo mundo asombroso. Esto es lo que hace falta en el segundo planeta. Los sensores ópticos lo tienen completamente imposible para cartografiar Venus desde la órbita, haciendo que los sensores de SAR sean los únicos capaces de cumplir la tarea. En el tiempo que ha pasado entre Magallanes y la actualidad, la tecnología de los radares de apertura sintética ha avanzado enormemente, siendo los que están equipados con ellos entre los más importantes, como los Sentinel-1 europeos o el japonés Daichi-2. Estos sistemas activos funcionan emitiendo ondas de radio que rebotan en la superficie y luego reciben esas señales, para luego ser procesadas generando una imagen de la zona escaneada. En órbita terrestre hay sistemas SAR que trabajan en ciertas frecuencias: los Sentinel-1 lo hacen en la banda-C del espectro de radio, el de Daichi-2 lo hace en banda-L, y los de los satélites TerraSAR-X, TandEM-X y Paz, en banda-X, cada uno con sus propias carencias y virtudes. Los enviados a Venus, por su parte, lo hacían en banda-S. Sin importar la frecuencia en la que funcionen, los actuales sistemas SAR pueden alcanzar resoluciones 

Montes Danus y Planicie de Lakshmi, Venus

espectaculares en comparación con lo conseguido por Magallanes en Venus o Cassini en Titán, capturando detalles de hasta tres metros en superficie, dependiendo del modo de funcionamiento. Un sistema similar aplicado a Venus sería un salto gigantesco, permitiendo capturar imágenes detalladas y asombrosas de lo que sucede bajo el velo nuboso del planeta. Lo que sabemos de su superficie es que está dominada por planicies volcánicas, el resultado de un evento global de reforma superficial que borró prácticamente toda señal de lo que existía anteriormente, además de contar más de 800 cráteres de impacto, una cifra escasa comparada con lugares como Mercurio o Marte. Aunque las imágenes de Magallanes fueron tremendas en su día, misiones actuales de SAR se centrarían en detalles todavía más pequeños, lo que permitiría revelar formaciones totalmente nuevas o detalles de cómo se formaron las distintas regiones de la 

Monte Agung, isla de Bali (Daichi-2)

superficie. En general, ayudaría a los geólogos y cartógrafos a trazar con más exactitud la historia de la formación de la superficie de Venus, una historia, por otra parte, volcánica. Y en esto los nuevos sistemas de SAR ayudarían a desvelar si Venus todavía es un lugar activo. Datos procedentes de Pioneer Venus Orbiter primero, y Venus Express más tarde, parecen indicar que lo es: en ambos casos, se registraron aumentos repentinos de azufre en la atmósfera, que fueron desvaneciéndose gradualmente. A esta pista se suma una imagen infrarroja tomada por Venus Express en el que mostraba una zona muchísimo más caliente que el terreno a su alrededor, lo que sugirió una lengua de lava. Basándose en estos datos, la sugerencia es que sí, es un planeta activo, pero gracias a los radares de los satélites, hay otra forma de ver las consecuencias de eventos así. Se denomina SAR interferométrico, y consiste en juntar dos imágenes de radar de un mismo lugar tomadas en distintos días, semanas o meses. Al ser un sistema activo, los SAR capturan el relieve de la superficie con sus ondas de radio y, si se ha producido un desplazamiento del terreno (por un terremoto, un corrimiento de tierra, hundimiento del terreno o un abombamiento del suelo) o si se ha añadido terreno adicional (como una lengua de lava extendiéndose por la ladera de un volcán) esto se refleja en una imagen que casi parece un arcoíris. 

Interferograma tras un terremoto en el centro de Italia, 2016
(Sentinel-1)

Actualmente se usa mucho en zonas volcánicas o propensas a terremotos (sin olvidarnos de lo útil que es en la planificación urbana), especialmente después de la ocurrencia del evento, ayudando a las distintas agencias geológicas y de ayuda a la hora de estudiar los efectos provocados o para recolocar a la gente fuera de las zonas en peligro. La idea de usar la interferometría por SAR en Venus es lógica: si es un lugar activo, el uso de esta técnica ayudará a saber qué pasa bajo la superficie, o en ella misma. La suposición actualmente aceptada es que en Venus no hay placas tectónicas, sin bien es seguro que se produzcan terremotos por el simple hecho de que deben producirse erupciones volcánicas. Por lo general antes de una erupción, llega el terremoto, y si un sistema así desde la órbita lo capta, indicará que el planeta sigue vivo, geológicamente hablando. Otro motivo de usar esta técnica es para ver cuándo material se inyecta en la superficie tras una erupción volcánica, un evento que, sin duda, modifica la superficie. Con la resolución adecuada, se podría llegar a saber cuánto material se ha posado, el nivel de viscosidad de esa lava, y otros parámetros. En esencia, se podría saber cuáles de los volcanes venusinos todavía están activos. En los últimos tiempos, se han entregado diversas propuestas, tanto al programa Discovery como al New Frontiers, y en la última selección del primero, una misión de SAR, llamada VERITAS, llegó a la final, pero todos sabemos ya que no fue seleccionada. Todavía hay esperanza, por cierto, porque en la ESA se siguen seleccionando misiones. Como parte de su programa global Cosmic Vision, se está realizando un concurso para seleccionar entre uno de tres proyectos para volar no antes de la década del 2030, y entre ellas está la propuesta EnVision, con objetivos prácticamente calcados a los de VERITAS. Curiosamente, ambas propuestas no solo transportarían sistemas de SAR interferométricos, también un espectrómetro infrarrojo con un uso hasta ahora no realizado globalmente en Venus: el estudio de la composición superficial. A lo máximo que hemos llegado en esta categoría es que es un lugar en el que predominan los basaltos, normal al ser un mundo principalmente volcánico. Esta información fue entregada por las sondas de superficie Venera 13 y 14 usando espectrómetros de rayos gamma. Como es obvio, esta información capturada en lugares muy pequeños no puede extrapolarse a toda la superficie. Entonces, ¿Cómo estudiar su composición desde la órbita? No queda otra que usar las técnicas ya conocidas. Usar espectroscopia infrarroja en otros mundos es sencillo, pero en Venus sus nubes complican las cosas. Aún así, gracias al extenso uso de esta longitud de onda, especialmente por Venus Express, sabemos que existen diversas ventanas atmosféricas que son transparentes al infrarrojo, lo que nos permite ver la superficie. En un pequeño estudio realizado hace ya unos años, se descubrió la existencia de granitos en la superficie de Venus. ¿Eso es importante? Sí, porque esta es una pista que nos lleva a pensar que, en algún momento de su historia, Venus tuvo masas de agua en superficie. Esto es solo un pequeño detalle de lo que todavía oculta el planeta. Aunque los estudios realizados muestran que la resolución de ese mapa geológico sería relativamente baja, sería un buen punto de partida para seguir entendiendo qué le sucedió al planeta.

Infografía de Pioneer Venus
Multiprobes

Otro aspecto clave para saber qué ocurrió en Venus es el estudio de su atmósfera. A partir de las muchas mediciones compiladas en las últimas décadas sabemos cuál es su composición: 96.5% de dióxido de carbono, 3.5% de nitrógeno, 0.015% de dióxido de azufre, 0.007% de argón, 0.002% de vapor de agua, 0.0017 de monóxido de carbono, 0.0012% de helio, 0.0007% de neón, y diversos gases traza como cloruro de hidrógeno, fluoruro de hidrógeno, entre otros. Estas mediciones fueron tomadas, como mucho, en la década de 1980. Los espectrómetros de masa actuales son, evidentemente, mucho más sensibles, por lo que darían resultados todavía más precisos. Pero, ¿por qué? ¿Para qué? En la atmósfera se ocultan muchas pistas de la historia de la evolución del planeta, de cómo se originó, de cómo evolucionó, hasta llegar a como lo es hoy. Especialmente intrigante es el asunto del agua. Los datos de superficie confirman la existencia de agua, pero actualmente existe muy poca en la atmósfera. En esencia se cree que fue por un proceso similar al que ocurre actualmente en Marte, pero no es seguro. La indagación más importante en ese sentido es el estudio isotópico de los componentes atmosféricos. Los átomos disponen de distintos isótopos, cuanta mayor sea la composición isotópica, más pesado es el 

Concepto DAVINCI
descenciendo en Venus

átomo. Por lo tanto, un átomo de bajo peso isotópico es más propenso a ser expulsado de una atmósfera que uno más pesado. De ese modo, el estudio isotópico de la atmósfera de Venus puede proporcionar información sobre lo que pasó en Venus desde que se formó hasta la actualidad. Además, hay otro ingrediente que todos quieren conocer pero que hasta la fecha no tienen ni idea cuál es. Fue gracias a Mariner 10 que vimos por primera vez la dinámica de nubes de Venus, al observar el planeta en luz ultravioleta. Desde entonces, se han hecho muchas mediciones, pero el elemento concreto que absorbe luz ultravioleta en los 365 nm sigue sin identificarse. Una sonda atmosférica, como las empleadas en los años 1960 y 1970, pero con tecnología actual, nos proporcionaría mucha información al respecto, pero las propuestas esbozadas para ello, como DAVINCI en el programa Discovery, no han ido más allá.

Estos dos temas son solo dos de los muchos que la comunidad científica enfocada en Venus quieren investigar, y de momento, solo tienen a Akatsuki para responder a alguno. Más allá de las propuestas, puede decirse que, en movimiento, hay dos proyectos. Uno de ellos sería la primera misión de la agencia espacial de la India, ISRO, a Venus, que será un orbitador muy equipado científicamente, y con participación internacional, el otro, que lleva, como poco, más de una década dando vueltas, es la misión rusa Venera-D, que incluirá no solo un orbitador, también un lander, diseñado para funcionar más tiempo de lo que duraron todos los que se posaron allí. La pega es que ninguna tiene fecha de lanzamiento, y desconocemos lo avanzadas que van. Es lo que toca.