Ventana al Espacio (XXXVII)

La galaxia NGC 3370, desde el Hubble.

Gigantes de la exploración espacial: Venera 15 y 16

Tras la Luna, el lugar en que cosecharon notables éxitos los soviéticos fue en Venus. En 1967, la Venera 4 analizaba la atmósfera venusina in situ, en 1970 la Venera 7 aterrizaba en Venus y nos mandaba información desde allí. En 1975 las Venera 9 y 10 mandaban imágenes desde la superficie de Venus, mientras que los orbitadores giraban alrededor del planeta realizando un mapa básico mediante radar, y en 1982 las Venera 13 y 14 tomaron imágenes en color de sus lugares de aterrizaje y analizaban la composición del suelo. Solo les quedaba una cosa por hacer: realizar mapas detallados de la superficie de Venus usando radares más potentes. Esa fue la misión de las Venera 15 y 16.

Estas dos sondas eran el punto final del programa Venera, y obviamente se esperaba que fueran la demostración de la alta tecnología soviética. Como era imposible usar cámaras de televisión para tomar imágenes de la superficie desde la órbita, se pudo comprobar que las ondas de radar si penetraban la atmósfera, y nos proporcionaban relieves de su superficie. Esta manera de cartografía se probó desde radiotelescopios basados en Tierra. Luego, las Venera 9 y 10 y la Pioneer Venus Orbiter equiparon sistemas de radar con los cuales se conseguían mapas muy generales, sin revelar estructuras menores a 70 km. Entonces, para el broche de oro al programa venusiano, para sus dos últimas sondas fabricaron un sistema de radar mucho más potente, que sería el equipo principal de la misión.

Para el diseño de las Venera 15 y 16, se utilizó el diseño base estrenado por las misiones Mars en 1971, y que había proporcionado excelentes resultados desde 1975 en Venus. El cuerpo central de las sondas era un cilindro de 5 metros de largo y 60 centímetros de diámetro. La novedad era que sustituía el soporte para las sondas de aterrizaje (evidentemente suprimidas para esta misión) por la gran antena de radar. En la parte inferior se encontraba el módulo de propulsión, y a cada lado del cilindro, los paneles solares. El instrumental, por primera vez, era austero: detectores de rayos cósmicos (seis sensores), un detector del plasma del viento solar, un espectrómetro infrarrojo Fourier, y el equipo de radar (Polyus-V SAR, o radar de apertura sintética), basado en una antena parabólica de 1'4 metros de alto y seis metros de punta a punta, y el sistema radiométrico Omega, en una antena de un metro de diámetro. Para comunicaciones, adosada al cilindro, estaba una antena de telecomunicaciones de 2'6 metros de diámetro. En el momento de lanzamiento, la Venera 15 pesaba 5.250 kg. y la Venera 16 5.300.

Las sondas fueron elevadas mediante sendos cohetes Proton-K (2 de junio de 1983 la Venera 15, 7 de junio del mismo año la 16), y sus travesías duraron cuatro meses hasta el nuboso planeta. Adoptaron sus órbitas polares el 10 y 14 de ocubre de ese mismo año, para luego refinar su órbita para alcanzar las de trabajo. Ámbas sondas realizaban órbitas altamente elípticas (1.000 x 65.000 km.) de una duración de 24 horas. El perigeo coincidía cerca del polo norte, por lo que el SAR de las sondas solo podían cubrir una gran extensión del hemisferio norte. Había una diferencia de un grado entre la órbita de una sonda y otra, por si la primera no podía examinar una zona, la segunda realizaba la tarea.

El sistema de radar funcionaba en esencia de esta manera: el radar enviaba una secuencia de códigos de 127 pulsos, emitiendo un haz de radar cada 1'54 milisegundos. Cuando el haz de radar rebota en la superficie la reflexión de la superficie queda grabada en un receptor, para luego pasar a un sistema de grabación digital, que procesa los datos para formar la imagen. Además, usando el sistema Omega, usando una señal de radio, determinaba la altitud. Así, la imagen procesada por el sistema de a bordo pasa al sistema de almacenamiento de la sonda, para su posterior envio al centro de control, donde los datos volverán a ser procesados para tomar su aspecto definitivo. En cada pasada, el SAR realizaba tiras de la superficie, de 120 km. de ancho y 7.500 de largo, y debido a la lenta rotación de Venus, la siguiente tira poseía una parte de la anterior, proporcionando así una cobertura completa del área examinado.

En total, durante 8 meses de operación (hasta julio de 1984) realizaron una cartografía de Venus desde el polo norte hasta la latitud 30º N, con una resolución máxima de 1 km. En total, ambas sondas examinaron un 25% de la superficie venusiana, hallando cráteres, montañas, y sobre todo, terrenos muy llanos, seguramente formados a causa de las teorizadas erupciones volcánicas. Las imágenes en sí, la verdad es que si bien mostraban las arrugas del terreno, no poseían mucha claridad, pero en fin, no es para quejarse, desde luego. Estos fueron los primeros mapas más o menos detallados del planeta, que luego serían corregidos y aumentados.

Las Venera 15 y 16 fueron las últimas sondas exclusivas que la URSS lanzó hacia ese planeta. Las siguientes (y últimas) que lo examinaron fueron las Vega 1 y 2, con destino al cometa Halley, si bien aprovecharon ese encuentro para enviar cada una tanto sondas de aterrizaje como los primeros globos atmosféricos que han flotado en la atmósfera de otro planeta. Desde entonces, no han vuelto.

Desde luego las Venera 15 y 16 han sido sondas históricas por el simple hecho de haber realizado la primera cartografía detallada de este planeta, y las primeras en equipar sistemas de radar para cartografía avanzados. Y sin duda, realizaron un gran trabajo.

El sistema solar interior

Nuestra parcela en la Vía Láctea se compone de cometas, asteroides, satélites, planetas, y una estrella. Esto no es novedad, ya que los que leeis esta crónica conoceis de lo que está formado. Pero creo que es la obligación de este humilde cronista hablar de las características de los cuerpos principales de nuestro sistema solar, empezando desde nuestro Sol hasta el cinturón de asteroides, la línea divisoria que separa a los planetas telúricos de los gaseosos.

El Sol, o Helios, como nos gusta llamarlo, es, naturalmente, el astro principal del sistema solar, de ahí su posición central. Es una estrella tipo G en la secuencia principal, tiene un diámetro de 1.392.000 km., y es calificada como una enana amarilla. Él solito es el 99'9% de toda la masa completa del sistema solar, y rota sobre sí mismo en unos 25 días. Para nosotros es especial porque es la que nos permite vivir, ya que influye gracias a su luz al mantenimiento de la atmósfera. Está formado en gran medida de Hidrógeno, con una buena parte de Helio, y otros elementos en mejor proporción. Su temperatura media en la "superficie" es de unos 6.000º C. El Sol, y por añadidura todas las estrellas del universo, es un gigantesco reactor nuclear que quema hidrógeno para alimentar los procesos que lo hacen tan brillante. También es importante porque nos protege de la radiación interestelar y otros peligros menores que nos pueden llegar desde allí. Y por supuesto es importante para nosotros porque es la única estrella que podemos estudiar. Hemos visto sus manchas, sus violentas erupciones, hemos estudiado sus polos y su campo magnético, y desde luego, sus ciclos tormentosos y de calma, cada 11 años. Actualmente, Helios está siendo examinado por cuatro sondas, SOHO, SDO y el dúo STEREO, y actúan como sistema de alarma por si alguna llamarada solar puede alcanzarnos y estropear nuestros sistemas electromagnéticos.

Como sabéis, el primer planeta del sistema solar es Mercurio. Llamado en honor al mensajero de los dioses, es el más pequeño del sistema solar interior. Con un diámetro de 4879 km., es el segundo planeta más denso del sistema solar después de la Tierra, y su eje de rotación apenas está inclinado. Tarda 88 días en dar una vuelta al Sol, en la órbita más elíptica de los planetas interiores. La distancia media a Helios es de unos 58 millones de kilómetros, aunque su perihelio es de 46 millones, con un afelio de 69 millones, y además la órbita está inclinada 7º respecto a la eclíptica. Esto provoca distintas velocidades orbitales, siendo mayor durante el perihelio, decelerando en el afelio. Una rotación sobre sí mismo equivale a 58'7 días terrestres, y las particularidades orbitales de Mercurio provocan que haya regiones que no ven el Sol durante 176 días. Es el planeta con la mayor diferencia de temperatura entre el día y la noche, unos 600º C, siendo de 420º C la diurna, y de -180º C la nocturna. Su superficie está plagada de cráteres, cuencas de impacto, pliegues como si fueran arrugas, y muchos terrenos llanos. Su estructura más visible es la cuenca de impacto Caloris, de unos 1.550 km. de diámetro y con un interior liso, aunque con bastantes cráteres de tamaño medio. Su mayor cráter es Rembrandt, descubierto por Messenger en octubre del 2008, de unos 720 km. de diámetro. También se le califica de cuenca de impacto. Mientras, el mayor pliegue de Mercurio es el Discovery Rupes, que se extiende a lo largo de 650 km. en el hemisferio sur del planeta. Por último, hay un detalle que llama la antención en Mercurio: su campo magnético. Detectado por primera vez por la Mariner 10, no es ni por asomo tan potente como el terrestre, pero es lo suficientemente fuerte como para generar una magnetosfera que protege buena parte de la superficie, mucho más al hemisferio norte que al sur. En estos momentos, Messenger está examinando desde la órbita este bello astro.

Venus es ámpliamente conocido. Es considerado el lucero del alba y el vespertino, y en época de los romanos creían que eran dos astros diferentes, a los que llamaron Lucifer y Vesper. El segundo planeta del sistema solar es el más cercano a la Tierra (40 millones de kilómetros), y es prácticamente gemelo en muchas características. Su diámetro es de 12.104 km, siendo 650 km. menor que el terrestre. Es el tercer planeta del sistema solar en densidad, y el de mayor atmósfera entre los terrestres. Su estructura interna es casi un calco que la terrestre, y su masa es al menos un 80% el de la Tierra. Sin embargo, tiene características únicas. Su atmósfera es de dióxido de carbono, y posee una enorme capa de nubes de dióxido de sulfuro (a partir de 60 km.) que cubre permanentemente la superficie, y provoca una lluvia corrosiva de gotas de ácido sulfúrico. Todo esto provoca un efecto invernadero exacerbado. Si bien el calor del Sol es rebotado por la atmósfera y capa superior de nubes, parte de ese calor y de la radiación infrarroja si llega a la superficie, pero las nubes impiden que se vaya, incrementando la temperatura, haciendo que posea uno de los registros más altos del sistema solar (480º C). Gracias a las misiones cartográficas de las Venera 15 y 16 y de la Magallanes, hemos conseguido al fin averiguar que hay debajo de las nubes. Un 80% de la superficie son tierras llanas, planicies formadas por innumerables erupciones volcánicas. Han sido vistos hasta 167 edificios volcánicos. Posee algo menos de 900 cráteres de impacto, y su región más alta es en Maxwell Montes, concretamente el Cleopatra Patera, de unos 11.500 metros. El cráter más grande es Stanton, de 107 km., y uno de los más célebres es Golubkina, de 28. La órbita de Venus es la más circular entre los planetas del sistema solar, estando en el afelio a 109 millones de kilómetros, mientras que su perihelio es de 107.4 millones de kilómetros. La media es de 108. Tarda en orbitar el Sol en 224 días, y 243 en una revolución propia. Su eje de rotación, según convenciones, está a 2º, aunque la realidad es que está a 177'9º, por lo que el planeta está al revés, y rota al revés. No sabemos qué cataclismo provocó este cambio. Venus Express sigue allí para indagar en esta y otras cuestiones.

Y ahora, la Tierra. ¿Qué podemos decir de nuestro planeta? Varias cosas. Para empezar, es el tercer planeta del sistema solar, quinto por tamaño, es el más denso, y posee un campo magnético muy poderoso que nos protege de casi todo lo que el Sol nos suelta. El díametro ecuatorial terrestre es de 12.756 km, siendo el polar de 12.714. La órbita está en la misma eclíptica, y su distancia media al Sol es de 150 millones de kilómetros, aunque su perihelio es de 147 millones, correspondiendo el afelio a la distancia de 152. La atmósfera está compuesta de un 78% de nitrógeno, un 21% de oxígeno, y el resto de otros gases. La hidrosfera ocupa un 75% de la superficie total del planeta, y el monte más alto es el Everest, con sus 8848 metros. Sin embargo, si contáramos desde su nacimiento real hasta la punta, el más elevado de la Tierra es el volcán Mauna Kea de Hawaii, que supera los 10.000 metros, aunque solo 4.205 sobresalen del océano. La Tierra tiene cráteres de impacto, aunque no lo parezca. El mayor es Vredefort, en Sudáfrica, de 300 km, y el más célebre es el cráter Barringer, o Meteor, situado en Arizona, de apenas un km. de diámetro. Y luego está la Luna. Selene, como también la llamamos, es el quinto satélite del sistema solar por tamaño (3.476 km.), y es un 1/81 del tamaño de la Tierra. Es el único satélite con estas proporciones con respecto a su planeta. Es un erial sequísimo, cálido durante el día (120º C) y gélido por la noche (-105 º C), tarda 28'7 días en orbitar la Tierra y en dar una vuelta sobre sí mismo, en una órbita de una inclinación de 5º. La distancia media a la Tierra es de 384.000 km., siendo el perigeo de 363.000 km., mientras que el apogeo lo realiza a 405.000 km. Las dos caras de la Luna son muy diferentes, con grandes mares en la cara visible, y cientos de miles de cráteres en la oculta. El mayor cráter lunar es el Apollo, de 537 km. de diámetro en el hemisferio sur de la cara oculta. Tenemos la Luna ámpliamente examinada, y todavía está la Lunar Reconnaissance Orbiter, enseñándonos cosas que no se habían visto hasta ahora.

Marte, el planeta Rojo. No necesita más presentación, aunque es el primer planeta más allá de la Tierra, al que se llega a aproximar a 56 millones de kilómetros. Su órbita es bastante elíptica, estando en el perihelio a 207 millones de kilómetros del Sol, mientras que en el afelio dista de él 249 millones, haciendo una distancia media de 227. Su órbita está inclinada 1'8º con respecto a la eclíptica. Posee un diámetro ecuatorial de 6.792 km., siendo el polar de 6.752. Su tenue atmósfera está formada principalmente por dióxido de carbono, y aún está escapando al espacio. Tarda 687 días en orbitar al Sol, y 24 horas y 37 minutos en girar sobre sí mismo. Su eje de inclinación es de 25º, y posee dos casquetes helados en los polos. En cuanto a la geografía, quién no ha soñado con sobrevolar a vista de pájaro el Valles Marineris, o escalar la mayor elevación del sistema solar, el Olympus Mons, con sus 21.171 metros. Su temperatura en superficie puede bajar hasta -125º C en el polo sur, mientras que en verano, en el ecuador, el suelo de Marte puede llegar a +22º C, pero eso en el suelo, ya que si subiéramos, en el aire, solo un metro, la temperatura ya es bajo cero. El mayor cráter lunar es el Schiaparelli, al este de Terra Meridiani, de 461 km. de diámetro, siendo el Cassini el segundo mayor, con 412 km. Hemos hablado tanto de este planeta que es ya por todos conocidos, y conociéndolo aún más, para eso tenemos allí a Mars Odyssey, Mars Express, Mars Reconnaissance Orbiter y a Opportunity, y de camino está el Curiosity. Y están Fobos y Deimos también por todos conocidos.

En los siguientes capítulos hablaremos del cinturón de asteroides, del sistema solar exterior, y el cinturón de Kuiper. Así podréis saber un poco más sobre todos estos rincones del sistema solar.

Resumen del año 2011

En fin, allá vamos con el resumen. Este año 2011, la verdad, es que no ha estado nada mal. Resultados extraordinarios, misiones que comienzan sus periplos, aunque también despedidas de otros vehículos fabulosos. Y para variar, Cassini abrió el festival, en esta ocasión observando la mayor tormenta jamás vista en Saturno, que nos ha durado hasta casi mitad de año. Y por supuesto, mucho hemos podido ver allá. La fuente gigante de calor en Encélado, sobrevuelos a varios satélites, las evidencias de la rotación doble del planeta, tardando menos un hemisferio que otro, las precipitaciones de Titán y sus cambios superficiales, aunque también problemas en la propia sonda, en uno de sus instrumentos. A mitad de febrero, pudimos contemplar el extraordinario fin de misión de la sonda cometaria Stardust, que realizó su acercamiento al cometa Tempel 1 de manera exitosa. Mientras, por Marte, buenas y malas noticias. Comenzando por las buenas, gracias a todas las sondas orbitales hemos tenido muchos datos importantísimos: Dunas en movimiento, rastros de agua tras remover terreno, hallazgos de minerales inesperados, detección de depósitos subsuperficiales de dióxido de carbono helado en el polo sur gracias al radar SHARAD de la MRO, etc. Y por la superficie, el incansable Opportunity, tras casi tres años de camino desde que abandonó el cráter Victoria, por fin ha alcanzado el Endeavour, en el que tendrá trabajo durante mucho tiempo, aunque de momento estará parado para poder soportar el crudo invierno marciano. Mucho promete este accidente, y nuestro aguerrido viajero seguirá allí alerta y funcionando. Sin embargo, entre lo malo, fallos en dos de las sondas orbitales (un problema gordo en el grabador de datos de la Mars Express que la ha tenido inactiva desde agosto hasta fin de noviembre y un grave fallo en la rejilla CCD de la cámara HiRISE de la MRO a mitad de septiembre) y lo más triste: la confirmación del fin de la misión del otro MER, Spirit. Llevaba sin comunicar desde fin de marzo del 2010, y aunque esperable, no deja de ser triste. Fueron algo más de seis años recorriendo el cráter Gusev, que nos han dejado a cambio un planeta completamente diferente a como era antes de su llegada en el 2004. S in duda la echaremos de menos. Por otro lado, en la ISS ya se han quitado el casco de la obra. Por fin las obras en el gran mecano espacial se terminaron, a la vez que los ya míticos transbordadores han dejado de volar. Las tres últimas misiones de estos insignes vehículos han sido magníficas, cerrando una época apasionante de la conquista del espacio, aunque nos tememos que no podrá volver en mucho tiempo. Y por fin, este año nuestra querida Messenger alcanzó la órbita de Mercurio impecablemente, y lleva desde abril en tiempo de tarea principal, y ya tiene autorizada la extendida. Gracias al tiempo que lleva allí, prácticamente el 98% del planeta está cartografiado, y otros datos valiosísimos de este bellísimo astro nos han llegado, para intentar entenderlo mucho mejor. Dawn, por otra parte, en julio comenzó a orbitar su primer destino: Vesta. Sin duda, este astro es un lugar intrigante, espectacular, castigado, enorme, y todavía le queda allí la mitad de su tiempo de exploración antes de que se largue camino de Ceres. Y este es el año en el que hemos podido ver el Sol al completo, gracias al dúo Stereo. Gracias a sus trayectorias opuestas, por fin somos capaces de estudiar lo que ocurre en Helios en el lado que desde aquí no podemos ver. Aunque no es lo único que las sonda solares nos han proporcionado. Acabando en Venus, la tímida pero resultona Venus Express sigue con su silenciosa tarea, estudiando el vortice polar sur, evidenciando que su centro no está en el polo geográfico. En cuanto a las que siguien de viaje, Rosetta ha entrado en la hibernación, de la que despertará en el 2014, y New Horizons, la sonda a Plutón, Caronte, y el cinturón de Kuiper, ha atravesado la órbita de Urano, y sigue alerta a lo que ocurre donde le rodea. En otro orden de cosas, este año también se han iniciado mu chos proyectos apasionantes. En agosto la sonda joviana Juno, que

promete investigar al hermano mayor del sistema como nunca se ha hecho, se puso en camino de manera exitosa. El tándem GRAIL, diseñadas para realizar el mapa gravitatorio lunar más exacto de la historia, despegó el día 10 de septiembre, llegarán a Selene una hoy, la otra mañana, para realizar su tarea de 90 días de duración a partir de marzo del 2012. Y por último, el todoterreno más grande y ambicioso que la NASA ha preparado para recorrer

la superficie marciana, es decir, Curiosity, ya se encuentra en la ruta hacia el planeta rojo, a donde llegará el 6 de agosto al crater Gale. Aunque otra con destino a Marte, la rusa Phobos-Grunt, lanzada a principios de noviembre, ha quedado varada y con problemas gravísimos en órbita baja terrestre. Su contacto es intermitente, y es probable que caiga a la Tierra a mitad de enero. Lo peor es que con ella comparte destino la minisonda china Yinghuo-1, que también se podría perder. El drama marciano vuelve a golpear con fuerza a la nación rusa. Por otro lado, gracias al telescopio Kepler, estamos encontrando multitud de planetas, de muy diversos tamaños y condiciones en una región diminuta del espacio. Algo extraordinario. Y todo lo que nos espera en el 2012: Más Cassini por el señor de los anillos, el séquito marciano a lo suyo, la llegada de Curiosity para unirse a la cohorte de sondas, la misión de GRAIL, Messenger y su labor extendida, el fin de la misión de Dawn en Vesta y su inicio del viaje hacia Ceres, y el lanzamiento de la última estructura para la ISS. Es posible que no prometa tanto como este año que está a punto de acabar, pero esperamos que también sea fértil en grandísimas noticias. Y desde luego, estaremos aquí para relatarlo.

Ventana al Espacio (XXXVI)

La galaxia NGC 7331, desde el observatorio Rancho del Sol.

Gigantes de la exploración espacial: Pioneer Venus 1 y 2

Venus es el segundo planeta del sistema solar que más visitas de sondas espaciales ha recibido. Hasta 1967, de todas las que se prepararon, solo tres (las Mariner 2 y 5 de la NASA y la Venera 4 soviética) devolvieron resultados. A partir de esa fecha, la NASA se centró en Marte, mientras que los soviéticos seguían con sus programas paralelos. Con la excepción de la Mariner 10 hacia Mercurio, en febrero de 1974, el resto de sondas fueron soviéticas. Hacia mediados de la década de los años 1970 la NASA triunfaba en Mercurio, Marte, (Mariner 9 y Viking 1 y 2) y en el exterior del sistema solar (Pioneer 10 y 11), y preparaba las Voyager para su largo periplo. Es por esos días que se empezó a preparar un proyecto ambicioso hacia Venus. Fue elegido el programa Pioneer, para cerrarlo con un broche de oro.

Como los últimos ejemplares de un programa exitoso, se prepararon dos vehículos con objetivos distintos. El primero, el Pioneer I, sería un orbitador multidisciplinar, con una larga lista de experimentos para estudiar el planeta desde diversos aspectos, y la segunda, la Pioneer J, sería un bus de transporte para transportar a Venus cuatro sondas que atravesarían la atmósfera y la examinarían in situ. Después de varios años de sequía, y tras los éxitos marcianos, Venus centró toda la atención.

La Pioneer I, también llamada Pioneer Venus 1 o Pioneer Venus Orbiter, era una nave cilíndrica, de 2’5 metros de diámetro, y 1’2 de altura, poseía dos mástiles, uno para las antenas y otro para parte del instrumental. Los paneles solares estaban alrededor del cilindro, proporcionando energía continua. Fueron instalados 17 experimentos: OCPP, o fotopolarímetro para las nubes (medía la distribución vertical de las nubes venusinas), herencia de las Pioneer 10 y 11; ORAD, o radar cartográfico de superficie (para realizar un mapa global básico de la superficie); OIR, es decir, radiómetro infrarrojo (para medir las emisiones infrarrojas emitidas por la atmósfera del planeta); OUVS, espectrómetro ultravioleta para brillo de aire (para medir la luz ultravioleta emitida y dispersada); ONMS, espectrómetro de masa neutral (determinar la composición de la alta atmósfera); OPA, analizador de plasma del viento solar (mediciones de las propiedades del viento solar); OMAG, el magnetómetro (caracterización del campo magnético de Venus), situado en un mástil de 4’7 metros de largo; OEFD, detector de campo eléctrico (estudios de la interacción del viento solar con la atmósfera venusina); OETP, sonda de electrones de temperatura (estudios de las propiedades térmicas de la atmósfera); OIMS, espectrómetro de masa de iones (cuantificar la cantidad de iones en la ionosfera); ORPA, analizador potencial para el retardado de partículas cargadas (estudio de las partículas de la ionosfera); dos experimentos de radio ciencia (caracterizar el campo gravitatorio de Venus); experimento de radio ocultación (estudio de la atmósfera); experimento de barrido atmosférico (estudios de la alta atmósfera); experimento de radio ciencia para atmósfera y turbulencias del viento solar; y el OGBD, detector de estallidos de rayos Gamma (experimento astrofísico para detectar y medir los GRB, o estallidos de rayos Gamma asociados a estrellas en la fase final de su vida). La masa máxima en el momento del lanzamiento era de 582 kg.

La Pioneer J, o Pioneer Venus 2, o Pioneer Venus Multiprobes, comparte el mismo diseño que su hermana. El bus es de forma cilíndrica, con idénticas medidas que el orbitador, pero sin las protuberancias ni mástiles. El cometido del bus era transportar cuatro sondas que atravesarían la atmósfera venusina para examinarla. Aún así, también incorporaba experimentos: BIMS, espectrómetro de masa de iones; BNMS, espectrómetro de masa neutral; experimento para interferometría diferencial larga de base; experimento de propagación atmosférica; y experimento de turbulencia atmosférica. Sobre las sondas atmosféricas, transportaría cuatro, una de mayores proporciones que las otras tres. Medía 1’5 metros de diámetro, y la sonda propiamente dicha unos 75 centímetros. Era la única de las cuatro equipada con paracaídas. Portaba 7 experimentos: Espectrómetro de masa neutral (análisis in situ de la composición de la atmósfera); cromatógrafo de gas (apropiado para caracterizar los componentes de la atmósfera); radiómetro de flujo solar (mediciones de a qué profundidad penetran los flujos solares en la atmósfera); radiómetro infrarrojo (cálculo de la distribución de la radiación infrarroja); espectrómetro para el tamaño de las partículas de las nubes (mediciones del tamaño y forma de las partículas de las nubes); nefelómetro (búsqueda de las partículas de las nubes); y sensores de temperatura, presión y aceleración. Las otras tres sondas eran idénticas entre sí, con un diámetro de 80 centímetros, y carecían de paracaídas, por lo que el único frenado era el proporcionado por el rozamiento atmosférico. Como experimentos, cada sonda portaba un nefelómetro y la misma gama de sensores de temperatura, presión y aceleración, un radiómetro de red de flujos (para cartografiar la distribución de las fuentes de energía irradiada por la atmósfera). Con las cuatro se utilizaría además la señal de radio para caracterizar los vientos, las turbulencias y la propagación por la atmósfera. El bus declaraba una masa de 290 kg, la sonda grande 315 kg, y cada una de las sondas pequeñas 90 kg. El conjunto entero poseía un peso en báscula de 904 kg.

Las Viking estaban en Marte realizando misiones extraordinarias, las Voyager se dirigían hacia el exterior del sistema solar pasando por los gigantes gaseosos. Así, las Pioneer Venus tuvieron que esperar a la cola de la lista de prioridades para el despegue. Cada sonda despegaría a bordo de un Atlas-Centauro en 1978. El 20 de mayo la Pioneer Venus Orbiter despegó desde Cabo Cañaveral, el 8 de agosto la Pioneer Venus Multiprobes hizo lo propio. Sería la última sonda planetaria que la NASA lanzaría en 11 años.

El 4 de diciembre de 1978 la Pioneer Venus Orbiter adoptó la órbita venusiana, con un perigeo máximo de 142 km. de altitud y un apogeo de 66.900 km, tardando 24 horas para completarla, con una inclinación de 17º norte. Ese perigeo fue adoptado para medidas de radar e ionosféricas. Esta sonda se diseñó para una misión especialmente prolongada. En cuanto a la Pioneer Venus Multiprobes, liberó sus sondas atmosféricas días antes de llegar al planeta. La sonda grande fue expulsada el 16 de noviembre, mientras que las pequeñas lo hicieron el 20, en secuencia. El bus las acompañaría. Las sondas pequeñas se dividían en sonda norte, sonda nocturna y sonda diurna. El 9 de diciembre alcanzaron la atmósfera del planeta. La sonda grande se introdujo perfectamente, abrió su paracaídas, y comenzó su descenso magníficamente. 54 minutos después llegó a la superficie (coordenadas 4º 24’ N, 304º E) y se perdió el contacto con ella. La sonda norte duró 53 minutos hasta llegar a la superficie y terminar su alocada carrera hacia el suelo (59º 18’ N, 4º 48’ E). La sonda nocturna sufrió ese mismo final, tardando 56 minutos en contactar rudamente con la superficie venusina (28º 42’ S, 56º 42’ E), y su señal se perdió dos segundos después. La sonda diurna compartió ese destino, alcanzando el duro suelo del planeta en 55 minutos (31º 18’ S, 317º E). La diferencia es que la sonda sobrevivió a ese tosco aterrizaje y continuó transmitiendo datos durante una hora y 8 minutos antes de que se perdiera el contacto definitivo. Hasta la fecha ha sido la única sonda americana que ha operado en la superficie de aquel planeta. El bus también entró en la atmósfera, tomando datos con sus instrumentos, y su señal se perdió a una altitud de 110 km. Su destino probable fue el de la incineración en la atmósfera. Ese fue el fin de la Pioneer Venus 2.

La Pioneer Venus Orbiter estuvo en esa órbita hasta julio de 1980, cuando elevó su perigeo hasta 2200 km. de altitud, para ahorrar combustible y así prolongar su tiempo de misión. Su radar fue desactivado en marzo de 1981 para centrar la atención en el resto de experimentos. Ese mismo año pareció observar rayos en la zona nocturna del planeta. Con el tiempo recibió compañía: en 1982 las Venera 13 y 14, en 1983 las Venera 15 y 16, y en 1986 las Vega 1 y 2, todas soviéticas. Con todas ellas pudo realizar tareas conjuntas de exploración de la superficie y la atmósfera. Durante esos años, pudo detectar un incremento súbito de azufre en la atmósfera, y como a lo largo del tiempo, esa cantidad se fue reduciendo progresivamente. Cuando el cometa Halley alcanzó el perihelio el 9 de febrero de 1986, fue orientada de tal forma que el instrumento OUVS pudo estudiar la pérdida de agua del cometa, a la vez que la armada del Halley lo estudiaba de cerca.

En 1991 la nueva sonda de la NASA, Magallanes, llegó, y la Pioneer Venus Orbiter todavía seguía allí. Durante los meses en que compartió planeta con la recién llegada, el ORAD volvió a actuar, para poder examinar zonas previamente ocultas a su alcance, para apoyar la tarea de Magallanes. Así, periódicamente fue reduciendo su perigeo, para iniciar su última fase de trabajo. Su epílogo empezó en mayo de 1992, cuando ya andaba escasa de combustible, y cuando pasaba a apenas 150 km. de altitud sobre el planeta. Su última transmisión se recibió el 8 de octubre de 1992, y se incineró en la atmósfera poco después, concluyendo una misión exitosa.

Entre sus resultados, el más importante fue la cartografía básica del planeta. Puso en evidencia que en su mayor parte el planeta era en general una planicie suave y lisa, aunque de ella sobresalían dos grandes placas continentales. Una situada en el ecuador, que recibió el nombre de Afrodita Terra, y otro, de la extensión de Australia, fue bautizada como Ishtar Terra. Es allí donde se concentran las mayores elevaciones, siendo el mayor el Maxwell Mons, que sobrepasan los 10 kilómetros de altitud. Por supuesto, notó la presencia de cráteres de impacto en la superficie, pero la escasa resolución (la máxima fue de 75 km.) y que varios terrenos se le escaparon, provocó que el conteo de cráteres no fuera preciso. El mapa de radar cubría un área de entre 73º norte y 63º sur. En cuanto a observaciones infrarrojas, pudo ver como a la altura del polo norte las nubes clareaban, no una, ni dos, sino muchas veces. Imágenes en ultravioleta pusieron en evidencia la continua actividad de los rayos en la atmósfera, así como la aparición de manchas negras que ocultaban las nubes en el lado diurno del planeta. En cuanto a los resultados de las sondas de la Pioneer Venus 2, depararon resultados casi idénticos: una neblina presente hasta 30 km. de altitud, y que no había fenómeno de convección entre los 10 y los 50 km. de altura.

El programa Pioneer Venus es, sin duda, y a pesar de no acaparar titulares, uno de los más exitosos que ha tenido la NASA. El tener una sonda orbitando un planeta continuamente desde diciembre de 1978 hasta 1992 ha proporcionado datos sobre un planeta en continuo cambio, además de ser una de las más longevas de la historia. Se merecía un lugar en esta crónica.

Enigmático Io

Era la noche del 7 de enero de 1610, en Padua. Galileo Galilei observaba Júpiter a través de su telescopio, y mientras lo miraba, comenzó a ver varios puntos que parecen rodearle por el ecuador. Al día siguiente pudo contar bien esos puntos, y vio que eran cuatro. Cuando lo hizo público, a través de esas observaciones y de otras, se confirmó que ese planeta poseía cuatro satélites. Otro astrónomo, el alemán Simon Marius, apareció para quitarle el descubrimiento a Galileo, pero con el tiempo se demostró que el genial astrónomo italiano los había visto antes. Sin embargo, Marius se llevó "su" victoria, ya que los nombres de estos cuatro satélites fueron sugeridos por el observador alemán.

Visto a través del telescopio, los cuatro satélites galileanos no son que cuatro débiles puntos que, en diversos momentos, se tapan unos a otros. Sin embargo, hay uno que parece llamar más la antención. Se trata de Io, y emitía, a ojos de los observadores, un color rojo mucho más intenso que el de Marte. De los cuatro, es el más interno, y se calculó su tiempo de rotación alrededor de Júpiter en unas cuarenta horas. Poco se podía hacer desde Tierra, y aunque varios ilustres astronómos, como William Pickering (descubridor de Febe, luna saturniana) y Barnard (que encontró Amaltea, y una de las estrellas más cercanas a la Tierra, que lleva su nombre) pudieron distinguir diferencias de lumunosidad, pero poco más. Tuvieron que ser las sondas espaciales las que nos resolvieran el misterio.

Se esperaba que la Pioneer 10 nos ofreciera las primeras vistas de todo lo principal allá en el hermano mayor del sistema. Pasando a unos 132.000 km. de la capa superior de nubes de Júpiter, tendría una interesante perspectiva, pero la enorme radiación reinante provocó una saturación en los intrumentos que nos privaron de las imágenes de este satélite en especial. Un año después, en diciembre de 1974, la Pioneer 11 pasó a 194.000 km. de las nubes jovianas, a la altura de los polos, y desde allí nos envió la primera imagen de esta luna, una visión del polo norte de Io. Con una resolución máxima de 375 km., y realizada desde más de 400.000 km. del satélite, solo pudimos ver su característico color amarillento y una serie de manchas oscuras indescifrables. Tuvieron que ser las Voyager las que nos mostraron la realidad de este satélite. Todo en él eran respiraderos volcánicos que expulsan lava contínuamente, y además pudieron observar una erupción.

Posteriormente, la sonda multipropósito Galileo, que tantas cosas nos mostró en el sistema joviano, realizó extraordinarias fotografías de este fascinante astro en contínua erupción, comprobando que allí no hay cráteres de impacto. En su último sobrevuelo, pasó a apenas 106 km. de su viva superficie, realizando imágenes con una resolución impresionante de los flujos de lava que recorren el satélite. Además, a lo largo de los años, fue capaz de ver cambios en varios lugares, modificados en relativamente poco tiempo. Sin duda, un gran vistazo. La última vez que hemos visto a Io con los ojos de una sonda espacial fue el 28 de febrero del 2007, cuando New Horizons cruzó el sistema joviano para coger velocidad en su camino a Plutón. Pasando a millón y medio de kilómetros de la capa superior de nubes del planeta, fue capaz de observar hasta tres gigantescas erupciones de tres volcanes distintos, mientras que gracias a sus instrumentos pudimos ver los puntos calientes de los volcanes y respiraderos en la zona nocturna. Desde entonces, seguimos esperando nuevas sondas que se acerquen. Quizás Juno nos enseñe alguna vez este satélite, pero no es seguro.

Vayamos por partes. Io es el cuarto satélite por tamaño del sistema solar, el tercero por tamaño de Júpiter y el quinto por distancia al planeta. Tiene un diámetro de 3.642 km., es el más interior de los galileanos, y se encuentra por completo en el interior del poderoso cinturón de radiación joviano. Da una vuelta a Júpiter cada 42'5 horas, y tarda lo mismo en dar una vuelta sobre sí mismo, como la Luna. Dista de la capa superior de las nubes del planeta unos 350.000 km., y respecto a sus compañeros orbitales Europa y Ganímedes, posee órbitas de resonancia, siendo la resonancia con Europa de 2:1 (Es decir, cada dos órbitas de Io, una de Europa), y la correspondiente con Ganímedes es de 4:1.

A la pregunta de por qué Io es tan diferente a todo lo que existe en el sistema solar exterior, es por dos motivos. Uno de ellos tiene que ver con Júpiter y su gigantesco tirón gravitatorio, que tira del satélite hacia él. El otro, es a causa de las órbitas de resonancia con Europa y Ganímedes, ya que las fuerzas de marea de estas órbitas tiran de Io al contrario de la fuerza de gravedad joviana. Este doble efecto provoca que el interior del satélite sea tremendamente caliente, provocando una fuente de calor interna bestial. Su corteza está formada de silicatos, por lo que es más parecido a los planetas del sistema solar interior que a sus acompañantes en Júpiter o a el resto de satélites del sistema solar exterior, mayormente creados por el hielo. Bajo la superficie existe una capa fluída de lava incandescente que alimenta contínuamente los volcanes.

Es sin duda el objeto más activo del sistema solar, y además es el objeto rocoso más caliente del sistema solar, más que Mercurio, y mucho más que Venus, ya que en los surtidores de lava se

han llegado a leer unas temperaturas de 1610º C. Expulsa la lava a velocidades cercanas a 1000 m/s, más o menos 20 veces más rápido que aquí en la Tierra. Se han llegado a observar gigantescas nubes de material que han llegado a más de 100 km. de altitud. Como es de suponer, la superficie de Io está formada principalmente por azufre, sulfuros, y gran cantidad de silicatos, dándole ese aspecto de colores pastel.

Sus características superficiales recibieron nombres de deidades o figuras mitológicas de todas las culturas terrestres relacionados con el fuego, las tormentas, e incluso provenientes del Inferno de Dante. Posee hasta al menos 10 cimas más altas que el Everest terrestres, y la más alta es Boösaule Montes, de hasta 17 km. de altura. Los orificios, respiraderos y volcánes son naturalmente omnipresentes. Se dividen en calderas, respiraderos y volcanes en escudo. De las calderas, también llamadas Patera, una de las más activas es Tvashtar, mientras que la mayor es Loki, con 202 km de diámetro.

De todos estos volcanes, naturalmente, salen largos flujos de lava kilométricos, siendo los que salen del volcán Prometeo los mas notorios, alcanzando más de 90 km. de largo, mientras que son los que salen de Masubi los más largos, superando los 500 km. Uno de los volcanes más activos es Zamama, una boca explosiva que siempre

ofrece espectáculo. La verdad es que es un satélite que cada vez que parpadeas

algo ha cambiado.

Un último ingrediente es que posee una tenue atmósfera, formada en un 90% de dióxido de azufre, lógica debido a las erupciones contínuas. Io es, además importante en conjunción con el campo magnético joviano, que ayuda a expulsar material volcánico del satélite hacia el espacio interplanetario, aunque también se queda algo de ese detritus. También provocado por el campo magnético, existe alrededor de toda la órbita de Io una nube de partículas que tiene su origen en el propio satélite. Formada por sulfuro, oxigeno, potasio y sodio, ésta se altera cada vez que Io pasa por ella, creado un efecto de "plátano" por el lugar en el que pasa. Otro efecto de Io en el campo magnético tiene que ver con el cinturón de radiación planetario que, mediante su rotación, provoca que las partículas de esa nube de material entren en contacto con acumulaciones de plasma relacionadas con los cinturones, y que llevan partículas hacia los extremos más largos de la magnetosfera joviana, alargándola más allá de lo normal, proporcionando un esquema muy particular.

Siempre hay un satélite que da la nota en cada planeta, como Titán en Saturno, Miranda en Urano, Tritón en Neptuno, pero nada como Io. Como hemos contado, es completamente distinto a cualquier otro objeto de la región, y es un lugar que se quiere estudiar con exquisito detalle. Si bien las sondas que hemos mencionado han estudiado en mayor o menor grado este satélite, se quiere hacer una sonda cuyo objetivo primario es estudiar en profundidad todo lo que ocurre en Io. Para ello, entre la multitud de propuestas de sondas que hay para enviar a estudiar cosas en un futuro más o menos cercano, existe una, llamada de momento Io Volcano Explorer, que sería una sonda que examinaría con instrumentos especiales los procesos que se dan allí, a lo largo de 18 meses de misión y 10 sobrevuelos, a lo largo de una órbita de resonancia, inclinada unos 49º respecto al ecuador joviano, recorriendo Io de sur a norte. Si bien no ha recibido autorización para su desarrollo, es una idea bastante atractiva. Equiparía generadores nucleares tipo ASRG, un compartimento blindado parecido al construido para Juno, y como mínimo cuatro experimentos: una cámara de alta resolución resistente a altas dosis de radiación (resolución máxima de 10 metros), un espectrómetro termal para cartografía (derivado del THEMIS de Mars Odyssey, resolución de hasta 1 km.), un espectrómetro de iones y masa neutral, herencia de Cassini, y dos magnetómetros. Despegaría a bordo de un Atlas 401 en el 2015, llegaría a Júpiter en el 2021, y sobrevolaría Io a alturas de hasta 100 km. de su superficie. Estaría adscrita a una de las secciones del programa Discovery. Pero lo dicho, de momento es una propuesta, sin financiación, y toda la información de este proyecto está en un documento muy elaborado. Esperemos que se decidan pronto.

Io es uno de los lugares más extraños y fascinantes del sistema solar. Si se quiere estudiar en profundidad el cómo del proceso volcánico, es el ideal. Aunque también es un lugar para soñar (¿Alguien recuerda la película "Atmósfera Cero"?)