Ventana al Espacio (XXXIX)

Cráter Endeavour, Terra Meridiani, Marte (Opportunity)

Gigantes de la exploración espacial: Magallanes

En los años 1970 empezaron a plantearse los planes para que la NASA enviase una sonda a Venus equipada con un poderoso sistema de radar. Debido a la escasa financiación provocada por el programa del reciente transbordador, el proyecto quedó aparcado. En 1983 una revisión por parte del Comité para la Exploración del Sistema Solar permitió sacar adelante el proyecto, pero una versión reducida y barata, ya que la escasa financiación provocada por las misiones del transbordador hizo que construir una sonda desde cero fuera imposible. Cuando fue aprobado, se recurrió a un método poco ortodoxo para la creación de la sonda de cartografía venusiana.

La Venus Radar Mapper tenía varios objetivos: el principal era el de realizar un mapa lo más global posible de la superficie venusina, con una resolución aproximada de un kilómetro, aunque también se encargaría de realizar un mapa topográfico del planeta, con una resolución de unos 100 metros, obtener un mapa gravimétrico, y determinar la estructura geológica, incluyendo la distribución de densidad y sus dinámicas.

Para ahorrar presupuesto, lo dicho, se aplicó una receta cuanto menos curiosa: aprovecharon partes de repuesto de otros proyectos, ya lanzados o en preparación, para construir la sonda. La Venus Radar Mapper, o Magallanes (en honor al célebre explorador portugués Ferdinando de Magallanes) era una sonda de 6’4 metros de alto, y 4’6 de diámetro. La antena principal, era la de repuesto de las Voyager, un plato de 3’66 metros de diámetro. La de media ganancia provenía de la Mariner 9. También proveniente de las Voyager estaba la estructura decagonal de la electrónica y los subsistemas. También fueron utilizadas otras partes de repuesto provenientes de las sondas Galileo y Ulysses. Para la entrada en órbita venusina equipaba un motor Star 48 (cohete estándar de la NASA, diseñado principalmente como fase de escape de la órbita terrestre), y para su estabilización recurría a giróscopos, a 24 pequeños propulsores y los sensores estelares. Dos paneles solares cuadrados de 2’5 metros proporcionaban la energía necesaria, enviándola a dos baterías de níquel-cadmio. El ordenador era el de repuesto de la misión Galileo. Capaz de almacenar comandos para funcionar autónomamente durante 3 días, era un sistema tremendamente flexible para responder a cualquier contingencia. El sistema de almacenamiento consistía en dos grabadores de cinta digital, capaces de guardar 225 Megabytes, hasta el momento de retransmisión al centro de control. Su único sistema científico era el RDRS, es decir, el sistema de radar. Funcionaba en tres modos: SAR, o radar de apertura sintética, modo de altimetría, y modo de radiometría. La antena principal era la encargada no solo para transmitir la información, sino que también era la encargada de emitir los haces de radar que examinaban la superficie. A un lado de la antena principal se encontraba otra, alargada, que era la encargada de enviar la señal de radio que se encargaba de medir la altitud. Una vez terminada, la sonda pesaba 1.035 kg., y a plena carga en el momento del lanzamiento, la báscula declaraba una masa de 3.449 kg.

Unida a una fase superior inercial (IUS), propulsor de dos fases, fue colocada en la bodega del transbordador Atlantis. En los meses anteriores hubo ciertas discrepancias. La lista de vehículos a lanzar dentro de los transbordadores era larga, y el calendario apretado. En 1989, además de Magallanes, estaba Galileo a punto para su lanzamiento. El problema surgió cuando los jefes de ambos proyectos intentaron obtener la prioridad sobre el otro. Sin embargo, razones de peso y de trayectoria provocaron que Magallanes despegara en mayo de 1989, para dejar la mejor trayectoria a Galileo, que realizaría una asistencia gravitatoria a ese planeta como parte de su largo periplo hacia Júpiter. Finalmente, el 4 de mayo, el transbordador Atlantis (misión STS-30) fue lanzado con Magallanes a bordo. El día siguiente Magallanes fue desplegada desde la bodega del transbordador, iniciando su largo viaje hacia el planeta nuboso.

Llegó a Venus un año y tres meses tras su despegue, el 1 de agosto de 1990. Adoptó una órbita de 295 x 7.762 km., polar, y comenzó su tarea de cartografía sistemática. El sistema de radar funcionaba en esencia de manera similar a la de las sondas Venera 15 y 16. Durante 37 minutos, y mientras la sonda orbitaba, las ruedas de reacción provocaban un movimiento de izquierda a derecha de entre 28º y 78º emitiendo haces de microondas que rebotan en la superficie y recibe la antena principal. Para una mejor resolución utilizaba una técnica llamada “mirada”, mediante la cual realizaba un segundo escaneo desde un ángulo distinto de la misma zona. Una vez almacenada la información pasados esos 37 minutos, la sonda rotaba hacia la Tierra para ofrecer la antena principal, que transmite los datos al centro de control, donde una serie de ordenadores especialmente diseñados para la tarea transformaban los datos en una imagen de la superficie. El modo de altimetría se combinaba con el SAR, y usaba la antena situada en el lateral de la sonda para emitir una señal de radio que dependiendo de la zona en la que rebote, y calculando el tiempo en regresar, determinaba la altitud de las estructuras superficiales del planeta. Y por último, el modo de radiometría era usado para que la antena principal fuera capaz de detectar las emisiones radiotermales de la superficie, para componer un mapa de temperaturas en la superficie venusina.

Su misión principal duró 8 meses, desde el 15 de septiembre de 1990 hasta el 15 de mayo de 1991. Durante este ciclo estaba previsto realizar un mapa de alrededor del 70% de la superficie del planeta con una mínima resolución de 1 km., aunque al final se obtuvo una cobertura de un 83’7%, con una resolución de hasta 101 metros. Inmediatamente se aprobó una extensión de la misión, también de 8 meses, comenzando inmediatamente tras el final del primer ciclo. En este segundo ciclo de SAR alteró su posición para cubrir los huecos que se habían escapado en el primer ciclo. Cuando el 14 de enero de 1992 finalizó este ciclo, se había cubierto un 54’5% de la superficie, centralizado en el hemisferio sur. Una vez combinados los mapas creados en los dos primeros ciclos, la cartografía alcanzada era del 96%.

Tras terminar el segundo ciclo, el tercero comenzó. Tenía dos objetivos: cubrir los huecos que aún quedaban, y tomar los datos para realizar esquemas en estéreo de la superficie. Cuando acabó este ciclo, se había cubierto alrededor del 21’3% de la superficie, alcanzando ya, una vez combinadas las tres coberturas, la cartografía llegó ya al 98%. Este fue el último en el que se usó el SAR para imágenes de la superficie. El cuarto ciclo comenzó inmediatamente. Dedicado a la caracterización del campo gravitacional de Venus, apuntó su antena ya directamente a la Tierra para que durante los siguientes meses emitiera continuamente a la red de espacio profundo, y a partir de ello calcular la velocidad orbital de Magallanes para cartografiar ese campo gravitatorio del planeta. Una vez acabado el ciclo cuarto, se deseaba adoptar otra órbita, circular, para conseguir una mayor resolución en el mapa de gravedad. Para ello, se estrenó una nueva técnica para modificar la trayectoria sin intervención de ningún propulsor.

Se trataba del aerofrenado, una técnica mediante la cual Magallanes se tenía que zambullir en la alta atmósfera venusina para que el rozamiento provocado por esta zambullida ésta redujera su velocidad, y por tanto su perigeo de la órbita. Durante 3 meses, de mayo a agosto de 1993, fue entrando progresivamente, provocando un rozamiento que finalmente hacía que Magallanes perdiera velocidad, y así fue redondeando su órbita, alcanzando finalmente una trayectoria alrededor de Venus de 180 x 540 km. Una vez las maniobras acabaron, el ciclo 5 comenzó, durando hasta abril de 1994, es decir, a lo largo de un año consiguió un mapa gravimétrico de aproximadamente el 94% del planeta con una resolución sin precedentes. Un último ciclo de mapeo duró hasta septiembre, en el que se añadió precisión al mapa de gravedad, y entonces comenzó a maniobrar para realizar una última tarea. Esta consistía en introducir a Magallanes dentro de la alta atmósfera con los paneles solares colocados perpendicularmente al plano de la órbita, y con los propulsores encendidos para evitar giros incontrolados. Con este método se investigó la alta atmósfera de Venus para entender las fuerzas que pueblan esa zona, utilizando los paneles solares como raquetas en las que se registraban impactos de las moléculas de la alta atmósfera. Esta técnica además tenía otra razón: nuevas sondas, que próximamente se lanzarían a Marte, utilizarían la técnica del aerofrenado para adoptar sus órbitas, y se necesitaban datos para poder diseñar piezas resistentes para acoplarlas a estos nuevos vehículos. Una vez acabada esta fase, Magallanes redujo aún más la órbita, para acabar su misión desintegrándose en la atmósfera venusina el 13 de octubre de 1994.

Magallanes alcanzó varios hitos: el primero y más importante, ha realizado el mejor mapa de la superficie de Venus hecho hasta el momento, ha podido realizar un mapa del campo gravitatorio de Venus, lo que redundará en beneficio de las futuras misiones que se envíen al planeta, y lo más importante, que fue la primera sonda que practicó el aerofrenado, que ahora es de uso común en las sondas marcianas.

¿Qué observó Magallanes en Venus? Una superficie joven (entre 800 y 600 millones de años desde su última alteración), poco craterizada (se han contabilizado 843 cráteres de impacto), con multitud de accidentes de origen volcánico, tales como conos, largas lenguas de lava (alguna de hasta 6.000 km.) dando a entender una alta viscosidad de la lava venusina, evidencias de una tectónica de placas, oculta a la vista, planicies muy suaves formadas por el material eruptivo, y sobre todo, cadenas de volcanes en escudo, también presentes en Marte. Gracias a los datos no solo tenemos un mapa global de baja resolución, ya que gracias al procesado de las imágenes de radar podemos examinar áreas escogidas de la superficie, las más interesantes, a una resolución de hasta unos 100 metros. Otra cosa evidenciada por las imágenes era que no había señales de erosión por viento, por lo que se llega a la conclusión de que apenas hay arena en Venus, y que la capacidad de transporte de la atmósfera venusina es mucho menor que la de Marte.

Magallanes ha sido la misión más económica de la historia. Además de su barata construcción, ha sido una nave que nos ha proporcionado datos de una altísima calidad sobre un planeta del que apenas podemos ver desde aquí. En una época en la que la NASA estaba en la picota (la pérdida del transbordador Challenger, los problemas con la antena principal de la Galileo, el grave error de pulimentado del espejo primario del telescopio espacial Hubble, descubierto ya en órbita, la desaparición de la Mars Observer) el éxito rotundo de esta misión fue, por decirlo con palabras sencillas, refrescante. Ninguna sonda espacial volvería a alcanzar la órbita de Venus en casi 12 años.

Ventana al Espacio (XXXVIII)

Lugar de aterrizaje del Apollo 17, desde LRO

Gigantes de la exploración espacial: Giotto

El último perihelio del cometa Halley se produjo en 1910 y en él se hizo un estudio lo más detallado posible sobre este fabuloso astro. La verdad es que poco se podía hacer desde Tierra en aquellos tiempos. El Halley pasó y su siguiente perihelio estaba previsto para 1986, y se esperaba que los medios de observación y análisis hubieran mejorado lo suficiente. Todo cambió en 1957 con el lanzamiento del Sputnik 1 y el inicio de la carrera espacial. A medida que la fecha del perihelio del Halley se acercaba, tres proyectos paa estudiarlo aparecieron: el Vega soviético, las dos sondas Sakigake y Suisei japonesas, y la primera sonda espacial de la ESA: Giotto.

El proyecto original comprendía dos sondas, partiendo la idea de la NASA, al que se unió la ESA. Sin embargo, recortes presupuestarios propiciados por la explotación del transbordador provocó que la NASA abandonara el proyecto. La ESA no lo hizo, y comenzó a desarrollar la idea de una sonda. La ESA, de reciente creación, había dedicado sus primeros trabajos a diseñar cohetes y construir satélites de observación terrestres, para básicamente desarrollar sus propias tecnologías. Para el diseño de la sonda cometaria, se basaron en el de un satélite multiinstrumentos terrestre, el GEOS (un vehículo con poca fortuna), añadiéndole elementos de protección contra los fragmentos del cometa. Para su nombre, se eligió el de uno de los artistas italianos más famosos, Giotto di Bondone, pintor, escultor y arquitecto.

El diseño era más bien modesto. Con forma cilíndrica, posee unas medidas de 1'85 metros de diámetro y 1'1 metros de altura. Interiormente estaba dividido en tres secciones en forma de disco. La sección superior poseía la parte del ordenador, y los subsistemas de comunicación. En la parte superior, una estructura trípode rodeaba la antena principal de 1'5 metros de diámetro. Con el añadido de ese trípode la altura total de Giotto era de 2'85 metros. La sección intermedia estaba destinada a la generación de energía, depósitos de combustible y el montaje del motor. La sección inferior era la correspondiente al instrumental científico. Como protección ante las partículas de la cola del cometa se fabricó un escudo a base de una lámina de aluminio de 1 milímetro, separada por un espacio vacío y una lámina más gruesa de kevlar. Este tipo de escudo se llama Escudo Whipple, por el astrónomo Fred Whipple, que teorizó que los cometas eran en esencia "bolas de nieve sucias", y que diseñó las características de ese escudo. Estaba estabilizada por giro, con una rotación de 15 RPM. Alrededor del cilindro estaban las células solares para proporcionarle la energía. Su instrumental científico estaba formado por 11 experimentos: MAG o magnetómetro; HMC, cámara multicolor para el Halley (una cámara de ángulo cercano con una variada colección de filtros para tomar imágenes del núcleo cometario); DID, sistema de detección de impacto de partículas de polvo (Medición de la masa de las partículas que golpean el escudo); RPA, analizador de plasma tipo Rème; JPA, analizador de plasma tipo Johnstone (ámbos para estudiar el viento solar y las partículas cargadas); PIA, analizador de impactos de partículas; OPE, experimento de sonda óptica (estudios del brillo de la coma del cometa); EPA, analizador de partículas energéticas (para estudiar los electrones, protones y partículas Alfa del cometa); NMS, espectrómetro de masa neutral; IMS, espectrómetro de masa de iones (ámbos para medir las concentraciones de gas y polvo, y su composición); GRE, radio experimento de Giotto (estudio del entorno de electrones mediante las señales de radio desde la Tierra y desde la sonda). La masa total de Giotto antes del lanzamiento era de 960 kg.

Giotto fue lanzada desde Kourou mediante un Ariane 1 el 2 de julio de 1985, y colocada en una órbita cerca de la Tierra. Ya en 1986, y siguiendo esa órbita, se comenzó a aproximar al Halley. Días antes las sondas soviéticas Vega 1 y 2 ya habían realizado sus máximos acercamientos (la que más la Vega 2 a 8.030 km.) y nos devolvió cientos de imágenes, aunque poco claras del núcleo. Las japonesas se quedaron mucho más lejos, realizando sus acercamientos un par de días después que las soviéticas. Quedaba Giotto, posiblemente la más valiente.

El 14 de marzo de 1986 Giotto se acercó al núcleo del Halley a 596 km. de altitud, obteniendo imágenes asombrosas de la gran actividad del cometa. Cruzó la cola del cometa y sufrió varios impactos que la desestabilizaron provocando que girara a más velocidad y que el escudo no protegiera los instrumentos. Lo peor es que otra partícula destrozó la cámara HMC, dejándola naturalmente inservible. Tras 32 minutos interminables en que en el centro de control de Darmstadt estuvo sin conexión, la sonda recuperó su orientación y comenzó el volcado de datos. Al día siguiente su órbita se modificó tras realizar un sobrevuelo a la Tierra. Poco después, los intrumentos de Giotto fueron apagados.

Los datos proporcionados por la sonda nos decían que el cometa Halley era un cascote de 15x7x10 km., con forma de cacahuete. Observó 3 chorros de materia que emanaban de la zona iluminada por el Sol, y que está practicamente inalterado desde que se formó, hace unos 4'5 billones de años. Calculó que emitió un 80% de agua, un 10% de monóxido de carbono, un 2.5% de metano y amoniaco, y trazas de hidrocarburo, hierro, sodio y otros elementos. Otras cosas que las imágenes evidenciaban era que el núcleo es muy oscuro, y tiene una densidad de 0'3 gramos por centímetro cúbico. Se calculó que emitía 3 toneladas de material por segundo a través de siete chorros, y el tamaño de las partículas apenas era mayor que el de las partículas del humo del tabaco, aunque la que le provocó el giro descontrolado se le supone una masa de más o menos un gramo. Por último, los espectrómetros vieron que el material básico del cometa en superficie era carbono.

Tras cuatro años en hibernación, en julio de 1990 Giotto fue reactivada. Un nuevo cometa, el 26P/Grigg-Skjellerup, realizaría su paso por el perihelio en 1992, por lo que la sonda tuvo dos años para recalibrar el instrumental. Para su reactivación, se enviaron comandos via antena de baja ganancia, y dos horas después la antena de espacio profundo de la NASA en Madrid recibió sus primeros comandos desde su encendido. Un análisis de la telemetría mostró que tres instrumentos estaban en perfecto estado, cuatro estaban dañados pero operacionales, y la cámara estaba totalmente inutilizada. Durante los dos años antes del sobrevuelo, la sonda realizó maniobras para colocarse en la trayectoria óptima para su acercamiento. Finalmente el 9 de julio de 1992 activó sus instrumentos, y al día siguiente realizó su máximo acercamiento a 200 km. del cometa. El Grigg-Skjellerup mostró ser un cometa bastante viejo, produciendo solamente un 1/200 de las partículas que emitía el Halley. Sin embargo deparó varias sorpresas: poseía mayor magnetismo que el Halley, detectó una onda de choque, y detectó dos picos brillantes en la coma (uno esperado en el momento del máximo acercamiento, otro misterioso, un minuto después). Sin embargo, lo más extraño fue que detectó ondas magnéticas anómalas cada 1000 km. en las proximidades del cometa, provocadas por partículas cargadas formadas por la ruptura de las moléculas de agua. Finalmente, su transmisor fue apagado para siempre el 23 de julio de 1992.

La primera misión en el espacio profundo que lanzó la ESA ha sido un éxito rotundo. Y es pionera por varias cosas: 1º, fue la primera que se acercó al núcleo de un cometa y tomó imágenes; 2º, ha sido la primera sonda en realizar un sobrevuelo a la Tierra; 3º, ha sido la primera sonda que tras un período prolongado en hibernación fue reactivada; y 4º, ha sido la primera sonda en visitar dos cometas diferentes. Sin duda, un modelo a seguir.

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.