Ventana al Espacio (LXII)

La estrella Sadalmelik, desde Gaia.

Misión al planeta Tierra: Sentinel-1A

El programa más importante de la ESA es el del estudio del sistema terrestre. Usando sus enormes satélites ERS y Envisat los científicos europeos observaban de una vez casi todos los componentes de la Tierra. El defecto es que éstos eran caros de fabricar y operar, máquinas muy complejas con una enorme cantidad de instrumentos que resultaba difícil de realizar estudios coordinados. A pesar de esto, eran de los integrantes más importantes de los existentes. Hacia el final de la década del 2000, la agencia quería mantener los mismos servicios que ofrecía Envisat a un coste menor, por lo que decidió esparcir el equipo científico en plataformas distintas. La pérdida de Envisat en abril del 2012 ha obligado a acelerar el nuevo programa.

Ciertamente, el programa Sentinel tiene los mismos objetivos que la generación anterior, aunque implica cinco proyectos distintos. El que ahora nos interesa recibe el obvio nombre de Sentinel-1, y su misión primaria es el de ofrecer la máxima continuidad posible en cuanto a datos tomados mediante sistemas de radar de apertura sintética. En las anteriores misiones sistemas similares permitían realizar imágenes de la Tierra sin importar las condiciones meteorológicas o la hora del día en que se realicen. Se ha probado que esta información es tremendamente útil para muchos usos, y ciertamente ofrecer cierta continuidad en la recogida de información usando este sistema se pueden realizar estudios similares a los conseguidos a partir de las imágenes de los Landsat.

El que está a punto de ser lanzado es el Sentinel-1A, lo que implica en un futuro cercano el lanzamiento de una segunda unidad idéntica. Todo el satélite se centra en su sistema de radar, y como todos los vehículos que tienen instrumentos exclusivos, está preparado para mantener siempre apuntada la antena directamente hacia la superficie. Su estructura se basa en la plataforma italiana PRIMA (Plataforma Italiana de Multi-Aplicaciones), ya utilizada en otras misiones de imágenes por radar (la canadiense RadarSat-2 y la italiana Cosmo-SkyMed) y completamente ensamblado es un rectángulo de aluminio de 3.9 x 2.6 x 2.5 metros, con pocos apéndices naciendo de la estructura. En su interior se encuentran casi todos los sistemas clave (computación mediante un procesador ERC-32, incluyendo un almacenador de 1410 gigabits; orientación, formado por una unidad de referencia inercial, sensores solares, escáneres estelares, receptores GPS, ruedas de reacción y magnetómetros, proporcionando una estabilidad de actitud en sus tres ejes inmejorable; comunicaciones, usando transmisores/receptores de banda-S y un transmisor de alta potencia de banda-X, complementado por el OCP, el Equipo de Comunicaciones óptico, un sistema capaz de emitir y recibir información a través de transmisiones por láser usando como intermediarios los satélites de telecomunicaciones de órbita geoestacionaria como Alphasat; control termal), mientras que la alimentación proviene de dos paneles solares casi paralelos de cinco secciones y 10 metros de largo cada uno, almacenando su energía en las baterías de a bordo. También carga el sistema de propulsión para mantenimiento orbital, y carga aproximadamente 130 kg. de combustible de hidracina. También en el exterior se encuentra la antena de alta ganancia y las

de baja ganancia conectadas al sistema de comunicaciones. Su instrumento científico, el CSAR, Radar de Apertura Sintética de banda-C, es un elemento que usa tecnología de desarrollo similar conectado a una pequeña antena de apenas 12.3 metros de largo y 0.86 de ancho. Usando programación informática, es capaz de simular una antena muchísimo mayor (incapaz de ser montada por lo tanto en un satélite) con la cual poder hacer imágenes de la superficie terrestre. Está preparado para conseguir una resolución de hasta 5 metros, usando cuatro métodos de operación: el primario (mapa de tiras) consigue un ancho de escaneo de 80 km, el segundo (escaneo ancho interferométrico) observando zonas de 250 km., el tercero (extra ancho) con hasta 400 km., y por último (modo de ondas), variando el ángulo de incidencia para conseguir escaneos de 100 km. de ancho conectando secciones de 20 km. A plena carga en el momento del lanzamiento desplaza una masa de 2300 kg.

Será elevado desde Kourou, desde la sección rusa usando un cohete Soyuz el 3 de abril del

2014. Si todo transcurre sin novedad, Sentinel-1A se encontrará en una órbita casi polar (nodo ascendente a las 18 horas), sincrónica solar a 693 km. de altitud, desde donde es capaz de cubrir la Tierra entera en 12 días. Su misión primaria se espera que dure siete años.

Los SAR son enormemente útiles porque pueden recoger información para configurar una imagen de la superficie sin importar la hora del día o las condiciones meteorológicas. De esta manera, este sistema es tremendamente útil para monitorizar las zonas oceánicas cubiertas de hielo, puede completar reconocimientos del entorno marítimo (ideal para detectar vertidos de petróleo), observar zonas de tierra firme con riesgo de desplazamiento, cartografiar las superficies terrestres para formar mapas de extensión de bosques, masas de agua, o extensiones agriculturales, y la observación de regiones en apoyo a la ayuda humanitaria en zonas en crisis. Al igual que las imágenes de la galería Landsat, tienen múltiples aplicaciones, con la ventaja ya contada de que es insensible a lo que ocurra bajo él.

Estas misiones no solo son importantes para la ESA, sino que también para la comunidad científica mundial de gran parte de las disciplinas. Debido a que los sistemas visuales son incapaces de traspasar las nubes, el uso de radares para la realización de secuencias es un gran complemento a los satélites existentes. Y suerte.

Ventana al Espacio (LXI)

La Tierra, 12 de noviembre del 2009, desde Rosetta.

Aventureras del sistema solar: Helios 1 y 2

Alguna vez hemos tenido la tentación de observar al Sol directamente, pero inmediatamente desechamos esa idea de nuestra cabeza. Ya hemos tenido suficientes problemas con los ojos como para generar otros nuevos y, probablemente, incorregibles. Sin embargo, cuando un científico se acerca a un ingeniero y le dice: “Quiero una sonda para ir lo más cerca posible a nuestra estrella”, el segundo respondería: “No hay problema”. Entonces el científico le diría: “¡Ah!, que son dos las que quiero”, provocando posiblemente la siguiente pregunta: “¿Para cuándo?”. Y es que en estas cuestiones no parece haber fronteras.

Todo comenzó con una reunión de alto nivel entre el entonces Presidente de los Estados Unidos Lyndon B. Johnson y el Canciller de la República Federal de Alemania de aquellos días, Ludwig Erhard, celebrada en septiembre de 1966. Entre los puntos del día discutidos, el dirigente alemán le expresó el deseo de los ingenieros y científicos de su país de obtener la experiencia necesaria para poder realizar sus propios programas espaciales, y naturalmente no había mejor a quién acudir que la NASA. La propuesta era la de realizar un proyecto conjunto, así como cumplir los mandatos ordenados a la agencia americana de colaborar con países extranjeros para diversificar el esfuerzo de investigación. Tras la aceptación formal, inmediatamente se empezaron a reunir miembros de la NASA con los futuros especialistas alemanes para tratar de acordar los objetivos de la misión. No fue hasta junio de 1969 cuando el proyecto quedó completamente definido, tras la publicación de un memorándum, en el que se especificaba la cuantía y objeto de la participación de cada parte en la misión. Ese fue el comienzo del proyecto Helios.

La primera reunión del grupo de trabajo del proyecto, celebrada en Bonn, fijó la parte técnica y el equipo científico que sería montado en las dos sondas que el proyecto preveía, así como el programa sobre el que debería llevarse a cabo. De esta manera, la Alemania Occidental se ocuparía de la construcción de las sondas y gran parte del instrumental, montaje y primera serie de pruebas, centro de control y antena terrestre receptora, mientras que la NASA proporcionaba el equipo científico restante, los servicios de lanzamiento para cada vehículo, el uso de las estaciones de la Red de Espacio Profundo, las tareas de adquisición de la señal y seguimiento durante los chequeos posteriores al lanzamiento, así como asistencia técnica cuando fuera requerida. La administración general de la misión estaba a cargo del Ministerio Federal de Investigación y Tecnología, mientras que la dirección del programa estaba a cargo del Centro Aeroespacial para Investigación y Experimentación Alemán. La responsabilidad para la participación de la NASA fue asignada al Centro de Vuelos Espaciales Goddard, y se encargó de que todo su equipo estuviera listo, además de proporcionar coordinación entre los dos lados del proyecto.

La misión en realidad no era extraordinaria: sencillamente, propugnaba ampliar los estudios acerca del entorno interplanetario lo máximo posible al Sol, así, serían los vehículos que más se tendrían que acercar a nuestra estrella, por lo que el reto era diseñar sondas con alta capacidad de resistencia al calor, de manera que se tendrían que abandonar en cierta medida los diseños tradicionales para buscar una aproximación menos ortodoxa. Sin duda, lo consiguieron.

El principal contratista para la construcción de las sondas fue la prestigiosa firma Messerschmidtt-Bolkow-Blohm, Gmbh., de Munich, y se pusieron a la tarea para diseñar unas sondas de diseño inusual. Cada vehículo poseía una forma de carrete, con un cuerpo central cilíndrico de 16 lados y dos estructuras cónicas truncadas naciendo de las partes superior e inferior del cuerpo central. De la parte superior también salía un mástil que equipaba parte del hardware de comunicación, y en la inferior se colocó el adaptador de unión a la etapa superior del lanzador. En este compartimento central se situaba casi todo el equipo necesario para su funcionamiento. Con unas medidas de 1.75 metros de diámetro y 0.55 de altura, estaba dividido en una zona central de ocho secciones radiales y plataformas circulares de equipamiento superiores e inferiores. En éstas últimas se situaban las electrónicas de funcionamiento, y en los compartimentos radiales se situaban la mayoría de experimentos. De ella también salían cuatro apéndices. Dos mástiles rígidos diametralmente opuestos nacían de ella en cuyos finales se situaban algunos sensores, y dos antenas de cable, también diametralmente opuestas, y perpendiculares a los mástiles rígidos, que proporcionaban una envergadura de 32 metros, también eran parte del equipo sensor. Toda la computación la realizaba un sistema dividido en varias secciones, entre ellas un ordenador central (encargada de ejecutar los comandos transmitidos por el control de misión), una unidad de control de telemetría, un codificador de datos y un núcleo de memoria con una capacidad total de 500 kilobits. Estaban estabilizadas por giro, a un ratio de 60 rpm (para una óptima distribución del calor solar por todo el vehículo), usando como referencia sensores solares y estelares, mientras que usaba el sistema de propulsión para mantener el ratio de giro. Cada sonda comunicaba mediante transmisores de banda-S, usando la antena reflectora de alta ganancia (elaborada con cables ultrafinos de 0.2 milímetros, para proporcionar una tolerancia al calor de hasta 500º C), una de media ganancia de patrón toroidal, y una sencilla antena de baja ganancia, instaladas en el mástil central que nacía de la parte superior del compartimento central y proporcionaba una altura de 4.20 metros. Además, equipaba en su base un sistema mecánico que anulaba la rotación sobre el mástil, permitiendo así enfocar la antena de alta ganancia hacia la Tierra, y era capaz de variar el ángulo usando el motor que montaba (que disponía de un lubricante seco para lidiar con los extremos cambios de temperatura que tendría que soportar) para mantener la dirección en todo momento, permitiendo una tasa de envío de datos de hasta 4096 bits por segundo. Obtenía la energía de las células solares montadas en las superficies exteriores de

las estructuras cónicas (que proporcionaban una altura, sin contar con el mástil de las antenas, de 2.12 metros, y un diámetro de 2.77 metros), y alimentaban pequeñas baterías de plata-zinc. Entre las células solares se colocaron una serie de espejos de superficie secundaria (en una proporción células/espejos de un 50%) que mantenían la temperatura constante a unos 165º para evitar la avería en el sistema energético. El control termal era severo: mantas aislantes multicapa para aislar el cuerpo central del calor excesivo, dos sistemas de ventanillas de apertura controlada electrónicamente en las zonas superior e inferior (expulsando ese calor en dirección axial de las zonas que recibían directamente la energía termal solar), protegidas del calor de los paneles solares por unos escudos de protección, y una serie de calentadores eléctricos. El objetivo era mantener las electrónicas del cuerpo central en rangos de temperatura de entre -10º C y 30º C, y de la manera más independiente posible por parte de los elementos del hardware. En total, cada sonda cargaba 9 investigaciones, totalizando 11 instrumentos. PE, Experimento de Plasma, se trataba de cuatro instrumentos independientes con la misión de medir la densidad, temperatura, velocidad y dirección del viento solar con alta resolución espacial y temporal, y era proporcionado por el Instituto Max Planck. FGM, Magnetómetro de Núcleo Saturado, involucraba dos sistemas iguales pero distintos montados en los mástiles rígidos, uno proporcionado por el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (a cuatro metros de la estructura, y colocado sobre un mecanismo rotatorio 90º) y otro por el Instituto de Geofísica y Meteorología de Braunschweig (a 2 metros), encargados de estudiar el campo magnético interplanetario a lo largo de la trayectoria de cada sonda, de detectar las ondas de choque magnéticas, de caracterizar la potencia del campo magnético solar con respecto a la distancia al Sol, y de medir su intensidad. SCM, Magnetómetro de Bobina de Búsqueda, fabricado por la Universidad de Braunschweig,

era un sensor triaxial que estaba preparado para medir la intensidad de las fluctuaciones y la forma de las ondas de choque del campo magnético interplanetario y solar, consiguiendo mediciones de alta resolución triaxiales y espectrales, éstas últimas en direcciones paralelas al eje de rotación. PRWE, Experimento de Plasma y Ondas de Radio (suministrado por el Departamento de Física y Astronomía de la Universidad de Iowa) implicaba las antenas de cable que se desplegaban a partir del compartimento central, un receptor y un muestreador de señales de radio, y se encargaban de detectar fenómenos de ondas electrostáticas y electromagnéticas y ondas de choque eléctricas en varios rangos de frecuencia, aptos para sentir fenómenos de ruido de radio y ondas electrostáticas longitudinales asociadas a la frecuencia del plasma del viento solar provocadas por su interacción. CRE, Experimento de Rayos Cósmicos, estaba formado por dos instrumentos proporcionados por la Universidad de Kiel (un telescopio de partículas con cinco detectores semiconductores y un detector tipo Cerenkov rodeado por un sistema anticoincidencia) y el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (un telescopio detector junto con contador proporcional de rayos-X, y en la segunda sonda incluyendo un detector con memoria interna para detectar y estudiar GRB’s) que estaban dedicados al análisis del espectro energético, distribución angular y variación termal de los protones, partículas alfa y partículas de núcleo pesado de origen tanto solar como galáctico en los rangos energéticos bajos, medios y altos de los rayos-X y Gamma. En particular, el sistema proporcionado por la NASA podía monitorizar la emisión de rayos X solares, y a partir de ellos obtener información sobre los mecanismos de propagación de partículas y su espectro energético en función de la distancia y la actividad solar. ED, Detector de Electrones, era un aparato (un telescopio con varios detectores semiconductores) fabricado por el Instituto Max Planck cuya misión era la detección y medición del espectro energético y densidad de flujo de los electrones de media energía, para usar esta información en coordinación con otros experimentos para comprender la propagación de electrones y los eventos de electrones en el espacio en función de la distancia a nuestra estrella. ZLP, Fotómetro de Luz Zodiacal, (construido por el Observatorio de Heidelberg) consistía en tres sistemas colocados dentro del soporte de unión al cohete y orientados a tres direcciones diferentes en la eclíptica, preparados para calcular la intensidad y polarización en tres longitudes de onda distintas (ultravioleta cercano, azul y visual) del fenómeno conocido como luz zodiacal (no es más que luz solar dispersada por el polvo interplanetario que es visible desde la Tierra al amanecer y al anochecer) y con ellos verificar la cantidad, distribución y naturaleza de las partículas en el medio interplanetario. MDA, Detector y Analizador de Micrometeoritos, suministrado por el Instituto Max Planck, disponía de dos detectores (sensor eclíptico y sensor inferior, junto al ZLP, ambos protegidos por una lámina delgada de un material especial para protegerlos de la radiación solar) podía calcular la masa, el espectro de masa y la energía de las partículas de polvo interplanetario, y con ello determinar el gradiente espacial (cantidad), tamaño y dinámica en la región prevista para la exploración. Y por último los experimentos radio científicos: el Experimento de Mecánica Celeste, preparado por el Instituto de Física Teórica de la Universidad de Hamberg (y con la importante asistencia del JPL), proporcionaría información para refinar las efemérides de los planetas interiores, para calcular la densidad de electrones en el espacio, y para medir los efectos de las perturbaciones solares en la señal de radio emitida por la sonda, así como para comprobar la Teoría de la Relatividad; y Experimento de Rotación Faraday (diseñado por el JPL), con el objetivo de estudiar los efectos de polarización de la señal de radio para sondear la corona solar. A plena carga en el momento del lanzamiento, Helios-A daba un peso en báscula de 370 kg, y Helios-B de 376 kg.

Desde los comienzos de la era espacial, y tras la demostración de que el espacio era de todo menos un vacío, los científicos se vieron en la obligación de colocar en los primeros artefactos que lanzaron sensores con los que poder sentir el entorno en el que se encontraban. La primera sonda interplanetaria en cumplir su misión, Mariner 2, analizó a lo largo de su viaje hacia Venus el espacio entre los dos planetas. Mariner 4 hizo lo propio rumbo a Marte, y tras la colocación en el espacio de Mariner 5, se pudieron completar estudios correlacionados con la marciana. Se dieron cuenta de varias cosas, tales como la interacción del viento solar con los planetas, la propagación de partículas por el espacio interplanetario, la presencia de partículas sólidas diminutas, pero sobre todo, que se podía estudiar a Helios desde la distancia midiendo sus efectos en el espacio. Estos estudios resultaban muy importantes para la operatividad de las sondas espaciales, ya que muchas de las partículas presentes en el medio interplanetario podrían poner en peligro el equipamiento electrónico que transportaban. Estos estudios pasaron a una nueva escala cuando la NASA puso en el espacio a las Pioneer 6, 7, 8 y 9 (existió una quinta, perdida en el lanzamiento) entre 1966 y 1969 en órbitas heliocéntricas circulares delante (Pioneer 6 y 9) y detrás (Pioneer 7 y 8) de la Tierra, a 0.9 y 1.1 unidades astronómicas. De esta manera, monitorizaban el espacio interplanetario y a la vez servían como alarma temprana para avisar sobre eventos solares potencialmente peligrosos para la tecnología de la Tierra. De esta manera, a finales de la década de 1960, la ciencia había obtenido información acerca de lo que había en el espacio desde una región algo más interior que la órbita de Venus y una zona poco más allá de la órbita de Marte. Además, en 1972 y en 1973 se iban a lanzar tres misiones que ampliarían el área investigada: las Pioneer 10 y 11 lo harían hasta al menos Júpiter, pasando por el hasta ese momento desconocido cinturón de asteroides, y Mariner 10, por su parte, hasta la órbita de Mercurio. El proyecto Helios iría más allá de esta última.

Para depositar las dos sondas Helios en el espacio y en sus respectivas órbitas en torno al Sol necesitaban los lanzadores más potentes posibles. Por fortuna, la NASA acababa de completar las pruebas de su conjunto más potente: el Titan IIIE/Centaur, que no era más que la fusión de un lanzador de la Fuerza Aérea de los Estados Unidos con la etapa superior típica de los cohetes Atlas. Esta configuración había sido proyectada para poder poner en el espacio las misiones marcianas Viking a causa de su incremento de masa provocado por los vehículos de aterrizaje. El único vuelo de prueba ocurrió el 11 de febrero de 1974, y aunque el Centaur falló al no encenderse sus motores, los técnicos juzgaron que tenían los suficientes datos como para afirmar que esta combinación funcionaba perfectamente. Tras unas recomendaciones acerca de los sistemas de alimentación de combustible de la etapa superior, el Titan IIIE/Centaur estaba certificado para comenzar su vida operativa.

A pesar de la potencia desplegada por este lanzador, la energía que las Helios necesitaban para conseguir sus trayectorias era todavía superior a lo que este lanzador entregaba, de manera que se añadió una etapa más. Con esto, en total eran cinco las fases que utilizarían: Etapa 0, la correspondiente a los grandes aceleradores sólidos laterales, Etapas 1 y 2, al núcleo central del Titan, Etapa 3, al Centaur, y por último, la Etapa 4, o Superior, estaba formada por un cohete de combustible sólido usado con frecuencia en los lanzadores Delta como impulsor final para proporcionar un último y potente impulso al vehículo a lanzar. Con este nuevo componente, ya era posible.

Una vez Helios-A estuvo finalizada y se le realizaron las pruebas iniciales, fue enviada a las instalaciones del JPL donde le esperaba la prueba más importante: se le introdujo en una cámara de vacío de 7.5 metros de diámetro durante unos 10 días y se le sometió a las temperaturas que debían soportar una vez en el perihelio. Huelga decir que la pasó con nota. Después de las pruebas, la sonda fue enviada a Cabo Cañaveral, a donde llegó el 28 de septiembre de 1974 (dos meses antes llegó el prototipo para familiarizar a los ingenieros con el diseño y realizar pruebas entre el vehículo y el cohete), y tras todo el procesado, chequeos, carga de combustible y encapsulación, fue unida al Titan el 24 de noviembre. El lanzamiento estaba previsto para el 8 de diciembre.

Finalmente, el 10 de diciembre de 1974 el potente Titan IIIE/Centaur operó de maravilla, colocando a Helios 1 (como se le designó tras el despegue) en la trayectoria deseada. Tras tres semanas de pruebas y puesta a punto de los sistemas, el control pasó del JPL al centro de control alemán en Oberpfaffenhofen, a las afueras de Munich. Su trayectoria era altamente elíptica, y transcurría entre la unidad astronómica (es decir, la órbita terrestre a aproximadamente 150 millones de kilómetros) hasta bien dentro de la órbita de Mercurio (58 millones de km., 0.39 unidades astronómicas), acercándose a 0.30 unidades astronómicas, es decir, unos 45 millones de kilómetros, completando una órbita en unos 190 días. Con un tiempo de misión principal programado para 18 meses, se la consideraría exitosa si sobrevivía al primer perihelio.

Los objetivos finales de la misión eran los siguientes, más o menos: estudiar el medio interplanetario en términos de campos magnéticos, densidad, temperaturas, velocidad y dirección del viento solar, documentar discontinuidades y ondas de choque magnéticas en el medio interplanetario, observar las ondas de radio y las oscilaciones del plasma probables responsables de radio estallidos y otras interacciones entre ondas y partículas, calcular la propagación y, en la medida de lo posible, la composición de los rayos cósmicos solares, así como la cantidad y composición de los rayos cósmicos galácticos para una mayor diferenciación, calcular la cantidad y estudiar la dinámica del polvo interplanetario, sobre todo durante el perihelio, monitorizar el disco solar en rayos-X para obtener datos sobre lo que acontece en el lado opuesto al que ofrece a la Tierra, y por último determinar la distribución de masas del Sol, refinar las efemérides de los planetas interiores y medir los efectos gravitatorios solares sobre el espacio. Esta información obtenida se uniría a los que proporcionaban las Pioneer heliocéntricas para obtener correlación sobre los eventos solares y los efectos sobre el sistema solar.

En tres meses, Helios 1 había llegado al perihelio, y las lecturas de temperatura mostraron que la sonda estaba soportando una temperatura de 371º C, la mayor que cualquier otro vehículo fabricado por el hombre había alcanzado, y además, sobrevivió para contarlo. Una vez allí, proporcionó datos muy interesantes acerca de la concentración de micrometeoritos: a distancias inferiores a 53 millones de km., existía una sorprendente concentración de partículas sólidas, alrededor de 15 veces más de la que existe en el entorno terrestre. Además, llegaban desde direcciones diferentes aunque marcadamente definidas en distintos momentos. Este resultado fue inesperado, y los científicos deseaban enviar a la segunda sonda para comprobar esta información.

Helios-B llegó a Cabo Cañaveral el 7 de octubre de 1975 tras pasar todas las pruebas requeridas. Tras los chequeos finales, carga de combustible y encapsulado (ocurrido esto último el 9 de diciembre), fue unida al lanzador en los primeros días de enero de 1976. La fecha inicial de lanzamiento se cumplió, y el 15 de enero fue colocada en el espacio por un nuevo Titan IIIE/Centaur. Si bien el programa de la misión de Helios 2 (como fue designada tras el lanzamiento) resultaba idéntico al de su hermana, la trayectoria la haría pasar todavía más cerca del Sol, llegando a 43 millones, 400 mil km. de nuestra estrella, eso es, 0.29 unidades astronómicas. Su actitud en el espacio sería completamente opuesta a la de su hermana, ofreciendo su antena de alta ganancia “hacia abajo”, para que así su experimento ZLP y el segundo detector de micro meteoritos observaran la región al norte de la eclíptica. Además de eso, con las dos sondas ya operativas, serían capaces de detectar un mismo fenómeno solar desde dos posiciones distintas en el sistema solar interior, el objetivo original del programa. Así, tras varios meses de dirigirse al Sol, Helios 2 se convirtió en el objeto humano que más cerca ha pasado de nuestra estrella el 17 de abril de 1976, algo que ninguna otra sonda ha podido si quiera igualar hasta la fecha.

Ambas sondas fueron enviadas en el momento en el que el Sol salía del máximo solar, de manera que en sus misiones primarias con un periodo de mínima actividad, aunque tras entrar en sus tareas extendidas se empezó a notar un aumento en actividad y, visto desde la Tierra, un incremento en el número de manchas solares. Un resultado interesante fue que la fuerza con la que el flujo de plasma rápido (viento solar de alta velocidad) que salían de agujeros coronales situados en los polos de nuestra estrella era más intensa en el perihelio de ambas sondas que a una unidad astronómica medidos por los satélites IMP 6 y 8. Poco después del lanzamiento de las dos sondas Voyager se detectó, en coordinación con las dos Helios, un flujo rápido que corotaba con el Sol y que surgía de un agujero coronal, y justo delante, un frente de choque que fue detectado a distancias de nuestra estrella de entre 0.7 a 1.6

unidades astronómicas, y que el frente de choque subsistió incluso cuando el flujo ya había desaparecido. Estudios de los campos magnéticos a distancias del perihelio mostró lo que parecía una fuerte dependencia entre las líneas del campo originadas en un agujero coronal y el flujo del viento solar, algo ya observado desde una unidad astronómica, pero confirmada desde más cerca. Es más, Helios 1 pasó sobre un agujero coronal en su primer perihelio. También se detectó una nueva estructura magnética, caracterizados por intensos campos magnéticos originados en regiones de flujo lento del viento solar, inusualmente frías, por delante de los flujos rápidos. También consiguieron detectar helio-3 en diversos eventos solares que emitían rayos cósmicos, así como la aparición de electrones provenientes de Júpiter a distancias muy cercanas al Sol. Las distintas órbitas de las dos Helios permitió confirmar una zona de rápida propagación de rayos cósmicos a más o menos 60º del lugar de una llamarada solar.

Poco después de sus lanzamientos, y con sus instrumentos apenas activados, ambas sondas también proporcionaron alguna cosa interesante acerca de la magnetosfera terrestre, detectando dos capas nuevas fuera de la envuelta magnética: una capa de electrones energéticos y una capa de iones. Los estudios acerca de la luz zodiacal mostraron una suavidad ya prevista, así como una asimetría derecha-izquierda bastante clara que en determinados momentos se reducía hasta cero para después volver a incrementarse, dada la cantidad de polvo interestelar. El análisis, por otra parte, de los impactos de micrometeoritos mostró una abundancia de condritas en un 40%, abundancia de micrometeoritos de hierro en otro 40% y en un 20% a un material no identificado. Una vez comparados los datos de micrometeoritos de las dos sondas mostraron que no existía demasiada asimetría norte-sur en la nube de polvo interplanetario, y estaban en buen acuerdo con las mediciones del ZLP. Por su parte, una fuerte actividad solar (posiblemente una eyección de masa coronal) proporcionó interesantes conclusiones sobre la corona mediante el estudio de la señal de radio emitida por una de las sondas.

El lanzamiento de distintos proyectos terrestres enriqueció la ciencia de Helios. Las dos Voyager y los tres vehículos de la misión ISEE trabajaron en concierto con ellas en el estudio de los eventos solares y al espacio interplanetario. Con sus misiones primarias finalizadas, y con el siguiente máximo cerca, decidieron alargar sus misiones para proporcionar información acerca de los fenómenos del Sol, que se incrementarían cuando la NASA lanzara su observatorio Solar Maximum Mission, evento acaecido al final el 14 de febrero de 1980. Sin embargo, el 23 de diciembre de 1979 Helios 2 dejó de emitir. Tal vez pasar más cerca del Sol que su hermana provocó que el hardware de a bordo no resistiera más. Por su parte, Helios 1 continuó emitiendo información valiosa hasta que también dejó de transmitir señales el 18 de febrero de 1985.

Las sondas Helios han sido realmente notables por varias cosas: por ser las que más se han acercado al Sol y han sobrevivido para contarlo, por ser uno de los primeros proyectos conjuntos entre Estados Unidos y Europa, pero sobre todo por ser las sondas más rápidas jamás lanzadas. Esto en realidad tiene cierta trampa. A Voyager 1 se la considera de la misma forma, lo que ocurre es que la gran sonda exploradora, actualmente en la frontera del espacio interestelar, posee la velocidad de escape mayor de todas las sondas que la consiguieron, mientras que Helios 2, la calificada como el vehículo más veloz, su velocidad se calcula con respecto a la velocidad en torno al Sol, consiguió unos formidables 252.792 km/h, o 70.22 km/s, provocados naturalmente por la inmensa atracción gravitatoria solar. Gracias a esa velocidad de paso, a su rápida rotación y las medidas llevadas a cabo para protegerlas, han conseguido pasar a la historia con nota muy alta. Por supuesto, no podían faltar en esta crónica.

Misión al planeta Tierra: GPM Core

El satélite TRMM fue lanzado desde el Japón el 27 de noviembre de 1997 para una misión de unos dos años. Situado en órbita baja (entre 400 y 410 km. de altitud) y con una inclinación moderada (35º), tenía el encargo de estudiar la cantidad de precipitación en las regiones tropicales y subtropicales. Cubriendo la Tierra desde la costa africana del Mar Mediterráneo hasta el Cabo de Buena Esperanza, esta área le permite examinar todo núcleo de tormenta que se forma en esta área. De esta forma, es capaz de detectar y monitorizar la evolución de toda tormenta tropical, huracán o tifón que aparece. Cargando cinco instrumentos, dos han resultado instrumentales. Por un lado, el TMI ha sido capaz de medir el tamaño de las gotas de agua encerradas en las nubes de tormenta, indicando como se precipita hacia la superficie, completando cálculos de la cantidad de lluvia, de moderada a alta, que se produce en ese núcleo tormentoso. Por el otro, el PR es el primer instrumento de su tipo situado en el espacio, y a

través de sus mediciones se sabe el ratio de precipitación de todo núcleo de tormenta, permitiendo construir recreaciones en tres dimensiones de la cantidad de precipitación de todo tifón, huracán o tormenta tropical que aparezca. Actualmente, TRMM es uno de los satélites de observación terrestre más veteranos, y aunque ha perdido alguna capacidad, todavía continúa entregando información muy importante con respecto a las tormentas. Así, huracanes como el Katrina, o más recientemente el tifón Haiyan de las Filipinas, entraron en su campo de visión. Sin embargo, su órbita y sus capacidades limitan lo que nos puede enseñar acerca del ciclo del agua en nuestro planeta.

Como bien sabéis, la Tierra es el único lugar del sistema solar en el que el agua existe en sus tres estados: líquido (mares, océanos, ríos, lagos, acuíferos), sólido (capas polares, glaciares, icebergs) y gaseoso (vapor de agua). Su presencia en cierta medida regula varios aspectos del sistema terrestre, tales como la absorción o emisión de la radiación infrarroja que entra desde el Sol o que emite la superficie para su expulsión al espacio. Uno de los aspectos del ciclo del agua, y uno de los mayores reguladores de la temperatura global del planeta es la precipitación, en todas sus formas. Así, la lluvia ligera o torrencial, granizo, o nevadas, no son más que elementos que ayudan a equilibrar la temperatura de la Tierra, pero es que además prácticamente toda forma de vida terrestre necesita agua, por lo que el reabastecimiento de toda fuente de agua a partir de las precipitaciones permite que la vida pueda continuar. Pero claro, medir el ratio de precipitación globalmente desde la superficie es prácticamente imposible, y saber qué está precipitando sobre distintas zonas de la Tierra es tarea solo para satélites.

Repitiendo el éxito de TRMM las agencias espaciales NASA y JAXA se han vuelto a unir para crear un satélite que vaya más allá. No solo medirá el ratio de precipitación líquida en regiones tropicales y subtropicales de media a alta intensidad, sino que ha sido optimizado para detectar precipitación de baja a media intensidad, de granizo e incluso de nieve a distintas intensidades. Pero esto no es todo. A partir de este proyecto, la NASA, en asociación con JAXA, creó un programa para saber qué y cuanto está precipitando en todo el mundo al mismo tiempo, un aspecto muy importante tanto para los científicos como para los meteorólogos. Este proyecto se llama GPM, Medición de Precipitación Global, y entra dentro del programa PMM, Misión de Medición de Precipitación. Lo que busca la NASA es emplear otros satélites con instrumentación similar para obtener mediciones acerca de qué, cuánto y cómo está precipitando en un determinado lugar del planeta. En esencia, crear una constelación de satélites que cubran todo el planeta.

El instrumento clave del proyecto GPM es el llamado Observatorio Núcleo GPM, o GPM Core. Es el mayor satélite jamás construido en el Centro de Vuelos Espaciales Goddard, y está dotado, como es normal, de todo lo necesario para funcionar, como su ordenador y almacenador de datos de estado sólido, transmisor de banda-S unido a antenas de baja ganancia y a una antena parabólica de alta ganancia situada en lo alto de un mástil (transmitiendo a través de la red TDRSS), sistema de control de actitud, propulsión, control termal, y generación y almacenamiento de energía. Tiene 11.6 metros de envergadura con sus paneles solares rotatorios desplegados, y mide 6.5 metros de alto por 4.9 de largo. Ha recibido dos instrumentos para realizar sus mediciones acerca de la precipitación. El primero es GMI, Cámara de Microondas de GPM. Construido por la empresa Ball para la NASA, es un sistema de escaneo de microondas pasivo que consiste en tres elementos: la antena receptora, los detectores, y el montaje rotatorio para la antena. Técnicamente es un radiómetro de escaneo cónico que ha sido diseñado para rotar a 32 rpm. La antena de 1.2 metros de diámetro recibe la intensidad de la energía de microondas emitida por todo el sistema terrestre para llevarla a los detectores. A diferencia del TMI de TRMM y sus nueve canales, GMI dispone de 13 para

poder detectar además lluvia ligera y precipitación de nieve. Con un ancho de escaneo de 885 km., lo cubre barriendo de lado a lado a lo largo de su órbita, permitiendo cubrir todo un núcleo de tormenta, mientras que el paso sobre la estructura del satélite sirve para calibrar el aparato. A partir de lo detectado por GMI los científicos serán capaces de distinguir entre lluvia o nieve así como cuantificar la intensidad de precipitación y calcular el ratio de precipitación. El segundo es el DPR, Radar de Precipitación de frecuencia Dual. Elaborado por la empresa NEC Toshiba Space Systems para JAXA y el Instituto Nacional de Tecnología de Información y Comunicaciones, supone una evidente mejora del instrumento PR de TRMM. Realmente son dos radares de precipitación, el principal midiendo en banda-Ku (ancho de escaneo 245 km.), y un nuevo sistema de medición en banda-Ka (120 km.) que combinarán sus resultados para no perder ni una sola partícula de precipitación. Conjuntando la información de ambos radares se podrán realizar mediciones acerca de la distribución del tamaño de las partículas, es decir, la cantidad de gotas de lluvia de distintos tamaños existen en distintas capas de nubes y cómo se extienden por toda la tormenta. Estudios en profundidad de los datos del DPR permitirá identificar si lo que precipita es lluvia o nieve, intensidad de precipitación, flujos de agua o contenido de agua en una nube. Dado el menor ancho de escaneo del sistema de banda-Ka, este se encuentra en el centro del ancho de escaneo del radar de banda-Ku, lo que permitirá combinar la información y crear perfiles de intensidad de precipitación con una resolución máxima de 5 km., y en conjunto con GMI, mejorar la exactitud de las estimaciones de precipitación de lluvia o nieve. A plena carga declarará una masa máxima de 3.850 kg.

Si la NASA proporciona el satélite y un instrumento, JAXA ha suministrado el segundo instrumento y además se encargará de los servicios de lanzamiento. Como TRMM, la misión de GPM Core se pondrá en marcha cuando despegue desde el Centro Espacial Tanegashima a bordo de uno de los lanzadores más potentes del Japón, el H-IIA. El 27 de febrero del 2014 está previsto el lanzamiento, y su órbita será similar a la de TRMM, aunque con una mayor inclinación. Tras maniobrar después de liberarse de la etapa superior, estará situado en una trayectoria circular a 407 km. de altitud sobre la Tierra, con una inclinación de 65º con respecto al ecuador terrestre.

Con la puesta en marcha de la misión de GPM Core, se iniciará la constelación del proyecto GPM, que comprende varios satélites ya en órbita que cargan instrumentación de microondas: de la NASA, Suomi NPP (ATMS), los meteorológicos polares americanos NOAA 18 y 19 (AMSU-A) y DMSP, el satélite meteorológico polar europeo MetOp-B (MHS y AMSU-A1 y A2), el satélite científico de JAXA Shizuku (AMSR2) y el satélite científico franco-hindú Megha-Tropiques (SAPHIR). En los años siguientes la red se complementará con más satélites meteorológicos polares como el estadounidense JPSS-1 y el europeo MetOp-C,

previstos para los años 2016 y 2017, respectivamente. El propósito es recoger la información obtenida por todos estos satélites e introducirla en una base de datos común, en la que la información del instrumento GMI sea un estándar de referencia para calibrar la información, y tras juntarla con los datos proporcionados por DPR, obtener una información completa acerca de qué y cómo precipita una tormenta. La órbita de más alta inclinación de GPM Core le permitirá estudiar todo frente de tormenta desde el círculo polar ártico hasta el círculo polar antártico. Con toda esta base de datos, se pretende estudiar, en conjunción con la información de otras misiones (como por ejemplo el satélite de la NASA Aqua o el europeo SMOS), el ciclo del agua así como el ciclo y el intercambio de energía en el sistema terrestre. Con la información de la constelación GPM se obtendrá lo siguiente: medición acerca de la intensidad y la variabilidad de la precipitación; estructura tridimensional de los sistemas de nubes y tormentas; microfísica de las partículas sólidas o líquidas dentro de las nubes; y la cantidad de agua que cae a la superficie. Además, esta base de datos se podrá conjuntar con la recogida por los sensores meteorológicos basados en Tierra para mejorar los modelos de los pronósticos meteorológicos y los modelos climatológicos, así como para pronosticar desastres como huracanes y tifones, corrimientos de tierras, inundaciones y sequias. Poca broma.

Como se suele decir, no siempre llueve a gusto de todos, y para mucha gente, la lluvia no es más que una molestia que impide disfrutar de la vida en la calle. Error. Si en una zona de la Tierra no llueve, la reserva de agua potable se acabará, y no nos apetece comentar lo que ocurriría si eso pasa, porque es de sobra conocido. Pero claro, con el cambio climático sobre nuestras cabezas, se producen dos fenómenos: o que no llueva, que es malo, o que llueva demasiado, que tampoco es demasiado bueno. Queda claro que establecer una base de datos acerca de qué, cuánto, cómo y dónde precipita nos permitirá no solo comprender el funcionamiento del sistema terrestre, también detectar anomalías climáticas provocadas por el cambio global. Y luego se preguntan que por qué lanzamos satélites al espacio.

Ventana al Espacio (LX)

La "Mano de Dios", desde NuSTAR.

Aventureras del sistema solar: Mariner 10

Mercurio, el mensajero de los dioses, era un objetivo deseado para los científicos al comienzo de la era espacial. Se había llegado fácilmente a Venus, igualmente a Marte, y, si se demostraba que el cinturón de asteroides era pasable, podría ser sencillo alcanzar Júpiter y el resto del sistema solar exterior. Sin embargo, el llegar a Mercurio era tremendamente difícil debido a una particularidad: El primer planeta está dentro de la zona de influencia gravitacional del Sol. Esto supone que enviar una sonda espacial directamente a Mercurio resultara imposible, debido a que el campo gravitatorio solar aceleraría la nave, significando que se pasaría de largo el planeta sin poder sondearlo. Por lo tanto, hacía falta buscar una manera eficiente para tratar de colocar algún objeto con el encargo de estudiarlo.

La técnica de la asistencia gravitatoria, unas maniobras en las cuales una sonda espacial podría alterar su rumbo y su velocidad para poder llegar al destino fijado, recurrente en los relatos de ciencia-ficción en las décadas de 1920 y 1930, empezó a ser objeto de estudio mediante ordenadores en el JPL de la NASA. El resultado de estas investigaciones mostró todo tipo de trayectorias, incluyendo rutas de retorno a la Tierra después de sobrevolar y estudiar distintos cuerpos. Estas maniobras podrían generar dos efectos: por un lado, sería posible aprovechar estas asistencias para acelerar una nave espacial y modificar su rumbo para así recortar tiempo de viaje, dependiendo de la distancia al planeta sobre el cual se practique la maniobra; por el otro, se podría aprovechar este efecto honda para todo lo contrario, es decir, reducir la velocidad a la vez que se alteraba la trayectoria. Para las necesidades de una misión hacia Mercurio, sería necesario aplicar la segunda posibilidad. Estos mismos estudios observaron que en 1970 y 1973, existía una suerte de alineación planetaria que permitiría lanzar una sonda a Mercurio pasando por Venus y empleando su gravedad para llegar hasta allí. En aquellos días, sin embargo, una trayectoria semejante resultaría tan sensible que los aparatos de guiado existentes provocarían un escasamente preciso punto de encuentro, generando así muchos errores. Poco después vieron que la tecnología a su disposición era más que adecuada para la tarea, contrario a lo que se sabía. Esto estimuló la convocatoria de reuniones de ingenieros y científicos para hablar de todos los aspectos de la misión. Entre los asistentes estaba el científico italiano Giuseppe Colombo del Instituto de Matemáticas Aplicadas de Padua. Había estudiado durante bastante tiempo las mecánicas celestes, y determinó (como la gente del JPL) que sería posible usar la gravedad de un planeta para modificar la velocidad, trayectoria e inclinación de un objeto sin necesidad de consumir ni un gramo de combustible. Según los estudios de Colombo, en la oportunidad de 1973, tras el sobrevuelo a Mercurio, el periodo orbital de un vehículo científico coincidiría casi exactamente con el tiempo que tarda el planeta en rodear dos veces al Sol, por lo que resultaría posible practicar un segundo sobrevuelo de investigación.

El programa Mariner había ido lanzando las sondas de dos en dos, hasta que en 1967 colocó en el espacio a Mariner 5, que no era más que una versión de las sondas marcianas de 1964 preparada para una misión venusina. No hubo misión de acompañamiento, y por eso, las nomenclaturas de las cuatro siguientes, todas para Marte, alteraron el desarrollo del programa. Entre las Mariner-Mars 1971 (las sondas 8 y 9 del programa) y las futuras Mariner Jupiter/Saturn (que acabarían siendo las Voyager 1 y 2, pero por entonces conocidas como Mariner 11 y 12) quedó hueco para un proyecto único, que la NASA puso en funcionamiento tras comprobar que la asistencia gravitatoria requerida para alcanzar Mercurio era realizable.

Llamado Mariner Venus/Mercury, comprendía una única nave, que recibió lo último en materia avances informáticos y sistemas de transmisión, y que además debía ser diseñada para soportar el espantoso calor que existía alrededor de la órbita mercuriana. El diseño era el tradicional Mariner, siendo el bus de de Mariner 10 una estructura octogonal de magnesio con unas medidas de 1.39 metros de largo y 45 centímetros de altura, y concentraba la totalidad de los sistemas. En su parte superior se montó una plataforma de escaneo, mientras en la inferior almacenaba el sistema de propulsión y la novedad de la misión: un escudo solar desplegable de dos metros de diámetro, elaborado en tejido de fibra de vidrio recubierto de teflón (tejido beta), mayor que el bus de la sonda, para protegerla de la luz y el calor solares. Estaba elaborado con elementos termorresistentes a base de compuestos cerámicos, similares a los que montaban los escudos de reentrada de las cápsulas tripuladas de la NASA. El ordenador (CC&S, Ordenador de Comandos y Secuenciador) se basaba en el de las últimas Mariner marcianas, siendo bastante flexible en su

programación, con una memoria para almacenar hasta 512 palabras, y además incluía un grabador de cinta magnética para guardar la información de los experimentos. Otra novedad de la sonda estaba en los sistemas de transmisión. Además del sistema tradicional en banda-S, incluía por primera vez un transpondedor de alta frecuencia, que emitía en banda-X, que fue montado en la sonda como experimento tecnológico para probar su viabilidad como sistema de comunicaciones de las futuras sondas espaciales. Estos dos sistemas utilizaban una antena de baja ganancia (al final de un mástil de 2.85 metros que nacía de la parte superior del bus) y una antena parabólica de 1.37 metros de diámetro situada al final de un mecanismo direccionable. La combinación del ordenador y el sistema de comunicaciones permitía transmitir información en tiempo real y a su vez almacenarla en el grabador. Los sistemas de a bordo se alimentaban mediante dos paneles solares de 2.69 metros de largo y 97 centímetros de ancho, totalizando una superficie activa de 5.1 metros cuadrados, y almacenaba la energía en una batería de níquel-cadmio. Los paneles proporcionaban una envergadura de 7.6 metros una vez en su lugar, sobre mecanismos rotatorios entre 0 y 76º. Se orientaba en sus tres ejes, usando giróscopos, sensores solares y un escáner estelar fijado en Canopus, y apoyado por dos juegos de tres pares de propulsores de gas de nitrógeno situados en los extremos de los paneles solares. Para las maniobras principales, un motor situado en el centro del escudo solar (herencia Mariner 6 y 7, y altamente modificado para proteger todo el sistema del calor abrasador del Sol y encenderse más de dos veces durante la misión) proporcionaba el empuje para modificar su trayectoria. El control termal, además del escudo, incluía ventanas controladas electrónicamente, aislamiento mediante mantas multicapa y otros tratamientos a las superficies de la sonda. En total, a Mariner 10 le cargaron 9 experimentos. El principal era el TVS, Subsistema de Televisión, formado por dos cámaras gemelas unidas a sistemas Vidicon y una

rueda de filtros de nueve posiciones por cada cámara, encargadas de realizar una cobertura fotográfica de la superficie mercuriana, mediante el espectro visible, el infrarrojo, e incluso el ultravioleta. Cada unidad estaba formada por un telescopio Cassegrain f/8.43 de 1.500 mm. de apertura unido al Vidicon y a la rueda de filtros (con la suficiente potencia como para poder leer un periódico a 400 metros de distancia), disponiendo además de un sistema auxiliar de campo ancho (similar al buscador de los telescopios amateur) refractor f/8.5 con una apertura de 62 mm. Las cámaras se situaban en la parte superior, en la plataforma de escaneo, con dos grados de movilidad, y desde su posición se esperaba conseguir una resolución en Mercurio de 100 metros. Cada rueda de filtros disponía de nueve posiciones: longitud de onda azul, polarización ultravioleta, ultravioleta de alto paso, apertura clara, paso de banda ultravioleta, calibración, amarillo, y el espejo para desviar la luz al sistema auxiliar. Portaba dos espectrómetros ultravioleta, uno el UVSO, Espectrómetro Ultravioleta de Ocultación (formado por cuatro detectores unidos a una rejilla de difracción), para tratar de identificar si Mercurio poseía la atmósfera, y el otro era el UVSAG, Espectrómetro Ultravioleta de Brillo de Aire (compuesto por una rejilla de difracción cóncava, un conjunto de colimadores y 12 detectores, situado en la plataforma de escaneo junto al sistema TVS), para analizar esta atmósfera y determinar cuál es su componente principal, siendo capaz de observar hidrógeno, helio, oxígeno, neón, argón o carbono. Durante el viaje de crucero ambos sistemas realizarían escaneos de la bóveda celeste para observar la emisión en ultravioleta de las estrellas en busca de hidrógeno o helio. IRR, Radiómetro Infrarrojo, formado por dos pequeños telescopios Cassegrain, un pequeño espejo de escaneo montado en un cilindro rotatorio en tres posiciones y enganchado a un conjunto de filtros especiales de longitud de onda larga, sería usado para averiguar las temperaturas superficiales en los lados diurno y nocturno de Mercurio, a base de barrer de lado a lado la zona a estudiar. El PSE, Espectrómetro de Ciencia de Plasma (formado por el SEA, Analizador Electrostático de Escaneo, y el SES, Espectrómetro de Escaneo de Electrones, montados en una carcasa única y sobre una plataforma móvil rotatoria) estudiaría el entorno espacial alrededor de Mercurio para analizar el viento solar y sus efectos sobre el planeta, mientras estudiaba la generación y dispersión del plasma emitido por el Sol. CPT, Telescopio de Partículas Cargadas, un sistema formado por un telescopio principal y un telescopio de baja energía, se encargaría de monitorizar los rayos cósmicos galácticos o solares, así como las partículas expulsadas por las llamaradas solares, buscar cinturones de partículas energéticas atrapadas en sus destinos y observar las interacciones plasma-planeta en ambos cuerpos. MAG, Magnetómetro, comprendía dos sensores de núcleo saturado triaxial, colocados en un mástil extensible de dos secciones y 6.1 metros de largo, y estaba encargado de estudiar el campo magnético interplanetario y los efectos sobre los planetas, y trataría de detectar un campo magnético a Mercurio, una posibilidad considerada como poco posible para un cuerpo tan pequeño. Y por último, el CMRS, Experimento de Mecánica Celeste y Radio Ciencia, para estudiar las masas de Mercurio y hacer un primer estudio del interior del planeta, y ampliar los conocimientos sobre los movimientos del sistema solar mediante el seguimiento de la señal de radio. A plena carga antes del lanzamiento ofrecía un peso de 533.6 kg.

El desarrollo del proyecto transcurrió tan rápidamente, que cuando la sonda estuvo terminada los ingenieros recibieron una condecoración al mérito por haber hecho posible semejante hazaña. Finalmente, el 3 de noviembre de 1973 un Atlas SLV-3D/Centaur la situó en órbita. Casi inmediatamente entró en actividad, y aprovechando su breve estancia en el sistema Tierra-Luna, obtuvo sus primeras secuencias. Las cámaras fueron encendidas siete horas después del lanzamiento, y se prepararon para fotografiar tanto nuestro planeta como a Selene. En ese momento surgió el primer problema: los calentadores de las cámaras no se encendieron. La temperatura en ambos sistemas caía, y debido a las extremas medidas tomadas para protegerla del calor solar, era imposible transferir temperatura de la parte baja a la parte alta. La protección era incluso demasiado buena, y si la temperatura caía por debajo de los -40ºC (la temperatura de operación normal estaba entre los 4 y los 15ºC) resultarían dañadas irreversiblemente. Por fortuna, la construcción de los telescopios compensó la bajada, de manera que no perdieron su enfoque. Para evitar posteriores pérdidas de temperatura, decidieron mantener encendidos durante toda su misión los tubos Vidicon, de manera que, aunque las temperaturas en todo el sistema era menor a la requerida, no ponía en peligro su sensibilidad. Para probarlas, apuntaron a la Tierra, y se obtuvieron pares estereoscópicas y una serie de cinco mosaicos que evidenciaban la profundidad y estructura de las nubes. Sobrevolando la Luna, tuvo oportunidad para

observar un cuerpo celeste similar (eso se esperaba) a lo que se encontraría en Mercurio. De esta manera se adquirieron las, en ese momento, mejores imágenes del polo norte lunar (seis mosaicos en total), una región que (a pesar de todas las misiones enviadas a Selene) tenía una pobre cartografía, y permitió actualizar los mapas de nuestro más cercano vecino. Después de esto, puso rumbo hacia Venus, para su asistencia gravitatoria, sin duda la parte más vital de la misión.

Nuevas dificultades: la puerta del SEA, la parte analizadora del PSE, había fallado en abrirse, de manera que no se pudieron obtener resultados durante toda la misión con él. Por suerte, el expuesto SES si funcionó, magníficamente por cierto. El 13 de noviembre realizó su primera corrección de trayectoria, en preparación del encuentro venusino. Tras esto, el escáner estelar de Canopus perdió su fijación en la estrella. Parecía que una partícula de polvo cósmico había pasado frente a la lente de la cámara, y eso provocó que la sonda activara el sistema automático para la readquisición de la estrella. Este sería un problema recurrente durante toda la misión. Otro problema que atacó a la sonda en las primeras semanas se centró en el ordenador, que empezó a resetearse sin motivo, que quedó solucionado después de modificar las secuencias de reloj a las que trabajaba. Un tercer problema era que frecuentemente el emisor de la antena principal pareció romperse debido a los cambios de temperatura, por lo que la señal bajaba a mínimos. Debido a los cambios de temperatura, una o dos sondas del emisor se contraían o retraían, provocando una operación normal y la pérdida en la señal, poniendo en riesgo la transmisión de imágenes en tiempo real. Sin embargo la mayor preocupación fue que el ordenador cambió automáticamente del canal de energía primario al de reserva. Este cambio era irreversible, y podría estar relacionado con los reseteos iniciales del ordenador. Se empezó a temer que también podría perderse este sistema, y se tuvo que cambiar los métodos operacionales para evitarlo.

Era ya enero de 1974, y cada vez estaba más cerca la maniobra de asistencia gravitatoria. Por aquellos días, el cometa de período muy largo Kohoutek estaba en el perihelio, y Mariner 10 aprovechó la coyuntura para, usando su UVSAG y sus cámaras, obtener información del objeto y determinar su composición. Aunque en las secuencias del TVS el Kohoutek era demasiado débil como para sacar conclusiones, este fue, sin duda, el primer estudio de un cometa realizado por una sonda espacial. Mientras usaba las cámaras para fotografiar el cometa, ocurrió un milagro: al desactivar los calentadores de la sonda, misteriosamente los del TVS se activaron. La única explicación era que existía un cortocircuito en la línea que enlazaba varios calentadores, lo que podría haber provocado que no se encendieran en un primer momento. Por lo tanto se tomó la decisión de apagar todos los calentadores de ese circuito y dejar encendidos los de las cámaras. Fue una sanación algo más que bienvenida. El 21 de enero realizó su segunda maniobra de corrección de rumbo, situándose en el camino idóneo para aprovechar la gravedad venusina.

Al poco de la maniobra correctora, Mariner 10 comenzó a oscilar de manera imprevista. Automáticamente, los propulsores de nitrógeno se activaron para tratar de corregir estos movimientos. No fue posible terminar con estos balanceos hasta que apagaron los giróscopos, y la causa no se supo, más o menos, hasta poco antes del sobrevuelo venusino que ocurrió el 5 de febrero de 1974.

Como los giróscopos no se pudieron usar, se tomó la arriesgada decisión de emplear referencias cósmicas para mantener su orientación triaxial. Empleando el Sol, Canopus y el propio Venus, se consiguió mantener una plataforma lo suficientemente estable para completar las operaciones programadas. La sonda pasó a 5.794 km. de la superficie venusina, y a modo de calibración final, las cámaras fueron encendidas, para usar todos los filtros a su disposición. Las imágenes que llegaban desde Mariner 10 empezaron a mostrar la opaca capa nubosa que cubre el planeta, ninguna novedad con respecto a lo que se veía desde Tierra, sin mostrar ninguna característica diferenciadora. Eso fue hasta que cambió al filtro de ultravioleta cercano, cuando abrió la ventana hacia un nuevo universo hasta antes no observado: usando esa longitud de

onda, la espectacular dinámica nubosa del planeta quedaba de esta manera al descubierto, demostrando que Venus poseía una alta velocidad en su atmósfera. Análisis posteriores mostraron que las nubes rodeaban el planeta en apenas cuatro días, por lo que eran más rápidas que la propia rotación de Venus. Desde luego, las primeras imágenes adquiridas de Venus resultaron esclarecedoras para resolver uno de los misterios del planeta. Mariner 10 adquirió en total 4.165 imágenes de la diosa de la belleza.

Tras determinar que la causa más probable de la oscilación de la sonda era por la avería de un giróscopo, se tomó la decisión de no usarlos el resto de su misión, salvo para las maniobras de corrección de trayectoria. Por desgracia, el consumo había sido demasiado alto, y cabía la posibilidad de que la misión pudiera acabar tempranamente. Eso sí, la maniobra (la primera asistencia gravitatoria de la historia de la exploración espacial) para dirigirse hacia Mercurio había sido realizada con gran éxito, por lo que al menos sería posible hacer un único examen al planeta. Pero entonces a uno de los expertos de navegación se le encendió la bombilla. Como las Mariner 2 y 4 habían estudiado la presión solar sobre los paneles solares de ambas sondas, ¿por qué no aprovecharla? La idea cuajó, y a base de usar los paneles solares como velas, y la antena de alta ganancia como timón, se utilizaría este fenómeno para sustituir a los propulsores en el encargo de controlar la actitud y ahorrar de esta manera el combustible restante. La misión se había salvado.

Después de completar una tercera maniobra de corrección de trayectoria, el 16 de marzo, la excitación empezó a aumentar ante la perspectiva de observar un planeta del que apenas se sabía nada a ciencia cierta. El día 23, Mariner 10 obtuvo su primera imagen del planeta, y a medida que se iba acercando, las cámaras empezaron a observar cómo Mercurio mostraba una fase creciente, a la vez que un color grisáceo. Cada día que pasaba la resolución mejoraba, y las estructuras empezaron a hacerse visibles. Cuando, finalmente, el 29 de marzo de 1974, Mariner 10 alcanzó al planeta, la exclamación de los científicos e ingenieros se escuchó por todo el edificio del JPL: ¡Otra Luna!

Había pasado a 703 km. de distancia de Mercurio, revelando cráteres de todo tipo, llanuras extensas, y arrugas que se extendían miles de kilómetros. No era lo único que observó. Los magnetómetros pudieron detectar cómo alrededor del planeta existía una estructura similar a la magnetosfera terrestre, que alteraba significativamente al viento solar alrededor suyo. En total, entre la fase de acercamiento y la de alejamiento, se pudo adquirir la suficiente cobertura para tener aproximadamente un 35% de la superficie mercuriana usando las más de 2000 imágenes recolectadas.

Pocos días después del primer sobrevuelo, la sonda volvió a experimentar problemas. Apareció de repente un incremento de energía, provocando una subida de temperatura, un asunto corregido poco después. También el suministro de energía al grabador se apagaba y encendía sin necesidad de comandos, provocando el fallo completo de la unidad. Y peor todavía, un fallo en el subsistema de datos de vuelo generó una averia provocando que la inmensa mayoría de los canales de telemetría de ingeniería se perdieran. Aún con ello, la misión siguió adelante, y la cuarta maniobra de corrección de trayectoria, realizada en dos etapas los días 9 y 10 de mayo, colocó a Mariner 10 de tal manera que realizaría el segundo acercamiento pasando entre Mercurio y el Sol. Después de la conjunción solar el 6 de junio (oportunidad para hacer ciencia de radio ciencia), realizó la quinta maniobra correctora el 2 de julio. Esta trayectoria se preparó para ampliar la cobertura de imágenes (el propósito principal del acercamiento) y para tener una mejor trayectoria para un probable tercer sobrevuelo. Después de 176 días, y tras dar una órbita al Sol, Mariner 10 se encontró con el planeta en el mismo lugar, y ofreció la misma cara. Eso sí, la distancia sobre la superficie fue esta vez de 48.069 km. el 21 de septiembre, y la cobertura se centró en el hemisferio sur, ofreciendo los mismos tipos de terrenos que durante el sobrevuelo anterior a través

de 500 imágenes. Esta fue la primera vez en la historia que una sonda regresaba a su destino para un segundo examen. Al disponer únicamente del enlace de datos en tiempo real, para no perder ni un bit de los datos de imágenes, unieron por enlace de microondas las tres mayores antenas del complejo de Goldstone, California, creando una mayor cobertura y sensibilidad. Además, en los días previos al acercamiento, se hizo un experimento de navegación. En vez de usar la radio de la nave para ubicarla en el espacio relativo al cuerpo a investigar, realizaron entre los días 17 y 19 una secuencia de imágenes (unas 100) en las que se mostraba a Mercurio con respecto al fondo de estrellas, para así calcular la distancia entre la sonda y el planeta. Por lo tanto, se habían completado por primera vez las primeras operaciones de navegación óptica, una técnica empleada posteriormente para la navegación entre planetas, y posteriormente, para un guiado hacia asteroides y cometas. Un mes después, la sonda perdió el control de balanceo, lo que supuso incrementar el gasto de combustible.

Se pudo manejar la actitud de la sonda en grado suficiente para que regresara una última vez, aunque fue un tiempo plagado de contratiempos. Así, la recurrente pérdida de la fijación de Canopus provocó soluciones creativas. Al perder el control de balanceo, y al no disponer de la mayoría de canales de telemetría, se comenzó a usar la señal de la antena de baja ganancia como referencia de balanceo para aplicar a los paneles solares la inclinación correcta para mantener la orientación. Con este método, se pudieron completar tres maniobras correctoras que la colocaron en la zona óptima para el tercer sobrevuelo. A pocos días de alcanzar Mercurio por tercera (y última vez), Mariner 10 se desestabilizó, de manera que el enlace de comunicaciones con la antena de baja ganancia se rompió. En aquel momento las antenas de la red DSN de la NASA estaban saturadas de atención, con Pioneer 11 en sus primeras etapas del viaje a Saturno y con las sondas Helios cercanas al perihelio, el periodo principal de funcionamiento. La gente de la misión a Mercurio tuvo que pedir a los controladores alemanes parte del tiempo de la gran antena del complejo DSN de Madrid para enviar comandos a Mariner 10 para recuperar la orientación normal. Éstos accedieron y se enviaron los comandos. Pocas horas antes del tercer encuentro la sonda estaba de nuevo decentemente estabilizada para completar sus tareas. Gracias a todos los esfuerzos, la sonda sobrevoló el primer planeta el 16 de marzo de 1975, cruzando casi sobre el polo norte a 327 km. sobre Mercurio. En este encuentro la prioridad estaba puesta en adquirir la mejor información sobre el campo magnético mercuriano, y los datos no defraudaron. Durante este último acercamiento, pudo adquirir los datos de mejor calidad de toda la misión, en cuanto a imágenes (con una resolución máxima de 137 metros) y mediciones se refiere. Gracias a

estas últimas imágenes, se completó una cartografía de un 43%, se confirmó que el campo magnético y la magnetosfera mercuriana era intrínsica (es decir propia) y no inducida (provocada por el viento solar), se afirmó sin dudas que el planeta poseía una exosfera, y se estudiaron las temperaturas de toda la superficie. Era obvio afirmar que Mariner 10 había hecho un trabajo impecable, arrojando luz sobre un planeta extraordinariamente difícil de observar.

El combustible para los propulsores de actitud estaba casi agotado, por lo que el final de la misión parecía estar cerca. Durante los días siguientes al tercer sobrevuelo mercuriano, se continuaron realizando algunas pruebas tecnológicas a los sistemas de a bordo y con el uso de la presión solar sobre los paneles solares como control de actitud de la nave. Sin embargo, el gasto final del nitrógeno provocó un giro no programado, alterando la orientación de la sonda. Debido a esta circunstancia, los técnicos ordenaron a Mariner 10 a apagar su transmisor. Era el 24 de marzo de 1975, y había concluido así una misión impresionante.

Mariner 10 fue la última de este exitoso programa de exploración planetaria, y se convirtió en una de las naves que más ha contribuido a la ciencia. Se convirtió en la primera sonda en viajar a dos planetas, descubrió la dinámica de las nubes venusinas, fue la primera en usar la gravedad de un planeta para dirigirse a otro, y por último, nos enseñó un planeta más dinámico de lo que se pensaba en un primer momento. Mediante 2.800 imágenes fue capaz de cartografiar casi toda una cara del planeta, revelando cráteres de

todos los tamaños, planicies muy extensas, pliegues de miles de kilómetros, montañas enormes, y lo que parecía ser una de las mayores cuencas de impacto del sistema solar, Caloris. También detectó un campo magnético apreciable alrededor de Mercurio, atisbó su mínima atmósfera, en la cual el helio parecía ser su componente principal (sin duda parte del viento solar), calculó su temperatura superficial, determinando que es el planeta con el cambio de temperatura más extremo del sistema solar, y dejó claro que Mercurio poseía un gran núcleo rico en hierro, proporcionando una densidad casi idéntica a la de la Tierra. Sencillamente formidable. Eso sí, había planteado más preguntas de las que había sido capaz de responder.

Mariner 10 tuvo que esperar casi 33 años hasta que una nueva sonda, MESSENGER, recogiera con gusto el testigo de la exploración de este bello astro.