Ventana al Espacio (LXIX)

Los Pilares de la Creación (en M16), desde el Hubble.

Sorprendente Encélado

Era la noche del 28 de agosto de 1789 en Inglaterra, y William Herschel estaba deseoso de usar su nuevo telescopio, un ejemplar de 1.2 metros de diámetro, entonces el mayor del mundo. Se puso a observar, y apuntó a Saturno. Dadas sus dimensiones, era capaz de registrar mucha más luz que su antiguo telescopio de apenas 16.5 centímetros de diámetro. En aquel momento, los anillos estaban de perfil y el planeta en el equinoccio, de manera que resultaría más fácil encontrar algún satélite previamente desconocido. La verdad es que tuvo suerte: descubrió un punto de luz que llamó su atención, que apenas sobresalía de los anillos. Acababa de descubrir el sexto satélite de Saturno. Más tarde, en 1847, su hijo John, en una compilación, bautizó los siete satélites que se conocían en aquel momento al planeta de los anillos. Como Saturno, o Cronos en la mitología griega, era el líder de los Titanes, este satélite en concreto recibió el nombre del gigante Encélado. En realidad, Herschel padre podría haber descubierto Encélado en 1787, pero debido al pequeño tamaño de su telescopio y las pobres condiciones de observación le resultó imposible.

Creemos que no hace falta decirlo, pero aún así lo haremos. Dada su lejanía a nosotros, al bajo nivel de luminosidad que ofrecía y su proximidad a los anillos resultaba tremendamente complicado saber cosas de él, solo lo que tardaba aproximadamente en completar una revolución en torno a Saturno, y posteriormente, por medios espectroscópicos, que su superficie está compuesta por hielo principalmente. Si queríamos saber algo más acerca de él, teníamos que acercarnos a muy corta distancia. El surgimiento de la era espacial puso este objetivo más cerca.

Hasta 1972 no nos atrevimos en cruzar el cinturón de asteroides que divide el sistema solar en dos debido al riesgo de que cualquier vehículo pudiera ser destruido allí por el impacto de alguno de los objetos que allí residen, pero también porque, dada su distancia al Sol, los paneles solares necesarios para proporcionar una energía suficiente serían impracticablemente grandes como para ser montados en una sonda espacial. El desarrollo de los generadores termoeléctricos de radioisótopos, más sencillamente conocidos como RTG’s, hizo posible estas misiones, siendo la primera la célebre Pioneer 10. Su sonda hermana, lanzada un año y un mes después, fue reprogramada en vuelo para aprovechar la inmensa gravedad joviana y ser lanzada directamente a un encuentro con Saturno. Eso sí, debido a una poco favorable alineación entre los dos planetas, el viaje entre ellos sería de casi cinco años.

El propósito de enviar a Pioneer 11 al señor de los anillos fue tanto para ampliar nuestros conocimientos del sistema solar como para tener un punto de partida en el momento que las especializadas sondas Voyager alcanzaran el sistema saturniano. Siguiendo su trayectoria de escape del sistema solar, Pioneer 11 se encontró con Saturno el 1 de septiembre de 1979, y particularmente con Encélado en el momento en que cruzaba por segunda vez, y desde el exterior, el plano de los anillos. La máxima aproximación a este satélite (entonces considerado el tercero en orden de distancia) se produjo a unos 222.027 km. de su superficie, y dada la velocidad de salida y a su plataforma estabilizada por rotación, apenas tuvo tiempo de hacer unos breves escaneos ultravioleta que apenas nos proporcionaron información. Tuvieron que ser las dos Voyager las que nos mostraran como era esta luna en particular.

No pasó mucho más cerca Voyager 1 en su sobrevuelo el 12 de noviembre de 1980, ya que lo sobrevoló a unos 202.000 km. de su superficie. Sus cámaras, infinitamente mejores que las de Pioneer 11, nos mostraron, desde la lejanía, un mundo carente de cráteres de impacto pero tremendamente brillante, indicativo de que el hielo de agua es el principal constituyente de su superficie, de manera que refleja prácticamente toda la luz solar que le llega. Las imágenes a larga distancia también revelaron que Encélado se encontraba en el interior de la parte más densa del difuso anillo E, lo que llevó a los científicos a creer que la luna podría estar, de alguna forma, activa geológicamente, no en el extremo en que se había descubierto en Io el año anterior, pero lo suficiente como para surtir de material este anillo. Afortunadamente, el 26 de agosto de 1981 Voyager 2 pasó mucho más cerca de su superficie,

y las imágenes de alta resolución mostraron cosas muy diferentes a las vistas por su hermana 9 meses antes. En estas, los cráteres aparecían por doquier, pero lo más extraño y excitante era que gran parte de ellos estaban en distintos estados de degradación. Además, a medida que se iba aproximando a las regiones ecuatoriales, la densidad de craterización disminuyó dramáticamente. Era la evidencia de que la superficie de Encélado era geológicamente joven, y que probablemente todavía estaba en actividad. El escaso tiempo de investigación y la velocidad del sobrevuelo evitó que la sonda averiguara si se encontraba activo en aquel momento. Se tardarían nada menos que casi 24 años en volver a ver este astro en detalle.

La misión Cassini/Huygens, preparada por las agencias NASA, ESA y ASI, se planeó para realizar una labor casi calcada a la que se preparó para Galileo en torno a Júpiter. Con un número de satélites interesantes mayor que en torno al hermano mayor del sistema, se cuidó mucho la trayectoria en su misión principal de cuatro años para sobrevolar al menos una vez todos ellos. Quien recibiría más atención era obviamente la enigmática Titán, con 45 acercamientos, pero el segundo en prioridad fue Encélado, con 4. La sonda, con casi 6 toneladas de masa, es el artefacto más pesado jamás lanzado por la NASA para una misión de espacio profundo, y se encuentra excepcionalmente equipada para la exploración sistemática. Elevada en octubre de 1997, después de coger impulso en Venus, la Tierra y Júpiter, logró la hazaña de entrar en órbita de Saturno el 1 de julio del 2004. El primer sobrevuelo a Encélado no ocurriría hasta febrero del 2005.

A estas alturas, y con Cassini orbitando el sistema saturniano en los últimos 10 años, ha transformado enormemente la perspectiva que teníamos de ese pequeño mundo, y ahora se le califica, a la altura de Europa, como el mejor lugar en el que empezar a buscar bichos ahí fuera. Pero, ¿cómo es Encélado?

Es actualmente el decimotercer satélite, de los 61 que colecciona, en orden de distancia, y orbita Saturno a una distancia de aproximadamente 180.000 km. de la capa superior de nubes del planeta, tardando 32.9 horas en terminar una vuelta alrededor del planeta. Tiene una resonancia 2:1 con Dione, y como la inmensa mayoría de satélites de su tipo, su rotación está fijada marealmente, es decir, que al igual que nuestra Luna, siempre ofrece la misma cara a Saturno por lo que su rotación es la misma que su traslación alrededor del planeta. Su órbita discurre prácticamente en el plano del ecuador de Saturno, que está inclinado 26.44º con respecto a la vertical. Sus dimensiones son de 513.2 x 502.8 x 496.6 km., lo que denota que no es perfectamente esférico. Su superficie, compuesta principalmente por hielo de agua, es la más refractiva del sistema solar, de manera que posee el albedo más alto de todos los cuerpos del sistema solar. Es algo así como una enorme bola de nieve flotando en el espacio. Debido a esto, su densidad es notoriamente baja, delatando que existe poco silicato en su interior. Por tamaño, es la sexta luna más grande del planeta, pero por su superficie y por su colocación, es la segunda más interesante.

Ampliamente craterizada, los accidentes de Encélado son nombrados siguiendo nombres y lugares del famoso libro “Las Mil y Una Noches”, pero después de las misiones Voyager, apenas conocíamos algo más de un tercio de la geografía del satélite. Todos los sobrevuelos, así como aproximaciones lejanas de Cassini realizados entre el 2005 y el 2011 nos han permitido conocer prácticamente el cien por cien de Encélado, solo que a distintas resoluciones. Eso ha bastado para proporcionar descubrimientos espectaculares. La espera, no cabe duda, mereció la pena.

Los dos primeros acercamientos, en febrero y marzo del 2005, siguieron mostrando, aunque con mejor resolución (lógicamente) la superficie y los fenómenos que la modelaron. En el sobrevuelo de febrero, sin embargo, algo apareció. En los datos del magnetómetro se empezó a detectar una suerte de anomalía, indicativo de lo que parecía ser una especie de atmósfera que se concentraba en el polo sur de Encélado. Además, las cámaras de a bordo parecieron detectar lo que debía ser una pluma de material expulsada de esa misma región. En aquel momento se pensaba que fuera un defecto en la cámara, una partícula asentada en las lentes. Pero llegó el tercer sobrevuelo del 14 de julio, cuya distancia máxima se redujo de los 1.500 km. proyectados a unos 175 km. reales. En este acercamiento Cassini sobrevoló por el polo sur, y su sistema ISS detectó algo totalmente inesperado:

cuatro líneas de fractura paralelas, y a ambos lados de cada una, lo que parecía ser hielo azul, posible indicativo de una más que reciente formación. También sobre esa zona el instrumento CIRS detectó temperaturas más elevadas de lo proyectado, lo que hacía sospechar que ese calor anómalo era el que había creado esas fisuras, llamadas provisionalmente llamadas “zarpazos del tigre”. Pero no solo eso, también los instrumentos INMS y CDA encontraron una pluma de material que Cassini atravesó afortunadamente, detectando enormes cantidades de vapor de agua y partículas sólidas expulsadas de allí. Sin embargo, la confirmación de la existencia de las plumas de gas y polvo llegó prácticamente por casualidad, mientras realizaba un paso lejano. Cuando el satélite se interpuso entre la sonda y el Sol de repente apareció un abultamiento

directamente sobre el polo sur. Cuando este humilde cronista vio por primera vez esas imágenes, solo pudo pensar que eran defectos de las imágenes, pero estábamos equivocados: eran los géiseres en plena actividad, soltando material a velocidades tremendas. Este hallazgo formidable llevó a planificar una extensión de la misión para poder pasar más veces, pero sobre todo, más cerca del satélite, para obtener imágenes de mayor resolución e información de mayor calidad.

Gracias a las imágenes proporcionadas por Voyager 2 y Cassini sabemos que Encélado posee distintas unidades superficiales. Dividido casi mitad a mitad, tenemos un hemisferio enormemente craterizado (en distintos grados de degradación) y otro en apariencia carente de cráteres, ofreciendo a primera vista una superficie suave y lisa, aunque un examen en profundidad nos permitirá encontrar en ambos muestras de actividad geológica reciente. El polo sur es algo totalmente distinto. Todos los cráteres del satélite están

deformados en mayor o menor grado, dependiendo de la actividad geológica que han soportado. Los más prominentes son el par Alí Babá y Aladín, y carecen de la característica forma circular. Inusualmente, el centro de ambos cráteres (y de un buen montón de ellos) tienen una estructura en su centro en forma de domo, posible indicativo de procesos de fractura o relajación viscosa provocada por la actividad geológica, es decir, hubo un tiempo en que ese hielo estaba más caliente, de manera que la superficie era más flexible y más fácil de modelar; por el contrario, con una temperatura inferior el hielo es más rígido, de manera que es más duro, y un estrés adicionar provocará una fracturación. Son innumerables los cráteres de Encélado que muestran relajación viscosa.

Viajando por su superficie nos encontramos un buen montón de cañones, fracturas, surcos, líneas,

escarpados, etc. Todas estas formaciones geológicas fueron creadas por actividad tectónica, siendo el segundo satélite helado tras Ganímedes en ofrecer esta rica diversidad superficial. Hay cañones de hasta 200 km. de largo, con un ancho máximo de 10 km. y una profundidad de al menos 1 km. También hay estrechos pero profundos surcos que parecen dividir las áreas craterizadas de las regiones libres de ellos. Estos surcos se encuentran caóticamente agrupados y alineados, ofreciendo estructuras en forma de chevron. Por su parte, gran parte de las fracturas que se ven en Encélado se concentran en la región craterizada de su superficie, y para resolver cómo se formaron todavía se tardará un tiempo. Se piensa que es un efecto secundario de los impactos. Por el contrario, a diferencia a lo visto en Europa, gran parte de las líneas que transcurren por la superficie carecen de bordes elevados, y los pocos que hay apenas se elevan del suelo 1 km.

Si en los cráteres hay variedad, en la región de terreno suave y liso también hay diferencias. Hay un tipo que está cruzado por toda una serie de líneas, surcos y escarpados, mientras que el otro tipo posee algún que otro cráter de impacto y otras formaciones geológicas de suave relieve. La cobertura completa actual nos ha permitido encontrar otra unidad geológica entre los terrenos suaves. Localizada en el hemisferio situado en la dirección orbital existen una serie de surcos y riscos que se entrecruzan unos y otros. Estas regiones nuevas, se sospecha, se generaron por actividad geológica provocada por la propia posición de Encélado en el sistema saturniano.

Y, por supuesto, está el intrigante polo sur. El hallazgo de las líneas de fractura, bautizadas

Alexandria, Cairo, Baghdad y Damascus Sulci, provocó cambios en el plan de vuelo y una misión extendida que proporcionó muchas oportunidades de observar las fracturas y analizar qué emiten exactamente. La zona en la que se localizan es tremendamente grande y alcanza aproximadamente la línea de los 60º latitud sur. Las imágenes de más alta resolución muestran más fracturas, de menor longitud y profundidad, pero todo indica que éstas se están expandiendo. Las imágenes en color real y falso color han mostrado que las áreas a lo largo de estas fracturas son una suerte de hielo azul o verde, posible indicativo de que están libres de partículas. Se sospecha que su edad es insultantemente baja: apenas 1000 años, de manera que es el área superficial más joven de todos los satélites de Saturno. También se ha encontrado una composición completamente distinta a todo lo encontrado en el resto de Encélado. Hielo de agua cristalino o componentes orgánicos simples están entre los materiales que les dan forma. El examen de las imágenes de alta resolución muestra que son auténticas fisuras tectónicas con forma de V, que de cuyo centro salen, a alta presión, materiales evaporados. Recientemente, el conteo de fisuras concentradas en el área del polo sur deparó la alucinante cifra de nada menos de 101 fracturas mayores y menores que expulsan material a ratios distintos.

Los cuatro sulci del polo sur, algunos con forma de Y, otros son lineales, se encuentran abiertas durante buena parte de su órbita alrededor de Saturno, lo que permite la eyección de material a alta velocidad. Parte de este material queda retenido por la gravedad del satélite creando una atmósferaparcial en torno al polo sur, compuesta al 91% por vapor de agua, nitrógeno al 4%, dióxido de carbono al 3.2% y 1.7% de metano, sin embargo, la inmensa mayoría de lo expulsado abandona el propio campo gravitatorio de Encélado, y su posición en la zona más densa del anillo E deja claro que es el satélite el que crea y abastece de material este anillo. Todo esto es provocado por una intensa actividad geológica concentrada en la región sur, dando forma a criovulcanismo. En lugar de expulsar roca fundida, lo que se emite es agua mezclada con otros materiales derretidos que, en satélites como Tritón, forma una suerte de colada, como las de lava en la Tierra o Io. En Encélado, por el contrario,

esta actividad se parece más a los géiseres terrestres, solo que con una tremenda potencia y velocidad de unos 2.189 km/h., la suficiente como para superar la velocidad de escape. Si espectaculares son los géiseres emitidos, lo que emite no puede ser más fascinante: además de vapor de agua, monóxido y dióxido de carbono, se detectaron hidrocarburos como propano, etano o acetileno, junto con moléculas orgánicas simples y complejas. La temperatura de las zonas que emiten estos gases, apenas -116ºC (por el contrario de los -198ºC de las regiones ecuatoriales) indicaba que debía existir un agente anticongelante para evitar que gran parte de estos gases volvieran a estado sólido. El hallazgo definitivo de amoniaco en las emisiones (el principal anticongelante natural) permitió dibujar una imagen más exacta de cómo se emite todo esto. Una vez completado el análisis del material que expulsa dio una sorpresa. La composición se asemejaba a la de los cometas. Casi nada.

Pero, ¿por qué es Encélado tan activo aún siendo tan pequeño? Ni siquiera tras los sobrevuelos de las Voyager se suponía algo así, y dada la enorme distancia de sus aproximaciones, su trayectoria no estuvo influenciada por su gravedad. Gracias a los sobrevuelos cercanísimos de Cassini (que llegó a pasar a apenas 48 km. de su helada superficie) tenemos un mayor conocimiento de cómo es por dentro, así como alguna teoría de qué sucedió para tener actividad geológica. Tras los acercamientos de comienzos de 1980 la conclusión es que todo el satélite era puro hielo entero, por lo que la densidad sería bajísima. La información transmitida por Cassini nos muestra que, aunque su densidad no es precisamente la terrestre, con 1.61 g/cm³, todavía posee una apreciable cantidad de silicatos y minerales de hierro, lo que le hace el más denso de todos sus acompañantes helados.

En la Tierra, la clave de la actividad geológica es que el interior de nuestro planeta todavía posee suficiente calor interno como para mantener una capa fundida bajo la corteza. Este calor fue y es generado por la desintegración de elementos radiactivos naturales, y se sospecha que lo mismo ocurre en Encélado actualmente. Lo extraño de esta actividad geológica es que se concentra en el polo sur, como la información del instrumento CIRS demuestra. De hecho, que Encélado emita hasta 15.8

gigavatios de energía calorífica (lo mismo que 20 centrales eléctricas de carbón) demuestra que su interior, además de diferenciado, todavía retiene ese calor radiactivo que provoca su actividad. Pero no es lo único. Al igual que Io alrededor de Júpiter, Encélado está afectado, dada su posición, por las fuerzas de marea de Saturno. De esta forma, el satélite, dependiendo de su posición en torno al señor de los anillos, se estira y contrae. Una serie de imágenes durante diversas ocultaciones solares, desde el punto de vista de Cassini, muestra a Encélado en ambos lados del planeta, y cuando se encuentra en el apogeo de su órbita, la

emisión es aproximadamente cuatro veces que en el perigeo. De esta forma, la gravedad de Saturno deforma levemente la superficie del satélite, de manera que en su punto más próximo, los sulci del polo sur están casi cerrados, y en el más alejado, abiertos todo lo que pueden, e incluso provocando la creación de nuevas fisuras. También, dada su resonancia orbital con Dione, este satélite contribuye al calentamiento mareal provocado por Saturno. Por ello, en este tira y afloja Encélado se estira y contrae hacia dentro o hacia fuera, provocando más calor interno. Sin embargo, un estudio en profundidad ha demostrado que el principal agente de la actividad del satélite es del propio calor interno que genera, siendo el efecto de la gravedad saturniana y de Dione poco menos que testimoniales. Pero la pregunta de por qué se concentra en el polo sur, es de momento un misterio. Hay dos teorías compitiendo por averiguar este fenómeno. Una sugiere que el satélite migró desde una zona de la órbita en torno a Saturno hacia el interior hasta ocupar la posición actual, provocando un incremento en la velocidad rotacional del satélite, provocando un aplanamiento por los polos, igual que en la Tierra. Y la segunda supone que una gran concentración de material caliente y de baja densidad se elevó por el interior del satélite

provocó un desplazamiento de lo que es actualmente el polo sur desde su posición original, situado tal vez en la zona de latitud media del hemisferio sur, por lo que la propia gravedad de Encélado, junto con la de Saturno, provocó que compensara este desplazamiento y se ajustara a su nuevo emplazamiento, generando esa forma elipsoidal en vez de perfectamente esférica. El problema es que esto debería haber afectado ambos polos, pero el norte está muerto de risa, plagado de cráteres, mientras que el sur ofrece una actividad geológica sin parangón. Una probable explicación a este respecto es que la litosfera en la región sur es mucho más delgada que en el norte, de forma que el calor ha afectado de una forma más efectiva esta zona. Pero de momento siguen siendo teorías.

Además del calentamiento radiactivo y mareal, hay una tercera fuente de calentamiento que provoca la expansión de las líneas de fractura del polo sur, y podríamos llamarlo calentamiento por fractura,

ya que las fallas, por órbita, se desplazan aproximadamente 0.5 metros lateralmente. Este fenómeno provoca un rozamiento que calienta el hielo y lo deshace, dejando vía libre al escape a presión de todo el material interno. Y de aquí nos surge otra pregunta: ¿acaso tiene Encélado algo así como una masa líquida bajo esas líneas de fractura? La respuesta es seguramente sí. Un análisis a las partículas del anillo E muestra que un 6%  de ellas posee una concentración de entre un 0.5 y un 2 % de sales de sodio por masa, una concentración significativa como para tenerla en consideración. En la salida de los sulci del polo sur, la concentración de partículas con sales de sodio se eleva al 70%, y su cantidad de sales es superior al 99%. Hasta la fecha, tales concentraciones de sales son inauditas en una región tan alejada del Sol, por lo que, unido a la velocidad de expulsión de los gases, deja claro que ahí abajo tiene que haber una suerte de océano subsuperficial, o en su defecto, toda una serie de cavernas llenas de agua líquida, mantenida en ese estado por las sales y el amoniaco. Luego, por el calor interno, esta agua se transforma en vapor, y dada la estrechez de las fracturas, el vapor es expulsado a presión y a una

velocidad tremenda. Eso sí, las partículas que poseen sales no adquieren la velocidad de escape de la gravedad de Encélado, por lo que vuelven a caer a su superficie. Esta es la razón de la distinta composición química del polo sur con respecto al resto del satélite. Todo se junta: agua líquida, sales, moléculas orgánicas, ¿vida? Esta respuesta puede estar más cerca gracias a las nuevas informaciones llegadas desde allá, ya que los análisis realizados al seguimiento de la señal de radio enviada por Cassini a lo largo de sus acercamientos muestra en la zona del polo sur una anomalía gravitatoria, y dado lo potente de esta, solo puede ser generada por una masa considerable de agua líquida salada, concentrada bajo entre 30 y 40 km. de profundidad bajo el hielo, y con un espesor de 10 km. Falta ir allí para comprobarlo.

A pesar de su pequeño tamaño Encélado es ahora un objetivo de máxima prioridad, superando incluso a Europa, en el que buscar alguna clase de “bicho” que pueda vivir por allá. Y encima, su acceso es muchísimo más fácil, ya que las líneas de fractura están abiertas y ofrecen la posibilidad de penetrar en ellas y averiguar qué ocurre ahí abajo.

Ahora que sabemos que Encélado es uno de los suministradores de material al anillo E (no el único) podemos afirmar que esta difusa concentración en forma de disco en torno a Saturno no es una estructura efímera (en escalas temporales geológicas) sino sostenida en el tiempo, y además, su gravedad ayuda a mantener las partículas en su sitio, como hacen otras lunas más pequeñas en su sistema principal de anillos. Pero Encélado también influye en otro ámbito, este casi invisible, en el sistema de Saturno. El campo magnético de Saturno es uno de los más potentes del sistema solar, y como ocurre en los de la Tierra y Júpiter, está cargado de partículas ajenas que se transforman al introducirse en su magnetosfera. Las emisiones de iones y electrones provenientes de las líneas de fractura de Encélado, por lo que se detectó en el año 2011, son capturadas por la magnetosfera, y a través de una suerte de puente eléctrico, llegan al polo norte saturniano, generando espléndidas auroras. Es una de las maravillas que encierra el señor de los anillos, y que Cassini, nuestra cronista desde allá, nos está mostrando.

¿Qué futuro nos espera acerca de Encélado? Es una buena pregunta. A raíz de los descubrimientos realizados por Cassini en el tiempo que lleva (y todavía tiene suficiente combustible hasta el 2017, aunque la misión podría acabarse antes por razones presupuestarias) se idearon distintos conceptos, alguno de ellos incluso con la misión de entrar en su órbita. Esta propuesta, bajo el escasamente

original nombre de Enceladus Orbiter, se trababa de un vehículo de diseño inusual (una estructura externa rectangular para servir de escudo al hardware, situado internamente) que transportaría cinco experimentos: una cámara, un radiómetro infrarrojo, un espectrómetro de masa, un analizador de polvo y un magnetómetro. Este concepto no pasó de la fase de diseño. Las últimas ideas para explorar Encélado con experimentos especializados y un presupuesto contenido son las propuestas JET, Viaje por Encélado y Titán y LIFE, Investigación de la Vida Para Encélado. Con un diseño heredado del previsto para Enceladus Orbiter, JET debería transportar un espectrómetro de masa (STEAM, herencia Rosetta/ROSINA) y una cámara infrarroja de alta resolución (TIGER) para explorar los dos satélites más interesantes del sistema saturniano. En cuanto a LIFE, ha sido ideado como una misión de ida y vuelta con el propósito de recoger muestras de los chorros de materia que expulsa el satélite y entregarlas para su análisis en laboratorio, en esencia, repetir lo completado con Stardust. Esta misión usaría hardware más que probado y fiable y poca pero potente instrumentación (cámara de navegación, espectrómetro de masa, contador de polvo) junto con el sistema de recolección de muestras pasivo usando una raqueta de rellena de aerogel.  JET y LIFE, por concepto, encajan bien en el programa Discovery, aunque dado el carácter competitivo de las propuestas, y a que el generador de energía que deberían usar (los generadores nucleares tipo ASRG) han sido abandonados por la NASA, su futuro puede ser bastante negro. A su favor, que la comunidad científica presiona para volver con misiones especializadas. Esperamos que haya suerte.

Winter in the Solar System

Por si preguntáis por qué preferimos miles, millones de veces, el invierno al verano, daremos una razón de peso: por más frío que haga, puedes ponerte capas y capas, en forma de abrigos, bufandas, guantes, y demás artículos, de manera que será relativamente poco el fresco que os alcance. Pero durante el verano, ¡ay, el verano!, por más ropa que te quites, el calor seguirá siendo el mismo. Da lo mismo que te vayas a una playa (que no sirven para mucho, a nuestro juicio) o te pongas a la sombra, tendrás calor igual. Claro, para evitarlo, o te metes en una nevera, o te sitúas bajo un aire acondicionado. Pero en fin, para aquellos que lo pasen bien con las temperaturas bajillas que solemos tener por acá, deciros que por allí fuera hay rincones que tienden a ser algo más frescos que nuestro propio planeta. Así que, acompañadnos, eso sí, con algo de ropa apropiada, aunque un par de esquíes no os vendrían nada, nada mal.

En los rincones más lejanos de nuestra parcela galáctica, nos encontramos con la maravilla azul, Neptuno, pero no nos detendremos allí, sino en su mayor satélite, el extraordinario Tritón. Como el séptimo mayor satélite y el decimo sexto mayor objeto del sistema solar, es sin duda un mundo que hasta la fecha no tiene paralelo en cuanto a geografía. A diferencia de otros lugares de esta sección nuestra de la galaxia, sabemos relativamente poco de este fascinante lugar, pero lo poco es tremendo: un casquete polar de nitrógeno, criovolcanes, pocos cráteres de impacto, fallas, terrenos llanos, y una muy delgada atmósfera. Con colores rosados y tirando al marrón, se nos ofrece una superficie generalmente llana, salvo esa zona llamada cantalupo, por la cáscara de un tipo de melón. Tiene que ser un lugar fantástico por el que viajar, y con una temperatura que no está nada mal. Así, la única sonda que se aventuró por Tritón, la veteranísima Voyager 2, registró la, en aquel momento, temperatura más baja del sistema solar, o sea, unos agradables -235º C. ¿A qué os dan ganas de agarrar el petate y viajar hacia allá? Solo hay una pequeña pega, ya que podríais tardar un poquillo en llegar, ya que Neptuno, y por lo tanto, Tritón, se encuentran a una distancia media al Sol de unos 4.503 millones de km. de nuestra estrella, unas 30.1 unidades astronómicas. Minucias.

Moviéndonos hacia el interior del sistema solar, nos encontramos con el inexpresivo Urano. Esta bola de hielo y gas de color verdoso apenas dista de Helios unos 2.877 millones de km., en total 19.2 unidades astronómicas, por lo que naturalmente las temperaturas resultan un tanto más templadas. Pero a pesar de su suave y tranquila apariencia, bien merece una visita. Los anillos más oscuros del sistema solar, varios satélites fascinantes como Miranda, un campo magnético absolutamente inusual, y sobre todo, por encima de todo lo demás, la inclinación axial de todo el sistema, de 98º con respecto a la vertical. La verdad es que Urano es un pequeño misterio, porque nadie sabe el por qué de esa inclinación, pero otra cosa extraña es que, a diferencia de los otros gigantes de gas, parece carecer de una fuente de calor interna, por lo que tiene una temperatura algo bajilla, alcanzando los -210º C, la más fresca entre los planetas gaseosos. Por ello, la meteorología del planeta es sin duda la más tranquila, con vientos suaves, ausencia casi completa de ciclones similares a la Gran Mancha Roja, y una insolación uniforme aunque escasa. Pero si os parece curioso todo lo de Urano, estáis visitando su hemisferio iluminado, y decidís pasar al lado nocturno, no hace falta que os abriguéis más, ya que Voyager 2 vio que también en esa parte del planeta la temperatura de de esos mismos -210º C. ¿A qué mola? Porras, tenemos que volver a Urano y Neptuno.

Seguimos nuestra odisea camino del interior del sistema solar para parar en el Señor de los Anillos. Este inmenso y maravilloso muro almacena innumerables rarezas, y muchas de ellas se centran en el satélite gigante del planeta, el increíble Titán. El lugar del sistema solar más lejano a nuestra estrella en el que

hemos depositado un vehículo espacial encierra bajo su densísima atmósfera una geografía que a simple vista parece más terrestre que extraterrestre. Aquí podremos visitar las dunas de Xanadu Regio, cráteres enormes como Menrva, formaciones inusuales como Hotei Arcus, lagos enormes en el polo norte como los Kraken y Ligeia Mare, balsas más modestas como Ontario Lacus, ríos que recorren la superficie, cordilleras de dimensiones y alturas modestas, algún que otro criovolcán, y todo eso bajo la lluvia. Pero no os engañéis, no es agua lo que cae, son hidrocarburos, y tampoco es agua lo que rellena los lagos, también son hidrocarburos. ¿Pero qué mundo es este que se parece a la Tierra pero que a la vez es tan distinto? Bueno, tal vez tenga que ver con su temperatura. Si bien posee una atmósfera tremenda (lo que le hace único en el sistema solar) con una capa de nubes que, como la de Venus, no deja que los instrumentos visuales puedan ver nada de lo que se esconde debajo, su lejanía al Sol (1.427 millones de km., 9.6 unidades astronómicas) provoca que el termómetro baje hasta unos templados -179º C. Con este registro todo el líquido se acumula en forma de metano y etano, siendo más preponderante el segundo en el suelo, y el primero en la atmósfera. Aquí el agua se congela al instante, pero estas sustancias exóticas tienen un punto de congelación más bajo que eso, de ahí que tienda a acumularse. Desde luego, en una guía de viaje del sistema solar, podemos imaginar cómo anuncian una visita a Titán: recorrer inmensos campos de dunas, viajar en globo sobre su superficie, y navegar por los lagos. ¿Qué más se puede pedir?

Ahora paramos a repostar, después de viajar un montón de distancia, junto al hermano mayor del sistema. Si hay un lugar en el que tomarse un descanso contemplando una visión gloriosa como es la dinámica atmosférica de Júpiter y cargar pilas (y combustible) lejos de la radiación joviana, ese es Calixto. El tercer

satélite y el décimo objeto del sistema solar por tamaño, es un mundo congelado y extremadamente viejo, conteniendo abundante hielo en su superficie. Además, ofrece el espectáculo de una superficie extremadamente craterizada, sobre todo el impresionante Valhalla. Eso sí, a pesar de los enormes accidentes, no encontrarás ni fallas ni montañas ni nada que se le parezca. Hasta donde alcanza la vista, todo son cráteres. Su superficie es casi puro hielo de agua, mezclado con un material más oscuro, pero con la consistencia de las rocas más duras de la Tierra, de ahí que sea capaz de aguantar toda agresión asteroidal o cometaria sin casi inmutarse. Entonces, ¿cuán frío es Calixto?, bueno, podríamos decir que es hasta templado, alcanzando solo los -150º C. Está a unos 778 millones de km. de Helios, aproximadamente 5.2 unidades astronómicas. Casi a la vuelta de la esquina.

Cruzando el cinturón de asteroides, hacemos parada en el planeta rojo. Con decir que recibe un 50% menos de luz solar que la Tierra indica que estamos ante un mundo fresco, lejos de aquellas temperaturas “del sur de Inglaterra” que pronosticó Percival Lowell. Irónicamente, conocemos con mejor precisión la superficie marciana que los fondos oceánicos de nuestro planeta, y ya sabéis lo que Marte ofrece: el mayor volcán del sistema solar, un cañón gigantesco, cráteres de todas formas y tamaños, los restos fosilizados de una pretérita acción hídrica, una inmensa planicie absolutamente llana, y sobre todo, todas las sondas que hemos puesto sobre su suelo. En realidad Marte es una forma extrema de los desiertos terrestres. Mientras por aquí los desiertos suelen ser sofocantes de día (el calor solar se acumula en la arena y reverbera en la atmósfera a causa de la humedad que todavía existe y retiene el calor) y heladores por la noche (ese calor solar, ya sin impedimentos, sale de la Tierra), allí, al no existir una humedad significativa en los primeros metros de su tenue atmósfera, provoca

cosas raras. Así, si pones la mano en el suelo, notarás temperaturas por encima de los cero grados, y en días de máxima insolación puede subir hasta los 20º C. Pero levántala, sólo un metro del suelo, y se te helará al instante, ya que el aire es incapaz de retener ese calor. Además, la presencia de casquetes polares nos dice que allí las temperaturas tienden a bajar bastante. De hecho, el registro del mercurio nos indicará de qué están compuestas ambas acumulaciones heladas. Mientras en el norte tenemos la temperatura hasta calurosa de -68º C, evidenciando la existencia de hielo de agua, en el sur este registro cae en picado hasta los -123º C, que es casi la temperatura en la que el dióxido de carbono se congela. A una distancia media a Helios de 228 millones de km., más o menos 1.52 unidades astronómicas de nuestra estrella, estas temperaturas parecerán prácticamente verano para algunos. A los que no les gusten los destinos masificados, recomendamos que visitéis otros lugares.

Y ahora nos arrimamos a las mismas barbas del Sol. ¡Un momento, para!, nos diréis. ¿Cómo es posible que acercándonos al Sol encontramos un sitio lo suficientemente fresco como para salir aquí? Pues sí, y es el fascinante Mercurio. Ya hablamos en su momento de cómo hacer allí un vuelta y vuelta es una operación de alto riesgo, y que aquellos que se cansen de tanto sol pueden dar dos pasos y encontrar temperaturas más agradables. Eso es cierto porque a merced de su lenta rotación y a la resonancia entre rotación y traslación, hay zonas que tardan 176 días en volver a ver a Helios. Claro, si mientras la parte del planeta que da a nuestra estrella se abrasa, luego, al rotar el planeta, ese calor retenido por la oscura y volcánica superficie se empieza a ir al espacio, y cuando ya deja de recibir luz, ese calor se evacua a toda velocidad, por lo que la temperatura, al no existir una atmósfera apreciable, se desploma

hasta alcanzar casi la temperatura de Titán: los -180º C, lo que significa una variación entre el día y la noche de apenas 600º C. Y el caso es que en los polos puede ser todavía inferior. Allí hay varios cráteres cuyos fondos nunca, y repetimos, NUNCA, llega la luz solar, e investigaciones desde la Tierra empleando radares permitió descubrir un material reflectante a las ondas de radio. ¿Agua? No se podía saber hasta llegar allí, y ahora que lo conseguimos con la pequeña pero increíble MESSENGER, podemos dar la respuesta, que no es otra que un rotundo SÍ. Y todo, a unos 58 millones de km. Tremendo, ¿no?

Para aquellos perezosos a los que no les guste viajar demasiado lejos ni pasar largas horas (o días, o meses, o años si nos ponemos) tenemos nuestro satélite. Selene es un cuerpo que no brilla demasiado por nada en especial, a pesar de ser el quinto mayor satélite del sistema solar. A los 105º C de su lado diurno, como en el caso de Mercurio, en apenas dos semanas podemos pasar en un mismo sitio a unos -150ºC por la misma razón. Suficiente para algunos, demasiado alta para nosotros, así que lo mejor es viajar hacia los polos, donde estaremos en nuestra salsa. Porque sí, en la Luna ocurre como en Mercurio, existen cráteres que jamás reciben luz solar, por lo que sus fondos retienen hielo, un hallazgo irrefutablemente demostrado hace varios años. Con una inclinación sobre su eje de rotación de apenas 5º, allí se acumulan enormes cantidades de hielo de agua, más en el sur que en el norte, pero lo suficiente como para generar aire para respirar, agua para beber y combustible para naves espaciales. ¡Ah, la tecnología moderna, lo que permite! Si, ya que los avances en instrumentación científica proporcionan resultados mejores a los que se tenían hace apenas 10 años, por ello, mandar medidores de temperatura a la última en sensores, como el radiómetro 

DIVINER a bordo de Lunar Reconnaissance Orbiter, deparan grandes sorpresas, porque, ¿a qué no imagináis que el polo sur selenita es actualmente el lugar con la temperatura más baja de todo el sistema solar? Pues lo es, ya lo creemos, ya que este versátil aparato registró una medición de ni más ni menos que -238º C. Queda claro que a veces no hace falta irse a la auténtica porra para encontrar extremos, los tienes a la vuelta de la esquina.

¡Vuelve a parar, alto!, volveréis a decirnos, y después nos realizaréis esta pregunta: ¿y qué pasa con Plutón, el noveno y último planeta del sistema solar? Claro, tratándose de la última frontera de esta parcela cósmica nuestra, por obligación debe ser el sitio más fresco de todos. En principio debe ser así, pero como ya hemos dicho alguna vez, es por el momento una auténtica terra incógnita para nosotros y para los astrónomos.

Todo lo que sabemos de Plutón proviene de estudios basados en Tierra, tanto en la superficie como desde la órbita. ¿Qué es fresco? Claro. ¿Cuánto? Bueno, ya sabemos que la mejor manera de saberlo es ir allá y comprobarlo de primera mano, pero si queréis una respuesta, lo más aproximado parece ser de unos -230º C, un poco más cálido que Tritón. ¿Por qué? Para responder a preguntas como esa (y para provocar más, dadlo por seguro) está la estupenda New Horizons, que si todo va bien, a mediados de julio nos proporcionará muchas respuestas, que desde aquí esperamos con una mezcla de paciencia y ansia. Un momento inigualado en la historia de la exploración del sistema solar.

¿A que ahora el invierno de la Tierra no os parece tan crudo? Siempre habrá algún quisquilloso al que no le guste algo de fresco, pero bueno, ellos se lo pierden. Allí arriba, más allá del cinturón de asteroides, hay un montón de mundos fascinantes que esperan ser visitados, o para ser más precisos, volver a ser visitados. Nosotros iremos sin pensarlo, con los ojos cerrados. ¿Nos acompañáis?

Casi una joya

No es nuestra costumbre traducir y publicar artículos sobre noticias de astronomía, eso ya lo sabéis, pero creemos que uno que descubrimos en Planetquest hace poco bien merece la pena. Pocas noticias nos dejan con la boca abierta, y esta es de las excepciones. Bueno, allá vamos, y perdonad si la traducción no es decente, nos falta perspicacia en esto.

Super-Saturno: astrónomos encuentran un masivo sistema de anillos alrededor de un exoplaneta

El astrónomo Eric Mamajek de la Universidad de Rochester y su co-autor del Observatorio Leiden, Holanda, han descubierto que el sistema de anillo que el sistema de anillos que ven eclipsar la muy joven estrella tipo Sol J1407 es de enormes proporciones, mucho mayor y más pesado que el sistema de anillos de Saturno. El sistema de anillos – el primero de su tipo encontrado fuera de nuestro sistema solar – fue descubierto en el 2012 por un equipo liderado por Eric Mamajek de Rochester.

Impresión artística del sistema de anillos extrasolar de J1407b, posible exoplaneta o enana marrón (fuente: Universidad de Rochester)

Un nuevo análisis de los datos, liderado por Matthew Kenworthy del Observatorio Leiden, muestra que el sistema de anillos consiste de aproximadamente 30 anillos, cada uno de decenas de millones de km. de diámetro. Además, encontraron huecos en los anillos, lo que indica que se podrían haber formado satélites (exolunas). El resultado ha sido aceptado para su publicación en la revista Astrophisical Journal.

 “Los detalles que vemos en la curva de luz son increíbles. El eclipse duró varias semanas, pero tú puedes ver rápidos cambios en escalas temporales de decenas de minutos como resultado de estructuras finas en los anillos,” dice Kenworthy. “La estrella está demasiado lejos para observar directamente los anillos, pero pudimos hacer un modelo detallado basado en las rápidas variaciones de brillo en la luz estelar pasando a través del sistema de anillos. Si pudiéramos sustituir los anillos de Saturno por los que hay alrededor de J1407b, fácilmente serían visibles a simple vista por la noche y serían muchas veces mayores que la luna llena.”

 “Este planeta es mucho mayor que Júpiter o Saturno, y su sistema de anillos es de unas 200 veces mayor que lo son hoy los anillos de Saturno,” dice el co-autor Mamajek, profesor de física y astronomía en la Universidad de Rochester. “Podrías pensar que es una especie de Super-Saturno.”

Los astrónomos analizaron los datos del proyecto SuperWASP – un examen que está diseñado para detectar gigantes de gas que se mueven en frente de sus estrellas. En el 2012, Mamajek y sus colegas de la Universidad de Rochester informaron del descubrimiento de la estrella joven J1407 y los eclipses inusuales, y propusieron que estaban provocados por un disco formador de lunas alrededor de un joven planeta gigante o una enana marrón.

En un tercer y más reciente estudio también liderado por Kenworthy, se usaron ópticas adaptativas y espectroscopia Doppler para estimar la masa del objeto anillado. Sus conclusiones basadas en este y artículos anteriores del intrigante sistema J1407 es que el compañero es probablemente un planeta gigante  - todavía no visto – con un gigantesco sistema de anillos responsable de la repetida reducción de la luz de J1407.

La curva de luz les cuenta a los astrónomos que el diámetro del sistema de anillos es de casi 120 millones de kilómetros, más de 200 veces tan grandes como los anillos de Saturno. El sistema de anillos contiene probablemente un valor de masa aproximada de la Tierra en partículas de polvo oscurecedor de la luz.

Mamajek pone en contexto cuánto material contienen esos discos y anillos. “Si tú convirtieras los cuatro satélites Galileanos de Júpiter en hielo y polvo y extendieras ese material sobre sus órbitas alrededor de Júpiter, el anillo sería tan opaco a la luz que lo que vería un observador distante cuando el anillo pasara en frente del Sol sería un eclipse multi-día muy profundo,” dice Mamajek. “En el caso de J1407, vemos que los anillos bloquean hasta el 95% de la luz de esta joven estrella tipo sol durante días, por lo que allí hay un montón de material que luego podría formar satélites.”

En los datos los astrónomos encontraron un hueco limpio en la estructura de anillos, el cual está más claramente definido en el nuevo modelo. “Una explicación obvia es que se formó un satélite y excavó este hueco,” dice Kenworthy. “La masa del satélite podría estar entre la de la Tierra y la de Marte. El satélite tendría un período orbital de aproximadamente dos años alrededor de J1407b.”

Los astrónomos esperan que los anillos se hagan más tenues en los próximos millones de años y finalmente desaparezcan a medida que se forman más satélites a partir del material de los discos.

 “La comunidad de ciencia planetaria ha teorizado durante décadas que planetas como Júpiter y Saturno deberían haber tenido discos alrededor de ellos, en una etapa temprana, que les llevaron a la formación de los satélites.” Explica Mamajek. “Sin embargo, hasta que descubrimos este objeto en el 2012, nadie había visto un sistema de anillos como tal. Esta es la primera instantánea de la formación de satélite en escalas de millones de kilómetros alrededor de un objeto sub estelar.”

Los astrónomos estiman que el compañero anillado J1407b tiene un periodo orbital de aproximadamente una década de duración. La masa de J1407b ha sido difícil de refinar, pero es probable que esté entre las 10 y 40 masas de Júpiter.

Los investigadores motivan a astrónomos amateur a ayudar a monitorizar J1407, lo que ayudaría a detectar el próximo eclipse de los anillos, y refinar el periodo y masa del compañero anillado. Las observaciones de J1407 pueden informarse en la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO). Mientras tanto los astrónomos están buscando en otros exámenes fotométricos buscando eclipses provocados por sistemas de anillos desconocidos por ahora.

Kenworthy añade que encontrar eclipses de otros objetos como la compañera de J1407 “es la única forma posible que tenemos de observar las condiciones tempranas de la formación de satélites en un futuro cercano. Los eclipses de J1407 nos permitirá estudiar las propiedades físicas y químicas de los discos circumplanetarios deshovador de satélites.

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¿Qué os parece? A nosotros nos provocó asombro tras asombro a medida que viajábamos por los párrafos. Imaginadlo: un sistema de anillos no solo visible a simple vista desde nuestra perspectiva, sino varias veces mayor a la luna llena. Es lo que nosotros llamaríamos una visión gloriosa. Quién iba a pensar que más allá de nuestro sistema solar existiría algo semejante, haciendo que nuestra mayor joya, el formidable Saturno, tenga, por comparación, unos anillos de juguete. Claro, explorar anillos fijando nuestra vista en una estrella es una técnica utilizada no solo en Tierra, también sondas como Voyager 2 o la actual Cassini ya han hecho, con el objeto de estudiar tanto su estructura como la cantidad de materia que existe en ellos, solo que en su caso la estrella es un débil punto de luz 

pasando por detrás de los anillos, desde el punto de vista de las sondas, claro. Lo que relata el artículo es más o menos lo inverso: observar en un cuerpo enormemente luminoso el efecto del tránsito del sistema de anillos por delante de la estrella. La técnica del tránsito ya la hemos explicado alguna vez, creemos, y es bastante efectiva para encontrar planetas extrasolares. Es de imaginar la sorpresa de los científicos al ver semejante tránsito. Cuántas sorpresas todavía oculta el Cosmos.

Si queréis leer el artículo original (y, quién sabe, criticarnos por la traducción) os colocaremos el enlace.

Ventana al Espacio (LXVIII)

La supernova SN 1987A, desde XMM-Newton

Misión al Planeta Tierra: SMAP

Imaginamos que habréis paseado por el campo. ¡Qué pregunta más tonta! Por supuesto, lo habréis hecho. Pero, ¿alguna vez habéis tocado el suelo, la tierra? Seguramente sí, y la habréis encontrado seca y basta, o arenosa, todo depende del lugar. Claro, da que pensar. Si el suelo está seco, pero lo que te rodea está lleno de árboles, ¿cómo obtienen éstos todo lo que necesitan para crecer y florecer? Para eso tendríamos que coger una pala y escavar, y mucho. Entre los muchos ingredientes que toda vida vegetal necesita para prosperar está, obviamente el agua, pero a no ser que estés cerca de un rio, será difícil que consigas saber de dónde viene para que las plantas crezcan y den fruto. Porque, aunque la propia superficie esté completamente seca (a no ser que haya llovido, claro está), el agua que se precipita tiene que ir por obligación a algún lugar. Lo que ocurre es que ese líquido elemento acaba finalmente absorbido por la propia tierra, quedando almacenada bajo el suelo a varios centímetros o metros bajo la superficie, de ahí que las plantas necesiten raíces para llegar a esa zona húmeda del subsuelo.

Una presentación simple y tonta que todo el mundo conocerá sin duda, pero era necesario empezar así. Un suelo húmedo es la clave para el crecimiento vegetal, y es uno de los parámetros que, de conocerse, posibilitará mejores cosechas, o incluso evitar catástrofes naturales. Por supuesto, el ser humano ya es bastante catástrofe, pero cuando trabajamos bien somos capaces de conseguir cosas muy importantes. Cuando empezamos a lanzar chismes al espacio, pronto nos dimos cuenta que un satélite en órbita es una potentísima herramienta para monitorizar distintos aspectos del sistema terrestre, desde la atmósfera, los océanos o la propia superficie. Se han desarrollado todo tipo de instrumentos científicos: cámaras visibles, sensores infrarrojos o ultravioletas, y también detectores de microondas y potentes sistemas de radar. Todo esto junto proporciona una visión global de lo que acontece día a día, hora a hora, en cualquier parte de la Tierra. Para obtener información de los distintos elementos que forman el sistema terrestre hay sistemas específicos, pero hasta recientemente no había ninguno capaz de detectar y calcular la cantidad de humedad del suelo de forma global. Solo la inversión en tecnología y la inventiva fue necesaria, en el 2009, para colocar en órbita la primera misión con la dura tarea de extraer la cantidad de humedad del suelo por toda la superficie emergida 

de nuestro planeta. El satélite europeo SMOS lleva haciendo desde entonces un trabajo increíble, aunque en sus primeros meses las excesivas emisiones de radar procedentes de la Tierra interferían en su detector, lo que llevó a la ESA a obligar a reducir la potencia de esos radares. Su instrumento, el radiómetro de microondas MIRAS, emplea una nueva aproximación similar a la usada en los sistemas SAR para simular una antena de enorme tamaño con una estructura lo suficientemente compacta como para plegarse y caber en una cofia de cohete. En vez de situar una única gran antena, se dispusieron 69 pequeñas antenas en una estructura similar al aspa de un helicóptero. Sintonizado en banda-L, no solo es capaz de extraer la humedad del suelo, también fue diseñado para conseguir calcular la salinidad de los océanos. En su modalidad de humedad del suelo, es capaz de registrar la cantidad de agua en un volumen de tierra dado con una exactitud del 4% con una resolución espacial de 50 km, el equivalente a detectar una cucharada de agua en un puñado de tierra. Este curioso satélite continúa funcionando sin problemas, y ya se encuentra en misión extendida, tras superar su encargo primario de tres años.

¿Acaso es tan importante el estudio de la humedad del suelo? Lo es más aún, tanto, que el sensor Aquarius de la NASA aportado al satélite argentino SAC-D, encargado de calcular la salinidad oceánica, también está siendo capaz de obtener información acerca de esta humedad. No solo las plantas obtienen parte de lo que necesitan para su alimentación y crecimiento, sino que la atmósfera, cumpliendo a rajatabla el ciclo del agua, obtiene de la humedad del suelo (cuando hay una gran concentración), mediante la evaporación, la cantidad necesaria para equilibrarse. Claro, como en todo, demasiado poca humedad no es bueno, y demasiada concentración puede ser todavía peor. De esta forma, los científicos terrestres, en una de sus reuniones con las agencias espaciales, dieron forma a una hoja de ruta sobre las misiones que más hacían falta, y le dijeron a la NASA que pusiera, en el plazo de tiempo más breve posible, una misión exclusiva para la medición de la humedad del suelo.

La respuesta está a punto de enviarse al espacio, y responde al acrónimo de SMAP, Humedad del

Suelo por medios Activos y Pasivos. Su propósito es estudiar la concentración de humedad globalmente, con una alta resolución espacial y con una gran capacidad de retorno sobre áreas de interés. El resultado final es uno de los satélites más inusuales que hayamos visto. A diferencia de la mayoría de satélites lanzados por la NASA en los últimos tiempos, la construcción de todo el conjunto se ha hecho en el propio JPL. El satélite en sí es una caja de aluminio de 1.5 x 0.9 x 0.9 metros, que almacena en torno a ella todo lo que necesita para funcionar. Gran parte del hardware es herencia de proyectos anteriores, por lo que son sistemas más que fiables y probados, como su ordenador (controlado por un procesador RAD750, complementado por un grabador de datos de enorme capacidad), sistema de comunicaciones (transmisor-receptor de banda-S para la recepción de comandos y envío de telemetría de los sistemas del satélite, más un transmisor de banda-X para la transmisión de la información científica generada por la instrumentación), control termal (calentadores, radiadores y mantas multicapa) o el sistema de control de actitud. Estabilizado en sus tres ejes, mantiene su orientación usando una unidad de referencia inercial, un escáner estelar, propulsores, sensores solares, unas ruedas de reacción especiales y sistemas de desaturación magnéticos, mientras que carece de los cada vez más habituales receptores GPS, usando el sistema de banda-S para realizar seguimiento Doppler para conocer su posición y órbita exactas. La generación energética depende de un panel solar fijo de tres secciones y 7 metros cuadrados de superficie activa, que genera lo suficiente como para alimentar todos los sistemas de a bordo, y se encuentra apoyado por una batería de ion-litio. El 

sistema científico está dominado por tres elementos: los dos sensores y la característica principal de SMAP. El satélite dispone de una enorme antena de rejilla de 6 metros de diámetro, inclinada 35.5º con respecto a la vertical, unida por un mástil a la estructura. Acoplado al Ensamblaje de Plataforma Rotatoria o SPA, este sistema está diseñado para rotar entre 13 y 14.6 rpm, proporcionando un ancho de escaneo de aproximadamente 1.000 km., lo suficiente como para cubrir toda la Tierra en dos o tres días. Esta estructura estará plegada y fijada al resto del satélite durante el lanzamiento para después liberarse en órbita y adoptar su forma y posición. La propia estructura de la antena es la que ha motivado en gran parte el diseño del propio satélite. Dada la posición de esta, en la zona superior de la estructura, la utilización de receptores GPS quedaría severamente degradada al impedir la recepción de estas señales. También las ruedas de reacción son específicas para SMAP para compensar la enorme inercia que la rotación de la antena generará. Esta antena sirve a los dos sensores. El elemento pasivo en un radiómetro de microondas que está sintonizado en banda-L. Está colocado en el centro de la plataforma rotatoria que comparte con la antena, de manera que se mantiene constantemente enfocado sobre ella. Dispone de cuatro canales para obtener sus mediciones, consiguiendo una resolución espacial de 40 km. En cuanto al elemento activo, se trata de un Radar de Apertura Sintética, o SAR. También sintonizado en banda-L, se encuentra localizado en la estructura del satélite, en un lateral que nunca ofrecerá al Sol para evitar un sobrecalentamiento al sistema. A pesar de estar desenfocado de la antena (aunque comparte el receptor cónico que también sirve al radiómetro), la utilizará para enviar su señal a la superficie y para luego recibir la señal rebotada de ella. Emplea tres canales de polarización con un amplificador de alta potencia que consume el solo 500 W. Su resolución espacial varía de 1 a 3 km. en el 70% exterior del escaneo de la antena. El peso en báscula de todo el conjunto en el momento del lanzamiento será de 944 kg.

Su lanzamiento está previsto para el 5 de noviembre, y el encargado será uno de los últimos Delta 2-7320 que quedan. Los requisitos de su órbita (sincrónica solar, casi polar, a 685 km. de altitud, cruzando el ecuador a las 18 horas) obliga a que el despegue se produzca desde la base de Vandenberg, en California. Tras separarse del lanzador el satélite seguirá una coreografía bastante compleja hasta que todos los apéndices, sobre todo la importantísima antena reflectora, estén en su sitio. Tras esto habrá un periodo de tres meses en el que el satélite estará a prueba antes de dar por empezada la tarea primaria, de 3 años de duración.

El objetivo de SMAP, como hemos dejado claro, es el cálculo de la humedad del suelo en todas las superficies emergidas de la Tierra, y para lograrlo empleará la combinación del radiómetro de microondas (en concreto su exactitud en la detección de la energía emitida naturalmente) y el sistema SAR (concretamente su alta resolución espacial), juntando la información adquirida por ambos sistemas, consiguiendo penetrar hasta un metro bajo la superficie y obteniendo mapas de humedad con una resolución de 10 km. A partir de la información enviada al centro de control, se podrán hacer los siguientes estudios: comprender los procesos que unen los ciclos del agua terrestre, de la energía y del carbono; estimar los flujos globales de agua y energía en las tierras emergidas de nuestro planeta; cuantificar el flujo neto de carbono en las regiones boreales; mejorar la capacidad de realizar mejores pronósticos meteorológicos y climatológicos; y mejorar la capacidad de monitorización de sequías y predicción de inundaciones.

Entre las aplicaciones prácticas de sus resultados, SMAP permitirá lo siguiente: la información acerca de la humedad del suelo se introducirá en los modelos numéricos de predicción meteorológica, permitiendo pronósticos más exactos y una mayor rapidez en la emisión de estos; detectará cuando un área superficial se está acercando a una condición de grave sequía, lo que permitirá tomar las decisiones más apropiadas con mayor antelación; a partir del estado congelación-descongelación del hielo y la nieve se podrá pronosticar el riesgo de inundaciones graves, así como el de corrimientos de tierra provocados por una excesiva saturación de humedad en el subsuelo; ayudará a una mejor producción agrícola al indicar cuándo es el mejor momento para iniciar una plantación o una cosecha, así como evitar la pérdida de una cosecha por un exceso de humedad; además, con el exceso de humedad en diversas áreas, vigilará el riesgo de aparición de enfermedades, tratará de evitar problemas de hambrunas, u otras catástrofes asociadas al ciclo del agua.

De todas las misiones de la NASA declaradas como urgentes por la comunidad científica, esta será la primera en ser lanzada. Su misión corre prisa, ya que como este es uno de los elementos del sistema terrestre menos entendidos, cuanto antes se tenga información de alta calidad y resolución mucho mejor. Cuanto mayor sea la utilidad de los satélites que tenemos allí arriba, la forma en que observaremos nuestro planeta sin duda mejorará. Mucha suerte.

Aventureras del sistema solar: New Horizons

Todo comenzó en noviembre de 1980 cuando, estando cerca Saturno, Voyager 1 alteró su rumbo para realizar un sobrevuelo al satélite gigante Titán. Después de este hecho, la gran sonda planetaria fijó rumbo de escape del sistema solar, dejando a los entusiastas de la exploración espacial medio deprimidos por no poder acercarse ni siquiera un poco a Plutón. Esto quedó confirmado cuando Voyager 2 finalizó la misión planetaria después de visitar Neptuno en 1989. A partir de entonces, entre los científicos empezaron a levantarse las voces para que alguien preparara una misión espacial hacia ese desconocido, lejano y congelado lugar del sistema solar.

A mediados de la década de 1990 llegó a los despachos de la NASA una propuesta. Se llamaba Pluto Fast Flyby, y como su nombre implicaba debía realizar sobrevuelos sumamente rápidos a Plutón después de seguir una ruta enormemente rápida. Se hablaba de enviar dos sondas gemelas, siguiendo el ejemplo de misiones anteriores, llegando al último planeta separadas la una de la otra seis meses con el objetivo de cubrir cada una un hemisferio. Estas sondas serían muy pequeñas, con apenas 200 kg. o menos, obtendrían su energía de un único RTG, hibernarían la inmensa mayoría del viaje, y su único instrumental científico sería un compacto sistema que combinaría cámaras visibles y espectrómetros infrarrojos y ultravioletas en una misma carcasa: el llamado instrumento PICS, Cámara y Espectrómetro Integrado para Plutón (cuyo único ejemplar de vuelo ha sido el sistema MICAS de Deep Space 1), además de usar la radio de la sonda para el habitual experimento de radio ciencia. La misión se complementó con aterrizadores en miniatura proporcionados por Rusia, y serian lanzadas por sendos lanzadores Proton desde Baikonur en el año 2000 para llegar al sistema de Plutón en el 2010. La falta de presupuesto provocó su cancelación. Inmediatamente después apareció una nueva propuesta llamada Pluto-Kuiper Express. Esta era una versión algo mayor que recurriría a instrumentación separada (el llamado paquete PERSI) que cubría el mismo rango de visión de PICS: cámaras visibles, espectrómetro infrarrojo y espectrómetro ultravioleta, además de la radio de la sonda. El vuelo comenzaría en diciembre del año 2004 en la punta del más potente de las configuraciones del Delta 2, para sobrevolar Venus y Júpiter para llegar a Plutón como muy pronto en el 2012. En el 2000 el proyecto también cayó, a causa de nuevos recortes presupuestarios.

La luz al final del túnel se llamó programa New Frontiers. Este programa, abierto a principios del año 2001, se creó como un hermano mayor del Discovery, debido a que algunas de las propuestas de misión presentadas al programa de proyectos baratos estaban por encima de las posibilidades técnicas, y sobre todo, presupuestarias impuestas. New Frontiers comparte filosofía con Discovery, es decir, administraría misiones altamente enfocadas científicamente y perfiles novedosos para llevarlas a cabo, con la diferencia de que tendrían presupuestos bastante superiores a los que concedía el Discovery, para así subsanar las complejidades de los proyectos propuestos. Dos grupos científicos distintos desarrollaron propuestas muy similares. Por un lado, POSSE (Explorador de Plutón y del Sistema Solar Exterior), y por el otro, New Horizons. En este último estaba el equipo que había propuesto el paquete sensor PERSI para Pluto-Kuiper Express, pero esta era una misión más potente y capaz. Las dos propuestas, entregadas en junio del 2001, estuvieron sujetas a estudios exhaustivos de viabilidad, y finalmente, el 29 de septiembre, la elegida fue New Horizons.

La misión hacia Plutón y el cinturón de Kuiper es una colaboración conjunta entre instituciones. El Instituto de Investigación del Suroeste (SwRI), a través de su Departamento de Estudios Espaciales, dirige el proyecto y ha elaborado varios de los experimentos, el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins (JHU/APL) construyó la sonda y algunos instrumentos científicos, y otros centros y empresas, como el Centro de Vuelos Espaciales Goddard (GSFC), Ball Aerospace Corp. (constructora de sondas como Deep Impact, entre otras), Universidad de Stanford, el Laboratorio de Físicas Atmosféricas y Espaciales (LASP) de la Universidad de Colorado o el Jet Propulsion Laboratory también colaboraban. El objetivo principal del proyecto era elaborar la sonda más avanzada tecnológicamente posible para poner cara a Plutón y Caronte de la manera más precisa posible. A pesar de poseer más presupuesto que una misión clase Discovery, una de las claves del proyecto, y por lo tanto, del mismo programa New Frontiers, era usar tecnologías nuevas y elementos probados para reducir la factura total lo máximo posible. Para ello, el APL sacó del armario toda su experiencia y sus desarrollos para dar forma definitiva a la sonda, que comenzó a construirse en el año 2002.

New Horizons es una sonda de forma triangular, elaborada en aluminio. Se estructura de manera similar a la sonda solar Ulysses, disponiendo de unas medidas de 0.7 metros de alto (sin contar con la antena), 2.1 de ancho en la plataforma instrumental, y 2.7 de largo desde la fuente de energía hasta el compartimento de la electrónica, partiendo de un cilindro central que sirve a la vez como soporte estructural primario y unión a la última fase del cohete lanzador. La altura total, juntando la antena principal y el soporte de unión a la última fase del cohete, es de 2.2 metros. En su interior se colocó el tanque de combustible, fabricado en titanio, y a su alrededor, una estructura en forma de panal de abeja, sellada con paneles ultrafinos, completa la forma de la sonda. Está dividida internamente en dos secciones: la parte alta dedicada a la fuente de energía, y la inferior a las electrónicas de la nave y al instrumental científico. Para hacerla más sencilla de operar, carece por completo de partes móviles. Su interior está dispuesto como una botella termo, para así retener el máximo calor en su interior, facilitado porque la sonda por dentro está pintada de color negro. El ordenador de control y sistema de orientación de New Horizons deriva de anteriores proyectos del APL. El sistema de manejo de comandos y datos es herencia de la desdichada sonda cometaria CONTOUR, realizada por la misma institución, que a su vez era una actualización, preparada para resistir la dureza del espacio profundo, proveniente del satélite terrestre de alta atmósfera TIMED. Posee dos módulos de electrónica integrada, cada uno poseyendo un ordenador, estructurado alrededor de un procesador Mongooose-V, y dirige todas las tareas de a bordo, muchas de ellas autónomamente, una necesidad debido a la lejanía de su destino, siendo capaz de distribuir los comandos al resto de elementos de la sonda, adquirir y procesar datos, enviar las secuencias de datos, monitorizar el estado de los sistemas de a bordo, corregir problemas, encender los sistemas de repuesto y llamar a casa por si ocurre alguna anomalía incapaz de ser resuelta.  Para el almacenamiento, dos grabadores de estado sólido de 8 GB cada uno servirán para guardar en ellos los datos adquiridos por los sistemas científicos. Otra herencia de CONTOUR es el sistema de control de actitud, que se estructura alrededor de dos unidades de medición inercial, dos escáneres estelares y un grupo de sensores solares digitales. 

Carece de ruedas de reacción, como medida de ahorro de peso. New Horizons posee realmente dos modos de estabilización. El considerado principal es el modo de estabilización de crucero, en el cual la sonda posee una rotación de 5 rpm mientras apunta su antena principal hacia la Tierra (por ello las medidas de la sonda son mayores de lo estrictamente necesario, para ofrecer una plataforma equilibrada para la rotación), mientras que el modo de apuntamiento provoca que cambie a estar estabilizada en sus tres ejes para poder dirigir sus instrumentos para que adquieran datos científicos, usando los propulsores de a bordo. Estos se estructuran en dos grupos, estando formado el más potente por cuatro pequeños motores, para correcciones de rumbo, mientras que el menos poderoso, formado por 12 diminutas aberturas, controla la actitud, es decir, controla el ratio de giro, lo detiene, y se encarga de apuntar la sonda para la adquisición científica. El control termal se asegura, además de por su diseño, mediante mantas aislantes multicapa, calentadores eléctricos, y ventanillas de apertura electrónica para conseguir que el interior de la sonda se encuentre entre los 10º C y los 30º C, la óptima para los sistemas electrónicos. Para las comunicaciones dispone de un nuevo sistema, el más avanzado jamás montado en una sonda espacial, y que además consume un 66% menos de energía que componentes similares. Dispone de una nueva característica: la medición regenerativa, que es un modo mediante el cual las electrónicas de a bordo amplifican la señal que recibe desde Tierra, eliminando todo el “ruido” que pudiera tener, para que luego al reenviar esa señal hacia las antenas terrestres su recepción sea mucho más clara, redundando ello en una sustancial mejora en los cálculos para una mejor determinación sobre la posición de la sonda. El transmisor trabaja en banda-X, y se apoya principalmente en la antena de alta ganancia, de 2.1 metros de diámetro, y una arquitectura Cassegrain. Está unida en el lado opuesto al del soporte de unión al cohete, y por primera vez en la historia, su cara interna también está cubierta de mantas aislantes multicapa, como el resto de la nave. La antena de media ganancia consiste en un pequeño plato de 30 centímetros de diámetro colocado en la estructura superior de la antena, y comunica con Tierra durante la larga etapa de crucero. Dos antenas de baja ganancia (una en lo alto de la estructura de la antena principal, otra en la parte trasera, en el centro del soporte de unión al cohete) proporcionaron las comunicaciones durante las primeras etapas del viaje y eventos de modo seguro. El sistema de comunicaciones tiene otra peculiaridad: New Horizons se ha convertido en la primera sonda que hace uso operacional de la baliza de monitorización, ese sistema probado con éxito en la sonda multitecnológica Deep Space 1. Para su adopción en el proyecto a Plutón, se ha alterado un poco el código para hacerlo más sencillo. A tal efecto, conserva el tono verde para indicar que todo transcurre sin problemas, y sustituye los tonos naranja, amarillo y rojo para usar hasta siete tonos rojos distintos, para indicar los diversos tipos de problemas que pudieran surgir a bordo. A tal efecto el ordenador realiza un diagnóstico a todos los componentes de la sonda, y la antena de media ganancia genera y envía al centro de control semanalmente el tono más apropiado. Gracias a esto se consigue una comunicación más sencilla durante el largo crucero entre Júpiter y Plutón, reduciendo de esta manera el personal de la misión durante todo ese tiempo, provocando así una reducción drástica de la factura total del proyecto. En la parte alta del triangulo de la sonda está el soporte para colocar su fuente de energía, una estructura elaborada en titanio (que actúa a la vez como escudo térmico) para apoyar ahí el único generador termoeléctrico de radioisótopos (RTG) que proporcionará la electricidad necesaria para los sistemas de a bordo. Su colocación en la parte más lejana del instrumental, acompañada de mucho espacio vacío dentro de la sonda, se ha buscado para 

evitar cualquier interferencia con los sistemas de control. Carece de cualquier tipo de batería en la que almacenar la energía, disponiendo de un pequeño regulador que tiene la función de disipar cualquier exceso de energía. Una unidad de distribución de energía administra eficientemente el manejo y el consumo eléctrico de los componentes de a bordo, que por cierto, son los más eficientes energéticamente hablando jamás colocados en una nave de espacio profundo. Esta es una circunstancia obligada a causa del limitado suministro que proporciona el RTG, por lo que se ha tenido que ajustar todo lo posible el consumo. Los elementos principales de la sonda son plenamente redundantes, provocado por la enorme distancia que viajará y el largo tiempo que transcurrirá entre el lanzamiento y el periodo de misión principal. Los instrumentos son siete, que son a la vez los más 

energéticamente eficientes de la historia y los más sensibles jamás colocados en el espacio. El principal es Ralph, que es un sistema de adquisición de imágenes muy complejo que combina cámaras monocromáticas y a color junto a un muy sensible espectrómetro infrarrojo, que reciben la luz mediante un único telescopio anastigmático de tres espejos elaborado enteramente en aluminio, de 75 milímetros de apertura y una longitud focal de 657.5 milímetros (f/8.7). Este sistema está estructurado de dos formas: MVIC, Cámara de Imágenes Visibles y Multiespectrales, un dispositivo con siete detectores CCD, tres preparados para imágenes en blanco y negro, y cuatro para tomas a color a través de cuatro longitudes de onda (azul, rojo, infrarrojo cercano, y la línea de emisión del metano), que tiene el encargo de realizar un mapa global de Plutón y Caronte, con una resolución esperada de unos 250 metros, y capaz también de generar secuencias estereoscópicas, a la vez que con ella se determinará el tamaño exacto de ambos cuerpos y sus trayectorias, intentará ver la cara nocturna de Plutón iluminada por Caronte, además que tratará de ver alguna niebla en la atmósfera del planeta; y LEISA, Conjunto de Adquisición de Imágenes Espectrales Lineales mediante Etalon, que es un espectrómetro infrarrojo (una versión mejorada del instrumento AC que probó con éxito el satélite Earth Observing-1) que emplea un sensor Pushbroom de mercurio-cadmio-telurio (HgCdTe) tras un filtro especial con el encargo de caracterizar lo más precisamente posible la composición superficial de Plutón y Caronte, buscando nitrógeno, metano, monóxido de carbono, agua congelada e incluso componentes orgánicos, a la vez que realiza mapas de temperatura en el hemisferio iluminado de ambos cuerpos a través de 256 longitudes de onda distintas. Y todo esto, trabajando con niveles de iluminación más de 1000 veces inferior al que existe en la órbita terrestre. Alice es un muy sensible espectrómetro ultravioleta que es capaz de adquirir imágenes para estudiar en profundidad la atmósfera de Plutón. Es una cámara sensible al ultravioleta lejano y al ultravioleta extremo mediante el cual New Horizons será capaz de determinar qué ingredientes conforman la atmósfera del planeta, junto con sus relativas abundancias. Trabajará con dos modos de funcionamiento: el modo de brillo de aire (la apertura principal del aparato, de 40 x 49 milímetros cuadrados) será usado para observar cómo los gases atmosféricos emiten luz ultravioleta, mientras que el modo de ocultación (una apertura de 1 milímetro de diámetro perpendicular al lateral de la sección telescópica del instrumento) permitirá conocer la densidad de la atmósfera, la cantidad de los distintos gases, a la vez que tratará de buscar ionosfera en Plutón y una atmósfera en Caronte. En conjunción, también podrá realizar mapas de temperatura atmosférica en función de la altitud, para así compararla con la superficial. Ambos canales entregan la luz a un espejo primario paraboloide fuera de ejes de aluminio recubierto de níquel (f/3), a una rejilla de difracción holográfica también de aluminio recubierto de níquel (ambas secciones recubiertas por carburo de silicio para una óptima reflectividad) y un detector de placa microcanal sirviendo a dos fotocátodos de bromuro de potasio y de ioduro de cesio. Una versión menos sensible de este instrumento se encuentra a bordo de la sonda cometaria de la ESA Rosetta. Los nombres Ralph y Alice provienen de los personajes de un Show estadounidense titulado The Honeymooners. REX, Experimento de Radio, es el sistema radiocientífico a bordo de New Horizons. Este instrumento no es más que un pequeño circuito impreso situado en el sistema de comunicaciones, que dispone de electrónicas integradas de procesamiento de la señal. REX será utilizado mediante la técnica de ocultación para realizar estudios atmosféricos relacionados con la densidad y la temperatura. Para conseguirlo, se ha tenido que cambiar el procedimiento habitual llevado con otras sondas. Debido a la enorme distancia entre la Tierra y Plutón en el momento del encuentro, no era posible que la distorsión de la señal de radio de New Horizons llegara a la Tierra, por lo que, en vez de ser las antenas terrestres el elemento pasivo, éstas pasan a ser el activo. De esta manera, y teniendo en cuenta el tiempo que las ondas de radio tardan en viajar de un punto a otro, las antenas de 70 metros de diámetro de la Red de Espacio Profundo enviarán en el momento preciso una potente emisión de radio para que, cuando la sonda pase por detrás de Plutón, pueda recibir la señal distorsionada. A este modo novedoso se le ha llamado experimento de radio de carga. A la vez, REX servirá como radiómetro, por lo que será capaz de calcular las temperaturas globales de los cuerpos que investigue en su lado diurno y, sobre todo, en su lado nocturno, mientras determina su distribución de masas. Como el sistema de comunicaciones está duplicado, existe una segunda copia de REX, y de esta manera trabajarán en conjunto para mejorar la resolución de las mediciones. LORRI, Cámara de 

Reconocimiento de Largo Alcance, es un telescopio de observación remota acoplado a una cámara monocromática CCD que carece de rueda de filtros. El telescopio es un reflector Ritchey-Chretien de 20.8 centímetros de apertura y 2.63 metros de longitud focal (f/12.6), elaborado mediante compuestos especiales (principalmente carburo de silicio) para evitar deformaciones causadas por las bajísimas temperaturas alrededor de Plutón. Su ancho campo de visión le proporcionará a la sonda las primeras vistas desde Plutón, aproximadamente unos 200 días antes del sobrevuelo, mientras que 90 días antes del encuentro podrá sobrepasar la resolución del Telescopio Espacial Hubble. En el momento de máximo acercamiento, se espera que pueda alcanzar la mejor resolución de la misión, distinguiendo formaciones de hasta 50 metros, por lo que proporcionará detalles importantes sobre la historia geológica de los cuerpos que observe. Para protegerlo durante los primeros meses de vuelo dispone de una tapa, que lo protegió del exceso de luz solar en el sistema solar interior. SWAP, Viento Solar Alrededor de Plutón, es un analizador extraordinariamente sensible dedicado a estudiar la interacción viento solar-atmósfera de Plutón. Para conseguirlo, este instrumento dispone de la mayor apertura que un aparato de sus características haya sido colocado en el espacio. Formado por un analizador de potencial retardante, un deflector y un analizador electrostático, está dedicado principalmente en determinar el ratio de escape de material atmosférico provocado por las partículas del viento solar, que aunque es increíblemente débil en comparación con su densidad en el sistema solar interior, puede provocar que Plutón tenga un comportamiento similar al de un cometa. Para determinarlo, estudiará las interacciones entre las partículas en fuga de la atmósfera plutoniana y las que existen en el viento solar y así calcular la cantidad de material que fluye al espacio. PEPPSI, Espectrómetro para Investigaciones Científicas de las Partículas Energéticas de Plutón, es el instrumento de sus características más pequeño y eficiente energéticamente de los diseñados hasta la fecha, y tiene el encargo de complementar a SWAP, mediante el estudio de la composición y distribución energética de las partículas que expulsa la atmósfera plutoniana y acaban transformadas en partículas cargadas por el viento solar. Antes incluso del sobrevuelo al planeta podrá determinar el ratio de pérdida de partículas antes que SWAP, para proporcionar un punto de partida para cuando esté allí, y además, debido a esto, podrá determinar los componentes de la atmósfera de Plutón. Es casi idéntico al instrumento EPS, uno de los dos que dan forma al paquete EPPS de la sonda MESSENGER a Mercurio, solo que con las modificaciones necesarias para su misión al sistema solar exterior. Y por último, SDC, Contador de Polvo Estudiantil. Colocado en la cara frontal de la sonda (es decir, la que se encuentra en la dirección del vuelo), son dos placas medidoras encargadas de medir el tamaño, velocidad y el ratio de impacto de las partículas de polvo cósmico durante todo el vuelo hacia Plutón. Este es el primer aparato de sus características situado más allá de la órbita de Saturno, por lo que nos ampliará los conocimientos sobre el entorno de polvo en el exterior del sistema solar. Este es el primer instrumento científico diseñado, construido y operado por estudiantes (de la Universidad de Colorado), bajo supervisión científica de sus profesores. Una vez en configuración de vuelo, New Horizons declaraba una masa de 478 kg.

El período de construcción estuvo plagado de problemas, que amenazaban con retrasar el lanzamiento. Un primer problema surgió en uno de los dos ordenadores, cuando observaron una serie de problemas. Tuvieron que desmontarlo, estudiar los problemas y repararlo. El segundo estaba relacionado con la cámara Ralph, ya que su construcción, encargada a la empresa Ball Aerospace Corp., iba enormemente retrasada. Por suerte pudo llegar a tiempo para su integración. Y el tercero, y aún más importante, surgió a mediados del 2004, cuando la institución encargada de la elaboración del combustible del RTG, el Laboratorio Nacional Los Álamos, en nombre del Departamento de Energía de EE.UU., había perdido un disco con información acerca de los procesos de fabricación de las pastillas de dióxido de plutonio que necesita. Como consecuencia, paralizaron el proceso, y debido a esto, informaron a los administradores del proyecto que no llegaría la totalidad del plutonio necesario para la fecha de lanzamiento. Esto provocó una reunión bastante peliaguda entre todas las partes. De ese encuentro salieron dos alternativas: una era esperar a que se pudiera terminar todo el material necesario para los requisitos de la misión, lo que significaba que el despegue se retrasaría un año; la otra, lanzar en la fecha fijada, pero sin todo el combustible nuclear. Las dos alternativas eran malas, aunque aún peor la primera. Las ganas provocaron que se respetara la fecha de despegue, por lo que New Horizons solo pudo contar con entre un 85 o un 90% del total necesario. La consecuencia de esta decisión era que los instrumentos, a pesar de su ridículo consumo energético (todos juntos apenas consumen 21 Vatios, menos de la mitad que una bombilla tradicional), no podrían funcionar a la vez. Por lo menos, a causa del largo viaje, se podría programar a New Horizons de forma que pueda hacer un uso óptimo de los recursos de a bordo según las necesidades del momento. En total, el RTG cargó, de los 10.9 kg. de capacidad total, 9.74 de dióxido de plutonio.

Para alcanzar Plutón, New Horizons debía utilizar el lanzador más potente del inventario de la NASA, y este era el Atlas V, en su configuración 551. Esta misión también resultó un hito para este tipo de lanzador. Esta fue la segunda vez que un Atlas V colocaba en el espacio profundo una sonda espacial, y supuso la primera aplicación práctica de esta configuración con cinco aceleradores sólidos y cofia de 5.4 metros de diámetro. Hubo también un tercer detalle que lo hacía novedoso: era la primera vez que este cohete utilizaba una tercera fase para dar un último empujón, equipando un propulsor de combustible sólido y estabilizado por giro Star-48B. Gracias al empuje proporcionado por todo el conjunto, superaba en potencia al Delta 4-Heavy, y le daría a la sonda la velocidad de escape necesaria para llegar lo más rápidamente posible a su destino. El lanzamiento estaba fijado para el 11 de enero del 2006.

Antes de enviar a New Horizons a Cabo Cañaveral para que allí pasara las últimas pruebas, se colocaron en su interior varios objetos simbólicos. El más significativo fue que, en un contenedor más pequeño que una pila de botón, había una pequeña cantidad de las cenizas del descubridor de Plutón, Clyde Tombaugh, para así, “llevarlo” al lugar que encontró aquel lejano 1930. A la vez, el lanzador Atlas estaba siendo montado, cuando el 24 de octubre del 2005 el huracán Wilma pasó por Florida, y los fuertes vientos provocaron que una de las puertas de la torre de montaje impactara contra uno de los aceleradores sólidos. Esto obligó a cambiarlo por otra unidad que estaba por allí, pero no retrasó el lanzamiento.

Una revisión a fondo del tanque de queroseno de la primera fase del lanzador obligó a aplazar una semana el lanzamiento, al día 17. La ventana de lanzamiento se extendía un total de 29 días, del 17 de enero hasta el 14 de febrero. Sin embargo, el deseo de la gente de la misión era aprovechar los diez primeros días, que eran los que permitían aprovechar al máximo un sobrevuelo a Júpiter, con el cual se acortaría el tiempo de viaje entre dos y cuatro años, además de proporcionar un extra de velocidad. Hasta el 2 de febrero, la asistencia gravitaroria joviana era todavía posible, pero el planeta se encontraría en una peor posición, provocando un viaje más largo y lento. El resto de fechas, hasta el 14 de febrero, enviaban a la sonda directamente a Plutón sin pasar por el hermano mayor del sistema, y cada día que se retrasara hasta esa fecha ampliaba un año más de viaje hasta el último planeta. Poco tiempo antes de despegar, se hizo pública una investigación: mediante el Telescopio Espacial Hubble, se habían encontrado dos nuevos satélites a Plutón, más exteriores que Caronte, pero, aparentemente, con una composición superficial similar. Esto hacía incrementar el interés por la misión, así como las tareas a realizar una vez allí. Esas lunas recibieron nombre poco después, pasando a ser Nyx e Hydra. Este era un homenaje a la propia misión, la que la primera letra de cada una eran las iniciales de New Horizons. Qué mejor cosa.

Fuertes vientos impidieron el lanzamiento el día 17; un apagón en Laurel, Maryland (donde está situado el centro de control de la misión) lo hizo imposible el 18. Tuvo que ser el 19 finalmente el día en que el Atlas 551 encendió sus motores, y tras aproximadamente 48 minutos de proceso, New Horizons volaba ya libre, camino de Júpiter y Plutón. A partir de entonces empezaba la fase de poner a prueba todos los sistemas de a bordo y la calibración de los instrumentos científicos.

Esta sonda es erróneamente conocida como la nave más rápida jamás lanzada. Realmente es el objeto humano que ha abandonado la órbita terrestre a la mayor velocidad alcanzada, superando así a Ulysses, que se puso en camino hacia su misión solar mediante un conjunto IUS/PAM-S, colocado en órbita mediante un transbordador espacial. Pero ciertamente, es rápida, muy rápida, y eso le permitirá llegar a Plutón a mediados del 2015. Como dato de velocidad, cruzó la órbita lunar en apenas 9 horas.

La primera maniobra de corrección de rumbo, dividida en dos fases (28 y 30 de enero) fue tan precisa, que la segunda prevista fue suspendida, completando la tercera el 9 de marzo, situándose en la trayectoria óptima para aprovechar eficientemente la asistencia gravitatoria joviana. El 7 de abril, New Horizons cruzó la órbita marciana, y en mayo entró en el cinturón de asteroides. Los cálculos del rumbo de la sonda propiciaron una rara oportunidad para probar las capacidades de a bordo: nada menos que el encuentro lejano con un asteroide: el 2002 JF56. El 13 de junio New Horizons pasó a 101.867 km. de él, y Ralph fue encendido para seguir al objeto, probando así la capacidad de 

seguimiento de objetos poco brillantes. A pesar de la distancia, el sistema pudo determinar un diámetro de aproximadamente 2.3 km., y el análisis espectral mostró que era un asteroide tipo S. A modo de curiosidad, en enero del 2007, una petición del JHU/APL remitida a la Unión Astronómica Internacional, permitió que el asteroide fuera renombrado como 132524 APL. Por aquellos días, los alumnos que elaboraron el SDC tuvieron la feliz idea de rebautizar su aparato, y desde entonces recibe la nomenclatura de Contador de Polvo Estudiantil Venetia Burney, en honor de la niña que, en 1930, cuando contaba con 11 años (en el 2006 tenía 87), le sugirió a Clyde Tombaugh el nombre de Plutón, debido a que las dos primeras letras correspondían a las iniciales de Percival Lowell, la persona que había iniciado la larga búsqueda del nuevo planeta.

El mes de agosto significó el abandono del cinturón de asteroides (y que Plutón perdiera su condición de planeta), motivación suficiente para destapar LORRI y echar un primer vistazo, cosa que realizó el 4 de septiembre, mostrándonos a Júpiter, acompañado de Europa e Io. El brillo de este planeta resultaba excesivo, y no sería usado demasiado durante la fase de aproximación al hermano mayor del sistema. Hasta el día del encuentro joviano, continuó probando el instrumental, y recibiendo periódicamente cargas de software, las necesarias para operar durante esta fase de la misión. Durante estas mismas pruebas, entre los días 21 y 24 de septiembre, LORRI fue capaz de realizar sus primeras observaciones de Plutón, demostrando así su capacidad de buscar y seguir objetos muy distantes.

A comienzos del año 2007 se dejó de pruebas, y comenzó a tomar mediciones acerca de Júpiter y el entorno que lo rodeaba. El 14 de febrero entró en su esfera de influencia, provocando una tremenda aceleración, que se incrementaría el día del sobrevuelo, el 28. Sobrevolando Júpiter a 2.305 millones de kilómetros de las capas altas de la atmósfera, la velocidad de New Horizons se incrementó sustancialmente, elevó la inclinación sobre la eclíptica, y lo más interesante, hizo una interesante disección del planeta y varios de sus satélites. Se convirtió en la nave más rápida en cubrir la distancia entre la Tierra y el hermano mayor del sistema (en apenas 13 meses), en la octava que se acercaba allí, y pasó cuatro veces más cerca que el anterior visitante, Cassini.

Además de ser una prueba para comprobar el rendimiento de los instrumentos, la sonda cumplió un programa muy importante en un objeto en constante cambio. Analizó la magnetosfera y la magnetocola (la primera vez en la historia), la dinámica atmosférica, el débil anillo, y en la medida posible, los satélites. Para ello usaría Alice para estudiar las auroras jovianas y observar las atmósferas de Júpiter y de los satélites galileanos; Ralph, para realizar imágenes y exámenes espectrales de las superficies de los satélites, para localizar puntos calientes en la cara nocturna de Io, observar el terminador y la dinámica atmosférica joviana; LORRI se encargaría de monitorizar los movimientos por la atmósfera joviana, buscaría cambios en las superficies de los satélites galileanos, actividad volcánica en Io, nuevas lunas, observaría el anillo y caracterizaría dos lunas exteriores; SWAP detectaría la ionización de partículas alrededor de Io, a la vez que caracterizaría la magnetocola joviana; PEPPSI mediría los flujos de partículas energéticas para averiguar cómo el plasma ionizado se acelera y se distribuye por la magnetosfera, mientras que estudiaría las partículas de alta energía de la magnetosfera; y VBSDC buscaría flujos de polvo cósmico y mediría el tamaño de las partículas de polvo por toda la longitud de la magnetocola.

El 28 de febrero se convirtió en un día de febril actividad. La observación de los satélites galileanos fue relativamente corta, debido a la mala posición de paso respecto a ellos. Otros satélites también fueron observados: lunas interiores como Amaltea, lunas exteriores como Himalia y Elara. Quien dio

el cante como se esperaba fue Io, en el cual New Horizons pudo observar nada menos que tres erupciones por parte de varios volcanes del satélite: Tvashtar, Prometeo y Masubi. En el lado nocturno, varios puntos calientes aparecían por todo el hemisferio. Si bien las secuencias a Europa, Ganímedes y Calixto fueron tomadas desde lejos mostraron detalles interesantes de sus superficies. La aparición de la Pequeña Mancha Roja (o Red Junior, como nos gusta llamarla) nos permitió hacer cálculos sobre los vientos que soplan por toda la atmósfera, cuya dinámica fue estudiada con exquisito detalle, ya que fue una de las cosas que no se pudieron hacer durante la misión Galileo, por los motivos que todos conocen. Y finalmente, tras alejarse del planeta, pudo estudiar durante dos meses la magnetocola joviana, dándonos detalles muy valiosos sobre cómo funciona esta gigantesca región que se extiende hasta más allá de la órbita de Saturno. Después de enviar su último paquete de datos, en julio New Horizons entró por primera vez en hibernación, y usó por primera vez la baliza de monitorización. En total, y gracias a la menor distancia que la que habrá entre la Tierra y Plutón, la sonda envió más datos del sobrevuelo joviano que la que se espera que nos transmita del encuentro con el último planeta.

A partir de entonces, y hasta principios del 2015, New Horizons ha estado generalmente apagada, con solo algunos sistemas de control en marcha para ir comunicando semanalmente su estado. Cada seis meses, la sonda era despertada para realizar un chequeo de de su estado, se enviaba nuevo software de control, para poder realizar la misión plutoniana, y si se terciaba, refinaba un poco el rumbo por si acaso se desviaba. Así, cruzó la órbita de Saturno el 8 de junio del 2008, el 29 de diciembre del 2009 cruzaba el punto medio del viaje entre la Tierra y su destino, el 18 de marzo del 2011 (el mismo día 

que MESSENGER entraba en órbita de Mercurio) pasaba la órbita de Urano, y el 24 de agosto del 2014, la de Neptuno (del cual ya realizó alguna imagen mediante LORRI el 23 de junio del 2010).

Aproximadamente, la fase de observación de Plutón empezará 5 meses antes de su máxima aproximación. Durante esos días, el planeta y sus satélites no serán más que puntos, sin embargo, servirán de referencia para que New Horizons navegue apropiadamente para situarse en una ventana de apenas 300 km., mediante la cual se podrán cumplir los objetivos científicos previstos. Obviamente, y como ya hizo la sonda Dawn con Vesta, cada vez que se aproxime más a Plutón y el resto de miembros de la familia la resolución irá mejorando. A partir de entonces Ralph se unirá a LORRI en la tarea de caracterizar todos los cuerpos, tanto geográficamente como mineralógicamente. A una distancia aproximada de 100 millones de kilómetros, la rotación de 6.4 días del planeta  permitirá realizar los primeros mapas de Plutón, Caronte, Nyx, Hydra, Kerberos y Styx, los últimos miembros de la familia, descubiertos en el 2011 y el 2012. A medida que se vaya acercando, los mapas irán actualizándose, para tratar de buscar cambios por todo el globo. Finalmente, el 14 de julio se espera que la sonda pase a una distancia de 10.000 km. del planeta, y a 27.000 km. de Caronte, aunque se espera que, gracias a las imágenes tomadas durante la aproximación, estas distancias se acorten significativamente. Dependiendo de la distancia final, LORRI podría adquirir imágenes de resoluciones menores a 25 metros.

Los objetivos científicos que se buscan en Plutón se dividen en tres categorías: primarios, secundarios y terciarios. La primera categoría posee tres objetivos. Primero, caracterizar la geología y morfología de Plutón y Caronte; segundo, cartografiar las composiciones químicas de ambos cuerpos; y tercero, caracterizar la atmósfera neutral de Plutón y calcular su ratio de escape. El no cumplimiento de alguno de estos tres requisitos supone un fracaso de la misión.

Los objetivos secundarios son muchos y esperados: caracterizar la variabilidad temporal de la superficie y la atmósfera de Plutón; adquirir imágenes estereoscópicas de zonas escogidas de la superficie del planeta; cartografiar las regiones del terminador en Plutón y Caronte en alta resolución; cartografiar las composiciones químicas de zonas seleccionadas de la superficie planetaria en alta resolución; buscar moléculas neutrales como hidrocarburos o nitritos en la atmósfera; buscar trazas de atmósfera en torno a Caronte; determinar los albedos de Plutón y Caronte; y cartografiar las temperaturas superficiales de ambos cuerpos. Sin ser excesivamente necesarios, se espera que se consigan muchos de estos objetivos. En cuanto a los terciarios, son también tres: caracterizar el entorno de partículas energéticas en torno a Plutón;  refinar los parámetros de masas, órbitas y dimensiones de Plutón y Caronte; y buscar lunas adicionales y anillos. Estos objetivos son deseados, pero pueden no ser investigados a causa de las prioridades de la misión. Muchos de los objetivos pueden hacerse extensivos a las nuevas lunas.

La totalidad de los datos adquiridos durante el encuentro no podrá transmitirse inmediatamente. A causa de la gigantesca distancia (casi 5.000 millones de kilómetros de distancia) y la demanda de otras sondas por el tiempo de las antenas de la Red de Espacio Profundo, este proceso se puede alargar hasta 9 meses. Se necesitaría un mes de emisión directa para hacerlo, pero como no es la única sonda que circula por el espacio, tendrá que esperar a las prioridades de las antenas. Dependiendo de la distancia y del alineamiento entre New Horizons y la Tierra, el ratio de descarga podría ser de apenas 600 o 1.200 bits por segundo.

Cuando la transmisión de los datos finalice, regresará a modo de crucero en hibernación. Durante el tiempo de viaje entre Júpiter y Plutón, los científicos del proyecto han lanzado una llamada a la comunidad astronómica para buscar objetos del cinturón de Kuiper cerca de la trayectoria de la sonda y que dispongan de tamaños alrededor de los 50 o 100 km. de diámetro. Como la capacidad de maniobra de New Horizons es bastante limitada, sería deseable encontrar alguno que cruzara el rumbo de esta sonda. Si esto es posible, las actividades podrían ser similares a las realizadas durante la aproximación y sobrevuelo de Plutón. Dependiendo del aguante del RTG, y de la suerte, se podrían investigar varios, antes de que la sonda acompañe a Pioneer 11 y a las Voyager 1 y 2 en su camino interestelar.

Preparémonos, lo mejor está por llegar.