Ventana al Espacio (LXXXVIII)

La estrella recién nacida RNO 91, tras la nube oscura LDN 43, desde el telescopio Hubble

Ventana al Espacio (LXXXVII)

El Quinteto de Stephan, desde XMM-Newton y Herschel

Las próximas misiones a los asteroides: OSIRIS-REx

De entre los fósiles que existen en el sistema solar que nos pueden proporcionar pistas sobre la creación de los planetas terrestres, posiblemente los asteroides son los que podrían decirnos más. Además de los cometas, varios satélites de planetas exteriores, e incluso el Sol, estos cuerpos celestes, debido a que han permanecido inalterados desde los tiempos primitivos, son los más prometedores. Sin duda, los datos que las sondas espaciales puedan proporcionar de ellos resultan muy valiosos para los científicos, pero es muy distinto observar muestras con instrumentos remotos montados en vehículos costosos y complejos, que hacerlo tú mismo usando un simple microscopio. De ahí, que la NASA tenga a punto una misión con el encargo principal de recoger un pedazo de asteroide para su posterior análisis en los laboratorios de todo el mundo.

Desde que empezamos por fin a estudiar los asteroides con los ojos de los artefactos espaciales, hemos visitado hasta 12 objetos de este tipo. Fragmentos diminutos como Itokawa, enormes rocas como Ceres, todos nos han resultado ciertamente interesantes, y han contribuido a conseguir más o menos una cierta cronología de cómo se formó el sistema solar. Hasta la fecha, solo ha habido tres misiones cuyo objetivo principal eran estos cuerpos: NEAR-Shoemaker a Eros, Hayabusa a Itokawa, y Dawn a Vesta y Ceres. Solo la japonesa tenía el cometido principal de coger polvo de la superficie de su destino para su posterior retorno a la Tierra, algo conseguido en junio del 2011. Ahora, bajo el paraguas del programa New Frontiers, la NASA ha preparado una misión de filosofía idéntica a Hayabusa, un tanto más compleja, para en esencia responder las mismas preguntas.

Elegida en el verano del año 2011, se podría decir que OSIRIS-REx es una misión que ha tenido largo recorrido. El primer concepto apareció en el año 2004 para su entrega al programa Discovery, y llegó a la final en la que fue elegida la misión lunar GRAIL. Después que la NASA indicara una misión de recogida de muestras asteroidal como prioritaria, la formulación de la misión para su aceptación para el programa New Frontiers comenzó en el 2009 para su posterior entrega, y final selección. Como misión del programa New Frontiers, OSIRIS-REx dispone de abundante presupuesto para solucionar las complejidades técnicas provocadas por el perfil de misión, sin embargo, también en ella se ha fomentado el ahorro de costes, a base de usar tanto hardware como software completamente probados en el espacio, utilizando elementos que son herencia de tres proyectos distintos.

El objetivo de OSIRIS-REx (acrónimo de Explorador de Orígenes, Interpretación Espectral, Identificación de Recursos, Seguridad y Regolito) es el de viajar a un asteroide de la familia de los NEO’s, los asteroides cercanos a la Tierra (es decir, de la misma familia que Eros), principalmente porque su acceso es sencillo, reduce los riesgos de la misión y podría darnos los primeros detalles de los recursos que pueden existir en buena parte de estos trozos de roca que orbitan en torno al Sol. Una vez en torno a su destino, lo estudiará con sus aparatos de a bordo para tratar de averiguar qué materiales lo conforman, cómo se formó, sus movimientos en el espacio, y el posible peligro que pueda suponer para la Tierra. En esencia estos son los objetivos de esta misión, la segunda de espacio profundo administrada y dirigida por el Laboratorio Lunar y Planetario de la Universidad de Arizona, después de la exitosa marciana Phoenix.

OSIRIS-REx es la cuarta sonda de la familia de vehículos espaciales estrenada por la marciana Mars Reconnaissance Orbiter. Debido a esto, muchos de los componentes de la sonda son basados en el veterano orbitador lanzado en el 2005. La estructura está elaborada en aluminio y compuestos de grafito, poseyendo un gran cilindro central como soporte primario, del que nacen los soportes verticales en forma de X, soportando dos plataformas, en este caso la superior para el propulsor principal y la inferior para el equipamiento científico. La estructura resulta más ancha que en MRO o MAVEN, resultando en un rectángulo de 2.4 x 2.4 x 3.2 metros. El ordenador de a bordo se estructura en torno al ya tradicional procesador RAD750, con una memoria RAM de 256 MB, más el almacenamiento para los datos de los instrumentos. Está estabilizada en sus tres ejes, usando los elementos de costumbre, es decir, dos unidades 

de medición inercial, dos escáneres estelares y un grupo de sensores solares digitales. La energía proviene de dos grandes paneles solares que, una vez desplegados, proporcionan una envergadura de 6.2 metros, totalizando una superficie activa de 8.5 metros cuadrados, alimentando los sistemas de a bordo y almacenándola en dos baterías de ión litio. Las comunicaciones se gestionan a través de un transpondedor de banda-X, conectado a una antena de alta ganancia de 2 metros de diámetro (situada en el lateral de la sonda que soporta los dos paneles solares), una antena de media ganancia colocada al lado del propulsor principal, y dos de baja ganancia acopladas en las plataformas superior e inferior. La propulsión es química, equipando tres grupos. El más potente es el sistema principal, formado por cuatro propulsores derivados de los usados por MAVEN, con la misión de colocar en órbita la sonda en torno a su destino y posteriormente sacarla de allí. Dispone de uno intermedio para las maniobras de corrección de rumbo, mientras que el menos potente controla la actitud del vehículo. Un tanque de combustible, situado dentro del núcleo central de la estructura, tiene capacidad para almacenar 1.700 kg. El control de la temperatura usa los elementos de costumbre: radiadores, mantas multicapa y calentadores eléctricos. En total, son seis los experimentos científicos, desarrollados a partir de la experiencia ganada con NEAR-Shoemaker. OCAMS, Juego de Cámaras de OSIRIS-REx, conjuga tres tipos distintos de objetivos, cada uno con su propio uso. 

POLYCAM es un telescopio reflector Ritchey-Chretien de 20.3 centímetros de apertura y una longitud focal de 63.5 cm. (f/3.15) que será la cámara principal durante toda la misión. Está preparada para la adquisición de imágenes de largo alcance, apropiadas para gestionar la navegación de la sonda, y en especial para la fase de aproximación a su objetivo. Una vez en torno al asteroide, servirá como cámara de campo ancho para tomar secuencias del objeto entero en alta resolución (1 metro). Además incorpora un dispositivo de enfoque (empleando un elemento óptico móvil frente al detector) que transforma el telescopio en microscopio, que permite observar pequeños objetos en primer plano. MAPCAM ha sido diseñada para realizar, como su nombre indica, los mapas del asteroide en media resolución y cuatro colores (azul, verde, rojo e infrarrojo cercano) empleando un telescopio 

refractor de cinco elementos, con una longitud focal de 125 mm. (f/3.3)  y una rueda de filtros de igual número de posiciones, además de caracterizar las regiones candidatas para la recolección de muestras. SAMCAM es un objetivo milimétrico con el encargo de realizar primeros planos durante la adquisición de muestras con una cadencia casi idéntica a la de una cámara de vídeo, y para caracterizar el regolito y las rocas que puedan existir en la superficie. también será usado para tomar imágenes de campo ancho del asteroide, generando mapas de baja resolución. Dispone de un sistema refractor con una longitud focal de 28 mm. (f/5.5), y posee una rueda de filtros de tres posiciones con filtros idénticos, de manera que si uno acaba bloqueado por el regolito, se cambia al siguiente, mientras que la cuarta posición está ocupada por un elemento óptico que cambia el enfoque, lo que le permitirá examinar la cabeza de muestras antes de ser almacenada. las tres cámaras emplean sensores idénticos tipo CCD, de 1024 x 1024 pixels. OLA, Altímetro Láser de OSIRIS-REx, se basa en instrumentos similares montados en sondas como NEAR-Shoemaker, Mars Global Surveyor, MESSENGER o Lunar Reconnaissance Orbiter. Es un instrumento tipo LIDAR y tiene la misión de realizar 

un completo mapa topográfico del asteroide, a la vez que será usado para caracterizar las zonas candidatas para el muestreo. Además, posee un aparato que apunta el emisor láser a distintos puntos de la superficie asteroidal sin necesidad de cambiar la actitud de la sonda, permitiendo la construcción de imágenes en 3D del área escaneada. Durante la fase de aproximación, servirá como medidor de distancia entre la sonda y el asteroide para saber la posición exacta con respecto a su destino. Lo novedoso es que dispone de dos transmisores láser, uno de alta energía para distancias superiores a un kilómetro, y uno de baja energía para distancias inferiores al kilómetro y medio. OVIRS, Espectrómetro de Visible e Infrarrojo de OSIRIS-REx, es un versátil instrumento (derivado del canal LEISA del sistema Ralph a bordo de la sonda New Horizons) que tiene el encargo de realizar un mapa global de minerales y elementos orgánicos con una resolución aproximada de 20 metros entre una longitud de onda de entre 0.4 a 4.3 micrones en el infrarrojo cercano, a la vez que recolecta información mineralógica de las zonas candidatas para la recolección de 

muestras (resolución menor a 2 metros). Para ello dispone de un sensor de 512 x 512 píxels, y sobre él los distintos filtros espectrales en configuración lineal variable, es decir, una lámina del mismo tamaño que el sensor pero con los filtros situados en columna, al estilo del sensor infrarrojo THEMIS de Mars Odyssey. OTES, Espectrómetro de Emisión Termal de OSIRIS-REx, es un aparato que trabaja allí donde OVIRS no puede, para completar la cartografía global mineralógica del objetivo (resolución, 40 metros) entre los 5 y los 50 micrones, mientras detecta la emisión termal de la superficie, y caracteriza, al igual que los otros instrumentos, las zonas candidatas para la recolección de muestras (resolución, 4 metros). Este sistema utiliza componentes ya bien probados en misiones anteriores, siendo el sensor una réplica del Mini-TES que 

portaron los rover marcianos Spirit y Opportunity, mientras que la óptica es idéntica a la fabricada para los TES de las Mars Observer y Mars Global Surveyor. Se trata de un espectrómetro de transformación Fourier sumamente compacto centrado en un interferómetro tipo Michelson y acabado en un conjunto sensor no refrigerado. Sirviendo al sistema dispone de un telescopio tipo Ritchey-Chretien f/3.91 con una apertura de 15.2 cm., y respecto a los sistemas de los que deriva, la única diferencia es el divisor de haz. Mientras el usado en los MER estaba fabricado en bromuro de potasio, OTES dispone de uno elaborado en diamante depositado por vapor químico. El sistema de telecomunicaciones de la sonda se podrá usar para determinar la distribución de masas, la gravedad y los movimientos concretos del asteroide. Y como último añadido, REXIS, Espectrómetro de Imágenes de Rayos X para el Regolito, es un aparato en dos partes: el propio espectrómetro y el Monitor

de rayos X Solares (SXM). El espectrómetro está formado por dos partes principales, la máscara de apertura codificada (como las que se usan en varios observatorios espaciales) elaborada a base de acero inoxidable de 100 micrones de grosor, y un conjunto de cuatro sensores CCD (idénticos a los usados en el sistema XIS del observatorio japonés Suzaku), refrigerados a -60º C, y protegidos de otras radiaciones con un filtro de bloqueo óptico, una capa de 220 nm de aluminio, con una separación, o longitud focal, de 20 cm. Todo el aparato está protegido del bombardeo de partículas que puedan penetrar por la apertura mediante una tapa de aluminio. Por su parte, el SXM, situado junto a la antena de alta ganancia, observará continuamente al Sol para informar al espectrómetro de cuántos rayos X agreden el asteroide, empleando un sensor de deriva de silicio, protegido de la luz solar directa por una pequeña ventana de berilio. Se encargará de realizar mapas químicos globales (4.3 metros desde 700 metros) y locales del asteroide a base de detectar la energía de los rayos X emitida o reflejada por los elementos que forman la superficie, pudiendo detectar magnesio, hierro, azufre o silicio. Este aparato tiene la particularidad de ser un proyecto realizado por estudiantes universitarios, convirtiéndose en el segundo de su tipo en volar en una sonda espacial, tras el VBSDC montado en New Horizons. La recolección de muestras será el propósito de TAGSAM, Mecanismo de Adquisición de Muestras de Contacto y Separación. Se basa en parte en el sistema elaborado para la cometaria Stardust, y dispone de cuatro elementos: un brazo

articulado de 3.2 metros, la cabeza de muestras, un suministro de gas de nitrógeno, y la cápsula de retorno de muestras. El brazo dispone de dos secciones de 1.6 metros, recogidas en el lateral opuesto al de la antena principal, y en el final tiene colocada la cabeza de muestras, un pequeño disco (que estará dentro de una pequeña caja durante el viaje de crucero hacia el asteroide) que en su interior posee tres contenedores que podrían almacenar desde 60 gramos hasta dos kilogramos de regolito, con un tamaño igual o inferior a dos centímetros. El suministro de nitrógeno, situado alrededor del brazo articulado, será usado para aspirar las partículas del regolito hacia los contenedores de la cabeza de

muestras. Y la cápsula de retorno de muestras es similar a la que se diseñó para Stardust, en la que las muestras del asteroide serán entregadas a los expertos en Tierra. La cápsula está montada en la plataforma de equipamiento, sobre unos dispositivos pirotécnicos preparados para soltarla en el momento preciso y provocar una rotación para estabilizarla durante la reentrada, descendiendo después usando dos paracaídas. Como apoyo a las operaciones del sistema TAGSAM, se decidió casi a última hora un sistema de cámaras, denominado TAGCAMS. Está formado por tres cámaras y un sistema de control centralizado. todo el conjunto ha sido elaborado por la firma Malin Space Science Systems, especialista en este tipo de encargos, que ya ha elevado diversos sistemas de imágenes al espacio en sondas de la NASA, principalmente a Marte. Como hemos dicho, son tres cámaras, que utilizan la arquitectura modular desarrollada por la compañía, de ahí la 

rapidez en su elaboración. Dos de ellas se denominan NavCams. Situadas en un lateral de la plataforma de instrumentos, se trata de sistemas gemelos que están basados en la arquitectura de cámaras ECAM-M50, que son cámaras monocromáticas equipadas con sensores CMOS de 2592 x 1944 pixels, y portando ópticas ECAM-MFOV, es decir, de campo de visión medio, un sistema refractor con una longitud focal de 7.1 mm. (f/3.5). Su misión será la de ayudar a la navegación durante el descenso hasta la superficie para la operación de recogida de muestras. la tercera cámara se denomina StowCam, y se sitúa sobre un pequeño pedestal permitiendo a la cámara, situada de lado, apuntar a la cápsula de retorno de muestras. su misión será la de verificar la correcta colocación de la cabeza de muestras dentro de la cápsula y (suponemos) del lanzamiento de la misma en el momento de la entrega. en general es idéntica a las NavCams, salvo que usará la arquitectura ECAM-C50, de dimensiones idénticas de sensor CMOS, pero equipada con un filtro Bayer para tomar imágenes a color. Las tres cámaras están controladas por un sistema de control propio llamado DVR8, o Video Grabador Digital de Ocho puertos. Éste es una suerte de ordenador con dos tarjetas capaz de soportar hasta ocho cámaras, aunque en esta ocasión una soportará una de las NavCams y la StowCam, mientras que la otra controlará la cámara restante. el sistema es capaz de secuenciar comandos, procesar las imágenes, comprimirlas y almacenarlas, y no solo eso, sino que es también capaz de juntar las imágenes para crear vídeos de las secuencias grabadas, tanto del descenso a la superficie como del almacenamiento de las muestras en la cápsula. En el momento del lanzamiento dará un peso en báscula de 2110 kg.

El destino de OSIRIS-REx se llama (101955) Bennu, anteriormente conocido como 1999 RQ36, una “china” de unos 550 metros de diámetro. Mediante telescopios basados en Tierra y en el espacio, se ha averiguado que es un asteroide tipo C, también llamado condrita carbonácea, debido a su oscuro color. Es un asteroide NEO, y pasa tan cerca de la Tierra que existe una posibilidad de 1 entre 1800 de que colisione con nuestro planeta en el año 2182. Una vez en torno a Bennu, tiene previstos cinco objetivos: recolectar una muestra del regolito del asteroide para entregarla en la Tierra para su estudio (analizando su naturaleza, su historia y la distribución de los elementos mineralógicos y orgánicos que le dan forma); cartografiar las propiedades globales, la química y la mineralogía para caracterizar

su historia geológica y dinámica, a la vez que proporcionar referencias a las muestras entregadas; documentar el regolito de manera morfológica, geoquímica, establecer su textura y sus propiedades espectrales en las zonas de recolección de muestras a escala milimétrica; medir las desviaciones orbitales de este asteroide potencialmente peligroso y restringir las propiedades de Bennu que contribuyen a este efecto; y determinar las propiedades globales del asteroide para permitir la comparación directa con los datos tomados por telescopios terrestres acerca de la población asteroidal.

Su lanzamiento está previsto para el 8 de septiembre, usando un Atlas V-411 para salir del sistema Tierra-Luna. Después de un viaje de aproximadamente tres años (incluyendo una asistencia gravitatoria terrestre el 22 de septiembre del 2017) podrá entrar en órbita en torno a Bennu entre octubre y noviembre del 2018 tras comenzar las operaciones de aproximación a mediados de agosto. La misión principal durará unos 505 días, estudiando el asteroide a lo largo de varias fases (Exploración Preliminar, Orbita A, Exploración Detallada, Orbita B y Reconocimiento). En las primeras la sonda estará a una distancia segura para realizar tareas de cartografía global y detección de peligros, y tras pasar a las fases de Exploración Detallada y Orbita B, iniciar la fase de cartografía sistemática, seleccionando hasta 12 zonas candidatas para la recogida de muestras, lista que se reducirá a dos, para luego, en la fase de Reconocimiento, hacer pasos a alturas de hasta 240 metros de la superficie, para ejecutar estudios en alta resolución, caracterización de las zonas candidatas para la recolección de muestras, y finalmente, adquirir el regolito, hacia julio del 2020. El método para

recoger las muestras parece sencillo, pero es sumamente complejo. Lo primero es aproximarse,  a una velocidad de 0.1 m/s, mientras despliega el brazo articulado. OCAMS, vía SAMCAM, además de las NavCams, se dedicará a realizar una secuencia de imágenes de todo el proceso. Una vez la cabeza recolectora contacta con la superficie, en una zona de aproximadamente 25 metros de lado, un chorro anular de nitrógeno fluye por la cabeza hasta el regolito, lo fluidiza, y lo almacena en uno de los contenedores, todo en aproximadamente 5 segundos. Dispone de nitrógeno para hasta tres secuencias de adquisición. Por medio de la unidad de medición inercial la sonda podrá verificar que la muestra ha sido cogida exitosamente. Cuando se considere que ya se han adquirido las muestras necesarias, la cápsula de retorno de muestras se abrirá, y el brazo articulado depositará la cabeza de muestras dentro, desenganchándola después. Una vez se detecte que la cápsula posee la cabeza de muestras, se cerrará y sellará. Después de acabar el estudio de Bennu, en marzo del 2021 saldrá de su órbita hacia la Tierra, a donde llegará el 24 de septiembre del 2023, entregando la cápsula en el mismo lugar en donde aterrizó la de Stardust y se estrelló la de Genesis.

Ciertamente, es una misión apasionante y muy importante en términos de historia del sistema solar y en cuanto a la seguridad futura en caso de que un asteroide pueda colisionar con la Tierra. Usando filosofía y tecnología heredada de misiones como MRO, NEAR-Shoemaker y Stardust, es un proyecto muy completo que arrojará mucha luz sobre unos cuerpos hasta hace poco bastante desconocidos. Si hay suerte, pronto (relativamente) podremos disponer de nuevas muestras de un objeto cósmico distinto a la Luna, a un cometa o el Sol. Desde aquí le mandamos toda la suerte que tengamos por aquí.

Ventana al Espacio (LXXXVI)

La Nebulosa IC 417, desde Spitzer

Ventana al Espacio (LXXXV)

La Nebulosa del Cangrejo, desde el Telescopio Subaru

Ventana al Espacio (LXXXIV)

La galaxia NGC 6946, desde el observatorio Gemini North

Llega la Bella Dama del Espacio

Ha sido un largo viaje, tranquilo por otra parte, desde la Tierra y Júpiter. Casi cinco años desde su despegue en agosto del 2011 y su próxima entrada en órbita alrededor del hermano mayor del sistema. Ya en su momento hablamos de la potente sonda Juno, perteneciente al programa New Frontiers, en ocasión de su lanzamiento, y desde ese momento hasta ahora hemos recibido más información acerca de cómo son sus algunos de sus instrumentos, además de haber recibido cambios en el programa de la misión una vez insertada en órbita. De esta manera, qué mejor momento para volver a hablar de, como la hemos bautizado, la Bella Dama del Espacio.

Cuando se lanzó, Juno era la segunda en la serie de sondas iniciada por Mars Reconnaissance Orbiter (que continúa con MAVEN y la próxima OSIRIS-REx), con una plataforma hexagonal de 3.5 metros de diámetro y 3.5 metros de alto, con una envergadura de paneles solares de 20 metros, totalizando una superficie activa de 60 metros cuadrados, la segunda máxima después de Rosetta, algo necesario para funcionar allí, al tratarse ya de la sonda que más lejos del Sol ha ido funcionando únicamente con energía solar. Un elemento que destaca por encima de todos a bordo de Juno es su bóveda deelectrónicas, que no es más que un cubo de un metro de lado elaborado en titanio en el que dentro va casi todo el equipamiento electrónico (ordenadores de a bordo, sistema de comunicaciones, electrónicas de los instrumentos, etc.) diseñada para soportar los tremendos niveles de radiación que se dan en torno a Júpiter. Sus paredes son de 1 centímetro de grosor, lo que reducirá (que no evitará) la exposición a la radiación joviana y alargará su vida hasta que la misión acabe. Pero lo importante son sus instrumentos. MWR, Radiómetro de Microondas, es el primero de su tipo enviado a Júpiter. Realmente se trata de un conjunto de seis antenas,

cada una diseñada para detectar una longitud de onda en esta gama del espectro electromagnético. Están distribuidas alrededor de la plataforma, ocupando dos de sus laterales. Una de ellas ocupa todo un lateral, poseyendo una superficie de 1.6 metros cuadrados, mientras que el resto llenan otro. Dos de ellas son del tipo denominado de parche, tres, tipo de conjunto de ranuras, y la más pequeña, tipo cuerno. Mediante cables, se comunican con el receptor y las electrónicas del instrumento, situadas en la bóveda de electrónica. Cada antena registra la energía de microondas emitida naturalmente de las distintas capas atmosféricas, lo que en conjunto permitirá al MWR sondear cientos de km. de atmósfera para así saber cómo se estratifica y qué elementos la componen. Una zona de máximo interés será la Gran Mancha Roja, y las mediciones permitirán saber hasta qué profundidad alcanza esta viejo anticiclón. MAG, el sistema de magnetometría, comprende una

plataforma (en la punta de uno de los paneles solares) que posee los magnetómetros de núcleo saturado triaxial (similares a los usados en tantas y tantas misiones anteriores) y un conjunto de cuatro Compases Estelares Avanzados, o ASC (en resumidas cuentas, escáneres estelares) proporcionados por la Universidad Técnica de Dinamarca. Su propósito es el de estudiar mejor que nunca la potentísima magnetosfera joviana, y en compañía de los ASC, para tener una referencia de posición en el sistema joviano para más tarde crear un mapa tridimensional de esta formidable estructura y su evolución, para tratar de entender su generación y, al final, la estructura interna del planeta. JADE, el Experimento de Distribución

Auroral Joviano, apunta a estudiar las partículas (electrones e iones) que, como producto final tras interactuar con la magnetosfera, generan las fantásticas auroras vistas desde la Tierra. Comprende cuatro sistemas, tres sensores de electrones (JADE-Es, situados a 60º, 180º y 300º alrededor de la sonda), un sensor de iones (JADE-I, junto al JADE-E180) y las electrónicas de control. Los JADE-Es son analizadores electrostáticos esféricos que llevan las partículas a placas microcanal como detectores, y JADE-I es similar, pero optimizado para iones. En ambos, las partículas pasan primero por desviadores

electrostáticos que barren el campo de visión sin necesidad de partes móviles. Además, JADE-I añade un espectrómetro de masa del tipo Tiempo de Vuelo, en el que es capaz de averiguar qué partículas existen en el entorno joviano por el tiempo que tardan en alcanzar el sensor, también una placa microcanal. Todo este paquete está gestionado por un procesador AT697E, con 138 KB de PROM, 512 KB de EEPROM y hasta 4 MB de SRAM para almacenar las instrucciones dadas a los instrumentos. En la sonda, los JADE-Es están posicionados de tal forma que escanean el plano de rotación de Juno, mientras que JADE-I lo hace de manera perpendicular a él. Su mayor trabajo lo tendrá sobre los polos de Júpiter, de manera que sus estudios servirán para crear representaciones de las auroras jovianas con una resolución de 50 km., además de detectar iones cargados positivamente de hidrógeno, helio oxígeno y azufre, materiales eyectados por las erupciones volcánicas de Io. JEDI, el Instrumento Detector de partículas Energéticas

Jovianas, tiene el encargo de estudiar la interacción de las partículas energéticas que fluyen por el espacio con el entorno joviano. Son en realidad tres detectores, dos situados en el plano de rotación de Juno (JEDI-90 y JEDI 270), y el tercero, situado de manera perpendicular a él (JEDI-A180), y, en esencia, son repeticiones del sistema PEPPSI que carga New Horizons, con modificaciones para soportar el entorno de Júpiter y evitar excesiva exposición al Sol. Su misión, medir la energía de las partículas que entran en la magnetosfera joviana e interactúan con ella, y que acaban generando las auroras del planeta. JADE y JEDI se complementarán estudiando los distitnso rangos energéticos de las partículas que acaban precipitadas sobre los polos de Júpiter para crear las auroras. JIRAM, el Cartógrafo Auroral Infrarrojo Joviano, es uno más de la serie de instrumentos VIRTIS (Cassini/VIMS-Vis, Rosetta/VIRTIS, Venus Express/VIRTIS, Dawn/VIR), adaptado a una

sonda rotatoria. Emplea un telescopio reflector tipo Schmidt de 160 milímetros de longitud focal (f/3.7), y desde ahí, la luz va a un divisor de haz, sirviendo así a dos detectores distintos, una cámara y un espectrómetro, ambos infrarrojos, empleando cada uno un sensor de mercurio-cadmio-telurio HgCdTe de 270 x 438 pixels. En la cámara, el  detector está dividido en dos áreas: filtro L, centrado a 3.455 micrones (para obtener imágenes en alta resolución de iones de hidrógeno excitados en las regiones polares), y filtro M, a 4.780 micrones (para observar puntos calientes en lo profundo de la atmósfera). Por su parte, el espectrómetro podrá, mediante una abertura estrecha, registrar el espectro infrarrojo entre 2 y 5 micrones, empleando una rejilla de difracción plana y dos elementos ópticos correctores. El sistema es servido por un espejo motorizado que introduce la luz en el sistema a la vez que trata de mantener la imagen en el campo de visión. Dada la rotación de la sonda de 2 rpm, la escena estará en el campo de visión completamente quieta durante solo 1.1 segundos. Un par de radiadores servirán para enfriar los detectores hasta su temperatura operativa. JIRAM será usado para estudiar la atmósfera joviana en y alrededor de las auroras, profundizando hasta 70 km. bajo las capas altas de la atmósfera, además de profundizar en los denominados puntos calientes, una serie de vacíos descubiertos por la misión Galileo, tratando entender su estructura y origen. UVS, el Espectrógrafo Ultravioleta de Juno, no es más que el cuarto en la serie de

sistemas ultravioleta Alice (Rosetta/Alice, New Horizons/Alice, Lunar Reconnaissance/LAMP), adaptado para su nueva situación en una plataforma rotatoria. En esencia es idéntico al resto de hermanos (formado por un espejo primario paraboloide fuera de ejes de aluminio recubierto de níquel (f/3), sirviendo a una rejilla de difracción holográfica también de aluminio recubierta de níquel (ambas secciones recubiertas por fluoruro de magnesio sobre aluminio para una óptima reflectividad) y un detector de placa microcanal sirviendo a un fotocátodo de ioduro de cesio), siendo un espectrógrafo del tipo círculo Rowland, siendo la placa microcanal de diseño cilíndricamente curvado. Hay tres diferencias notables entre los instrumentos anteriores y el UVS de Juno. El primero es su apertura. En vez de estar frente al espejo primario, se encuentra donde está el puerto de brillo de aire del Alice de New Horizons. De dimensiones similares, dentro hay un espejo inclinado 45º para permitir introducir la luz en el sistema. Además, este espejo de escaneo está motorizado, permitiendo un movimiento de +30º y -30º para permitir mantener todo el tiempo posible la escena en el detector a medida que la sonda rota sobre sí misma. Otra diferencia es su detector, ya que dada la inmensa cantidad de radiación que existe, se ha recurrido a un nuevo tipo de placa microcanal, denominada XDL (línea de retraso cruzado) que, además de ser resistente a la radiación, proporciona mejor resolución espacial, entre otros beneficios. De la misma forma que el sensor CCD de la cámara de luz visible de Galileo, el sensor de UVS está envuelto por una protección consistente en láminas de Tántalo, para reducir todavía más la exposición a la radiación. El sistema está diseñado para observar el ultravioleta lejano y el ultravioleta extremo entre los 68 y los 210 nanómetros. La tercera diferencia es que sus electrónicas están situadas en la bóveda de electrónica, y todas las operaciones las gestiona un procesador 8051, de 32Kb de PROM, 128Kb de EEPROM y 128Kb de SRAM. El propósito del instrumento es el de observar las auroras jovianas en luz ultravioleta y, en conjunción con los instrumentos JADE y JEDI, comprender la relación entre las auroras, las partículas que entran, y la magnetosfera. El sistema de radio ciencia, o GS (Ciencia de Gravedad), apunta a obtener la información necesaria para entender la estructura interna de Júpiter cartografiando el campo gravitatorio joviano. Para ello, usará su sistema de comunicaciones emitiendo dos emisiones de radio (banda-X y banda-Ka) para ello. The Waves, el experimento de ondas de radio y plasma de Juno, pretende medirlas para comprender las interacciones entre el campo magnético, la atmósfera y la magnetosfera joviana. Para ello dispone de dos sensores, la antena dipolar eléctrica (las dos antenas que nacen de la parte baja de la plataforma, en forma de V, de cuatro metros de punta a punta), y la bobina de búsqueda magnética (que consiste en un cable sumamente delgado enrollado 10.000 veces alrededor de un núcleo de 15 centímetros). Y para acabar, JunoCam. Ya lo contamos en su día, y es que este sistema no es un instrumento científico, sino una

herramienta de divulgación, como  las MoonKAM de GRAIL. El objetivo es involucrar al público para que éstos se descarguen y procesen las imágenes enviadas y después, compartirlas. JunoCam es un sistema de luz visible basado en la cámara MARDI de Curiosity, adaptada para soportar en cierta medida la radiación joviana. consiste en un sistema óptico refractor de 14 elementos y 11 milímetros de longitud focal (siendo los cinco primeros resistentes a la radiación) sirviendo a un detector CCD con 1600 x 1200 pixels de superficie activa, todo envuelto en una carcasa de titanio para reducir la exposición a la radiación. El sistema además posee cuatro filtros: longitud de onda roja (600-800 nanómetros), longitud

de onda verde (500-600 nanómetros), longitud de onda azul (420-520 nanómetros) y una banda infrarroja dedicada a la absorción del metano (0.88-0.90 micrones). estos filtros están situados sobre el CCD en una placa que los dispone en forma de tiras que cubren los 1600 pixels de ancho pero solo 155 filas de alto. Como Juno es una sonda rotatoria, para la construcción de imágenes se emplea el método "Pushframe", en el que en este caso, la propia rotación de la sonda construye las tiras de imágenes. Sin embargo, la rotación es elevada, lo que pondría en riesgo la creación de imágenes nítidas. Con exposiciones de 400 milisegundos, acabarían emborronadas, por lo que se aplicará un proceso informático llamado TDI (integración por retraso de tiempo), mediante 100 complejos pasos. Este es el mismo método final usado por la cámara HiRISE de Mars Reconnaissance Orbiter para obtener las impresionantes instantáneas que recoge. Al estar en órbita polar sobre Júpiter, obtendrá secuencias de los polos jovianos con increíble nitidez, con una resolución de 50 km., aunque en los pasos por los perigeos esta mejorará, alcanzando los 3 km. La cámara está controlada por sus propias electrónicas, que incorporan un buffer de memoria de 128 MB para almacenar, y luego descargar, las imágenes tomadas. Lo más interesante es que, partiendo de las primeras imágenes que tome (y de las que han hecho astrónomos aficionados) el público podrá elegir las zonas de la atmósfera de Júpiter más interesantes a ver y estudiar. En el momento del lanzamiento, la sonda desplazaba una masa de 3625 kg.

Desde su lanzamiento hasta ahora, todas las operaciones han sido tranquilas, salvo por el tiempo alrededor de su único sobrevuelo, practicado a la Tierra el 9 de octubre del 2013, pasando a unos 500 km. de la superficie. Durante el crucero, supimos un detalle operacional acerca de los paneles solares. Son tres paneles solares, formados por 11 secciones en total. Pues bien, la sonda tiene la cualidad de poder desconectar varias de estas secciones, para poder simular las operaciones en torno a Júpiter, además de reducir así la generación energética, ya que sus necesidades son modestas, de solo 450 vatios, y a medida que se aleja del Sol, se han ido reacoplando. en fin, lo dicho, lo más importante antes de la inserción orbital

fue el sobrevuelo terrestre, en el que no solo cogió el impulso final para dirigirse a Júpiter, también probó varios instrumentos, el más obvio el sistema JunoCam, demostrando su habilidad de tomar imágenes tanto sobre la Tierra como de la Luna, mediante sus cuatro filtros. Lo más notable, sin embargo fue la detección de señales morse emitidas en ondas de radio por radioaficionados saludando a la sonda, tras una campaña iniciada por la NASA. Esto demostró la potencia de este sistema, y de lo que será capaz de hacer en un entorno tan "sónico" como el joviano.

Lo importante es antes que nada la inserción orbital, y para ello empleará su propulsor principal, el Leros-1B, el mismo tipo usado en varias misiones marcianas y en MESSENGER en Mercurio. Para insertarse en órbita, el motor funcionará durante 35 minutos, tras incrementar el ratio de rotación de 2 rpm a 5, situándose tras esto en una órbita polar extremadamente elíptica de 53.5 días de duración. Esta es la primera desviación con respecto al plan original, que preveía una órbita de 107 días antes de una maniobra de reducción del apogeo. Este cambio proporcionará más tiempo para comprender cómo responde Juno al entorno joviano, y verificar las operaciones de la instrumentación. Pasará dos órbitas en esta trayectoria, la primera para verificación, y la segunda, como preparativo para la Maniobra de Reducción de Periodo. Será la última vez que use su motor principal para bajar a una órbita de 14 días (11 originalmente) que será en la que tome los datos. Durará 22, y al tiempo usará tanto el MWR como los magnetómetros y los ASC para tomar datos e imágenes durante la maniobra.

Aunque no se diga claramente, este es un cambio motivado por los estudios realizados acerca de la radiación joviana, que parece que puede ser más peligroso de lo anticipado. Con esta nueva órbita se prevé reducir la exposición a la radiación, alargando la misión de 15 a 20 meses, y pasando de 30 órbitas a 32. Esto traerá un beneficio no anticipado antes del lanzamiento de la sonda. Con ello, con solo ocho órbitas, se habrá podido construir un mapa básico tanto de gravedad como magnético, permitiendo luego obtener mediciones de cada vez más resolución. Si en algo es novedosa la órbita de Juno alrededor de Júpiter es que será polar, algo nunca antes intentado allí, lo que permitirá tomar datos en todas las latitudes, y además permitirá a JunoCam obtener imágenes de los polos. Las únicas que tenemos las tomó Pioneer 11 en su sobrevuelo de diciembre de 1974 (siendo, además, la que más se ha acercado al planeta), y el sistema que las tomó no era el ideal para esa tarea. con los años, y el avance tecnológico, permitirán que un sistema moderno, aunque relativamente sencillo, tome mejores secuencias de esas zonas poco conocidas del hermano mayor del sistema.

La órbita definitiva, de 14 días de duración, llevará a Juno a un perigeo joviano de hasta 4.200 km. sobre la capa superior de nubes, y un apogeo de estará más allá de la órbita del satélite galileano más exterior, Calixto. Durante los pasos por el perigeo, la sonda recorrerá el trayecto de polo a polo de norte a sur, y esa mínima distancia, junto con la aproximación polar, permitirá evitar lo más peligroso de los potentísimos cinturones de radiación jovianos. Cuando esté en ella, obtendrá la información suficiente como para responder a algunas de estas preguntas, si no todas: ¿Cómo se formó Júpiter?; ¿Cuánta agua (y oxígeno) posee?; ¿Cómo está estratificado el interior y cuál es su estructura interna?; ¿Rota como un cuerpo sólido, o su interior profundo rota a distinta velocidad?; ¿Posee un núcleo denso, y si lo tiene, cuán grande es?; ¿Cómo y dónde se genera en inmenso campo magnético?; ¿Cómo están las estructuras atmosféricas, como la Gran Mancha Roja, relacionadas al movimiento del interior profundo?; ¿Cuáles son los procesos físicos que alimentan las auroras jovianas?; y ¿qué apariencia tienen los polos jovianos vistos de cerca? Un programa cargadito.

¿Y por qué Juno se llama así? Está relacionado con la mitología griega, y romana. En ella, Zeus (Júpiter) estaba huyendo de su esposa y hermana, Hera (Juno) que ya se estaba cansando de los ligues que su esposo estaba teniendo. Para ocultarse de ella y su mal humor, Zeus se envolvió en un velo de nubes para que Hera pasara de largo y no le encontrara. Sin embargo, Hera, desde el Monte Olimpo, le pilló, atravesando su velo de nubes. En esencia, es lo que Juno va a hacer con Júpiter. Por cierto, para los

amantes de los Lego, a bordo de la sonda van tres figuras de estos míticos juegos de construcción. Una representa a Júpiter, con un rayo en una de sus manos, la segunda retrata a Juno, con una lupa en la mano, que significa su búsqueda de la verdad, y la tercera, retrata a Galileo, con un modelo del planeta en una mano, y una representación de su telescopio en la otra. Un detalle menor, pero simpático.

Bueno, esto es todo lo que teníamos que contar. Con apenas una semana para llegar, todo está preparado, y la sonda ya está tomando nuevas imágenes. Juno es la novena sonda en investigar Júpiter, aunque solo la segunda en hacerlo desde órbita. No os preocupeis, ya que, cuando su misión acabe, a principios del 2018, tendremos en fase de construcción las próximas sondas que viajen al hermano mayor del sistema, con objetivos distintos, una a Ganímedes, y otra a Europa. Sin embargo, la Bella Dama del Espacio tendrá todavía mucho que decir, y estaremos aquí para relatarlo.