La Historia de la Astronáutica y la Carrera Espacial


Se llama astronáutica a la navegación realizada entre los astros, es decir, realizada fuera del ámbito de la Tierra. También es conocida como cosmonáutica, ya que también se realiza en el cosmos. El término astronáutica ha sido más utilizada en occidente, de ahí que los tripulantes de naves espaciales occidentales sean conocidos como astronautas, mientras que en la antigua URSS eran conocidos como cosmonautas, o navegantes del cosmos. Evidentemente esta disciplina no sólo incluye el estudio de los vuelos espaciales, sino que incluye también la investigación, construcción de los vehículos necesarios, así como una serie de tecnologías anexas.

A la hora de plantearse la posibilidad de salir de la atmósfera terrestre, tanto para orbitar alrededor de la Tierra como para navegar en el cosmos, se ha de tener siempre presente la fuerza de la gravedad. La gravedad es la fuerza que mantiene la cohesión del universo y la que rige su mecánica. Los vehículos o artefactos que vuelan por el espacio no son ajenos a esta fuerza.

Escapar a la gravedad terrestre

Como recordaremos, la ley de la gravitación universal, enunciada por Isaac Newton, dice que cualquier partícula de materia atrae a cada una de las demás con una fuerza directamente proporcional al producto de sus masas respectivas e inversamente al cuadrado de la distancia que las separa. Como los astros están en movimiento constante, la fuerza centrífuga provocada por ese movimiento contrarresta en parte la atracción gravitacional, creándose una complejísima maraña de interacciones entre unos cuerpos y otros.

Los cuerpos más grandes atraen con mayor fuerza a los pequeños. Esta atracción será más intensa si la distancia es poca. Así encontramos que ciertos cuerpos son capaces de atraer a otros obligándoles a orbitar a su alrededor. Si estos cuerpos atrapados por la gravedad de uno mayor estuvieran quietos serían arrastrados hasta chocar.

La gravedad que nos interesa en este caso, la de la Tierra, es muy poderosa. Nos mantiene sobre su superficie y da forma a todo nuestro mundo. A nivel intuitivo sabemos que todo cuerpo dejado en libertad en el aire caerá en dirección al centro de gravedad de la Tierra con una aceleración, es decir, su movimiento será cada vez más rápido según pasa el tiempo.

A la aceleración que sufren los cuerpos por efecto de la gravedad terrestre es conocida como g, y su valor oficial es de 9,81metros por segundo. Es fácil imaginar que este valor varía en cada cuerpo celeste. Así en la Luna, un cuerpo de una masa mucho menor que la de la Tierra, la aceleración de la gravedad es mucho menor a la terrestre, ya que su masa también lo es.

Un dato a tener en cuenta sobre el valor de g, 9,81 m/s., es que se trata de un valor en un punto concreto, a nivel del mar. Según dice la ley de la gravitación universal, si nos acercamos al centro de gravedad, ese valor aumentará. Si nos alejamos de ese punto, la aceleración de la gravedad tenderá a disminuir.

Una vez que sabemos como interactúa la gravedad de la Tierra con los cuerpos que hay en su superficie, tenemos un problema si queremos salir de la Tierra, bien hacia otros planetas, o bien para colocar un cuerpo en una órbita para que se comporte como un satélite. Hemos de vencer la fuerza de la gravedad que tenderá a que ese objeto caiga hacia el centro de gravedad. La experiencia nos dice que cuando lanzamos algo, este objeto seguirá subiendo hasta que su velocidad se anule y caiga.

¿Cómo hacer que un objeto nunca caiga hacia el centro de gravedad de la Tierra? Muy sencillo, haciendo que esté cayendo constantemente hacia ese punto y la forma de realizarlo es imprimiéndole una velocidad inicial horizontal adecuada. Esta velocidad es de aproximadamente de unos 8 km por segundo, es decir, unos 28.800 km/h. Aunque ese objeto se desplace a esa velocidad también tenderá a caer hacia el centro de gravedad de la Tierra.

Si la Tierra fuera plana, el objeto, pasado un tiempo, llegaría a la superficie. Pero la Tierra es una esfera y por cada 8 km que se recorren en un segundo, en sentido horizontal, ese cuerpo ha caído en ese mismo tiempo la cota del arco de 8 km. Esto significa que la caída de ese objeto coincide con la curvatura de la Tierra, por lo que la trayectoria es paralela a la superficie terrestre. Hemos logrado que ese objeto entre en órbita. A menor velocidad el cuerpo terminaría cayendo a tierra. Pero para que esta órbita sirva para algo debe de ser continua, ya que dentro de la atmósfera ese impulso inicial se iría perdiendo con el paso del tiempo por el rozamiento del aire.

Sin embargo, a una distancia de unos 200 km de la superficie terrestre, la atmósfera es inexistente. Además, no debemos olvidar que cuanto mayor sea la distancia del objeto al centro de gravedad, menor será la atracción gravitacional. Así, a partir de estas alturas, no encontramos nada que frene el avance del cuerpo y además la velocidad horizontal que se ha de lograr para equilibrar la fuerza de gravitación es menor. Como ejemplo baste decir que a 1.666 km sobre la superficie terrestre, la velocidad circular que contrarreste la fuerza de la gravedad es de 7,02 km por segundo.

Cuando hablábamos de la Tierra, la describíamos como un esfera para simplificar, ya que en realidad tiene una distribución irregular de las masas, además de estar achatada en ambos polos. Esto supone que las órbitas no sean circulares sino elípticas o excéntricas. En las órbitas elípticas de los satélites la Tierra ocupa un foco de dicha elipse.

Puede ocurrir que nuestra intención sea que un aparato viaje hacia otros lugares más lejanos. En ese caso también hay una velocidad de escape de la influencia gravitacional de la Tierra. Esa velocidad está establecida en 11,2 km segundo, o lo que es lo mismo 40.000 km/h. A partir de esa velocidad ese objeto no describe una elipse sino una parábola. Aún consideramos otra velocidad de escape y es la necesaria para escapar a la influencia gravitacional del Sol, establecida en 16,7 km por segundo.

CohetesAntes de establecer la órbita hemos tenido que elevar ese objeto hasta el punto de eyección, o lugar en donde inicia su órbita. Debemos conseguir que un cohete, sirva de portador al objeto que pretendemos poner en órbita y sea capaz de alcanzar la velocidad necesaria.

Realmente un cohete no es más que un gran contenedor del propergol, es decir, combustible y oxidante, listo para realizar la reacción química en el motor que produzca el empuje. Es cierto que además hay un gran número de sistemas que controlan su funcionamiento. No debemos olvidar que hay que acoplarle en la parte superior el satélite que se ha de poner en órbita. En un lanzamiento normal, o sea vertical, el motor debe ser capaz de elevar toda su masa, el empuje del motor debe superar la masa del cohete.

Otro problema al que se enfrentan los técnicos es el de lograr que el cohete alcance la velocidad necesaria para lograr poner en órbita un satélite, (aproximadamente 8 km por segundo). En este caso es muy importante relacionar la masa estructural del cohete y el peso total con el propergol. Cuanto menos pese la estructura y mayor carga de propergol pueda transportar, mayores posibilidades de alcanzar la velocidad adecuada. Pero la tecnología actual no permite que un cohete alcance la velocidad necesaria.

Este es un grave problema que sin embargo tiene una sencilla solución. Se recurre a los cohetes de fases, es decir, un cohete que en realidad se comporta como varios. Esto es así por que la velocidad de cada una de las etapas se suma. Se recurre a un cohete de 3 etapas, en la que cada etapa es capaz, por ejemplo, de imprimir al conjunto una velocidad de 3 km por segundo, lo que significa una velocidad final de 9 km por segundo. Además, cada etapa ha de imprimir esa velocidad a una masa cada vez menor. En primer lugar porque el propergol se va consumiendo en cada fase del vuelo. Además, cuando las etapas dejan de funcionar se desprenden del conjunto, con lo que la masa del cohete va descendiendo mientras aumenta la velocidad.

Para que este principio se cumpla, la masa de cada etapa sucesiva debe ser proporcionalmente mucho menor que la anterior. Aún así la relación entre la carga que se pondrá en órbita y el peso del cohete que ha de llevarla, incluyendo el propergol, es bajísima, aunque cada vez se hace más favorable con la mejora en la propulsión y en la utilización de materiales más ligeros.

Una vez que ya tenemos el cohete capaz de alcanzar las velocidades necesarias a lo largo de su vuelo, nos encontramos con que ese vuelo ha de ser controlado con gran exactitud. Los satélites están pensados para trabajos muy concretos que necesitan a la vez de órbitas precisas. A su vez, como ya comentamos, la forma de la órbita tiene mucho que ver con la velocidad del satélite y la forma en que es eyectado en su órbita correspondiente. Ya que el cohete, en sus primeras fases, vuela dentro de la atmósfera, el control efectivo de su actitud se realiza recurriendo a superficies de control similares a las que utiliza un avión, en este caso a aletas, normalmente en la base de la estructura. Pronto la densidad de la atmósfera es tan poca que las aletas no ejercen control efectivo, por lo que se recurre a pequeños motores cohete instalados en puntos estratégicos. Este es el mismo sistema que se utiliza en el resto de ingenios espaciales para su control. Ya tenemos listo el cohete. Su carga, montada en el extremo superior, va resguardada por una caperuza cónica conocida como ojiva.

Aunque la lógica nos dice que la trayectoria rápida para alcanzar una órbita es inclinando el cohete en esa dirección, el vuelo inicial es casi vertical. La razón es muy sencilla. El cohete alcanzará grandes velocidades aún en su primera fase de vuelo dentro de la atmósfera más densa. A las velocidades a las que se trabaja, el rozamiento de la atmósfera tenderá a frenar el movimiento además de calentar fuertemente el recubrimiento de la estructura. Cuanto menos tiempo permanezca el cohete en la atmósfera mucho mejor. La forma de hacerlo es mediante una trayectoria lo más vertical posible, que es la que suele coincidir con el funcionamiento de la primera fase.

Una vez que se ha alcanzado una altura suficiente y la densidad del aire es baja, comienza a funcionar la segunda fase del cohete que ya toma una inclinación vertical en busca de la órbita. La tercera fase será la que confiera al satélite la velocidad necesaria para entrar en órbita a la altura necesaria. Todas las funciones del cohete, así como sus evoluciones, son controladas desde tierra gracias a equipos de radio.

Historia de la astronáutica

Para hablar de la astronáutica, que ha dado todos sus frutos a lo largo de este siglo, hemos de retroceder hasta el siglo X, al menos, para encontrar la primeras aplicaciones del principio de reacción para impulsar un cuerpo, con los primeros cohetes de pólvora chinos. Ya en el siglo XIII estos cohetes se utilizaron como armas contra los mongoles. Con esta finalidad serán utilizados hasta que la artillería los desbanque en el siglo XIX.

Curiosamente antes de que el cohete se desarrollara como un instrumento útil, podemos encontrar a un gran número de visionarios que ya piensan en la exploración espacial y que investigan sobre los problemas de la propulsión. Uno de los primeros es el ruso Kibalchich. Pensaba utilizar para la propulsión la pólvora dentro de una cámara de combustión. Era un gran especialista en la utilización de dicho elemento aunque parece ser que para la construcción de bombas, motivo por el que fue ejecutado en 1881. Otro de los pioneros, que expuso sus teorías a finales del siglo XIX, fue el alemán Ganswindt. Sin embargo, el que todos los estudiosos consideran como el padre de la astronáutica es el ruso Konstantin Eduardovich Tsiolkovski. Su obra, Exploración del universo mediante vehículos propulsados por cohetes, sienta las bases de la astronáutica.

En 1921, Tijomirov crea en la URSS el Laboratorio de Dinámica de Gases, que tan buenos resultados obtendría en la aplicación de los cohetes a la artillería de saturación durante la II Guerra Mundial. Se trataba de los cohetes Katiuska, cuyos lanzadores eran conocidos como los Órganos de Stalin.

El americano, Robert Hutchins Goddar, inició en 1926 sus trabajos en cohetes en su afán de alcanzar cada vez mayor empuje y altura. Fue el primer investigador que trabajo con propergol líquido con el que obtuvo grandes éxitos. Uno de sus ingenios superó en 1935 la velocidad del sonido. Pero desgraciadamente sus experiencias no sirvieron de mucho ya que su trabajo fue ignorado y será otro país, Alemania, el que tomará la delantera en este campo.

Los alemanes crearon en 1930 un campo de experimentación cerca de Berlín que sirvió de embrión para el desarrollo de un vasto programa sobre cohetes de uso militar. Tenían como base los trabajos teóricos de otro precursor, el alemán Julius Obert. En 1936 se centralizan todas estas experiencias en una isla del mar Báltico, en un lugar conocido como Peenemünde, controlada por el ejército alemán.

Entre los técnicos que trabajarán en esta base se encuentran Maximilian Valier, Walter Neubert y el famoso Wernher von Braun, que más tarde será el padre de los más importantes cohetes americanos. Sus trabajos darán lugar a los primeros cohetes realmente útiles de la historia, eso sí, de uso militar. Tras años de experimentos, en 1942 vuela el primer A 4. Se trata de un cohete de propergol líquido, concretamente alcohol y oxígeno líquido, que logra alcanzar alturas de 200 km y velocidades superiores a los 5.000 km/h. Este será el primer cohete que salga de la atmósfera terrestre. Con 14 m. de altura y más de 12 t. de peso se trata pues de un sistema ya muy evolucionado, capaz de transportar explosivos, a más de 300 km. El cohete conocido militarmente como V 2, será el origen de los desarrollos posteriores en la técnica de los cohetes.

Esos técnicos que habían logrado el primer cohete moderno de la historia, serán uno de los botines más apetecidos tras la derrota de Alemania en 1945. Tanto las potencias occidentales como la URSS emprendieron una auténtica carrera para hacerse con el mayor número de V 2, así como de los ingenieros que las hicieron posibles. Ellos serán la base del desarrollo de los cohetes en ambos bloques. En 1947 los soviéticos ya realizan desarrollos de las V 2 con mayores capacidades. También los norteamericanos empiezan sus trabajos sobre esos mismos cohetes. En los EEUU es donde volará el primer cohete de dos etapas en 1949. Se trata del cohete Bumper. La primera fase es una V 2, mientras que la segunda es un desarrollo americano llamado WAC Corporal. Con este cohete se logra una altura de 392 km. Todavía los esfuerzos técnicos están más centrados en las posibilidades como armamento de estos ingenios que como plataforma para llegar al espacio.

La carrera espacial

Será la URSS la que dé muestras de mayor agilidad en este campo, con la puesta en funcionamiento del primer cohete intercontinental: el SS 6, que convenientemente remozado será el cohete utilizado en los primeros vuelos espaciales. Aunque los EEUU habían anunciado que pondrían en órbita su primer satélite artificial en 1957-1958, para conmemorar el Año Geofísico Internacional, fueron los soviéticos los que dieron la sorpresa el día 4 de octubre de 1957, colocando en órbita el primer objeto artificial de la historia: el Sputnik 1. Lo sorprendente de la hazaña es que este satélite, que tan sólo portaba un emisor encerrado en una carcasa esférica, tenía un peso realmente elevado, 86,3 kg. El cohete portador era un Vostock y el satélite describía una órbita completa a la Tierra en 96 minutos.

El pánico se desató en los EEUU y la Guerra Fría encontró otro nuevo escenario para el combate, el espacio. Los americanos se apresuraron a responder al desafío, pero todos los intentos acabaron en fracaso. Mientras, la URSS no deja de sorprender al mundo lanzando el 3 de noviembre del mismo año el Sputnik 2. Para la época se trataba de un satélite inmenso ya que medía 4 m y pesaba 508 kg. Pero lo más sorprendente es que a bordo llevaba una perra, Laika, que se mantuvo viva y en perfectas condiciones durante 7 días. Era la demostración de que los vuelos tripulados eran posibles.

No será hasta enero de 1958 cuando los EEUU logran poner en órbita su primer satélite: el Explorer 1. Aunque varias misiones posteriores son un fracaso, también logran poner en órbita el Vanguar 1, primer satélite que utiliza células solares para producir energía eléctrica. Otro éxito es la colocación en órbita del primer satélite de comunicaciones SCORE. Finalmente, en octubre de ese año se crea la Agencia Espacial de los Estados Unidos, NASA, que a partir de este momento centralizará todo el esfuerzo en el campo de la astronáutica. Ese año los soviéticos dan un paso más y lanzan a dos perras que después son recuperadas con total normalidad.

En el año 1959 los soviéticos logran lo que antes intentaron en varias ocasiones, alcanzar la Luna gracias a la sonda Lunik 2 que invierte 34 horas en alcanzar nuestro satélite. Será la Lunik 3 la que logre llegar a la Luna y volver a una órbita terrestre tras transmitir las primeras imágenes de la cara oculta del satélite.

La década de los 60 será sin duda la más intensa en la carrera, aunque no hay que olvidar que también es la que marca el inicio de los satélites artificiales como plataformas usuales de investigación, pero también para otros usos. Así, a principios de esta década encontramos los primeros satélites meteorológicos como el TIROS 1, de comunicaciones como el Echo 1, el más avanzado Courier 1B, y el de defensa como el Midas 3.


Vuelos espaciales tripulados

Para responder al reto de colocar un hombre en órbita, los EEUU preparan el proyecto Mercurio. En una cápsula de este tipo, en enero de 1961, vuela el chimpancé Ham, que vuelve a la tierra en perfectas condiciones. Pero de nuevo los soviéticos dan la sorpresa. El cosmonauta Yuri A. Gagarin es el primer hombre que llega al espacio, el día 12 de abril de 1961. Es, a su vez, el primero que entra en órbita, describiendo una revolución completa al planeta antes de descender en su cápsula Vostok. Parece ser que este vuelo sufrió graves problemas que hicieron peligrar la vida de Gagarin.

Los EEUU no pudieron enviar su primer hombre al espacio hasta el 5 de mayo, aunque la trayectoria de la cápsula Mercurio era de tipo balística, es decir, no entra en órbita. Los americanos realizan tres misiones de este tipo hasta que en 1962, John Glenn logra las primeras tres órbitas. De todos modos el reto era muy distinto ya que en el verano anterior el cosmonauta Titov había logrado pasar un día completo en órbita.

Los soviéticos ganaban claramente la carrera. Ese era el momento de lanzar una apuesta más arriesgada y eso fue lo que hizo el presidente estadounidense John F. Kennedy, apostar por alcanzar la Luna antes de que terminara la década. Será la década de oro para la NASA, con presupuestos casi ilimitados. Era el momento de contrarrestar el avance comunista hasta en el espacio y el ciudadano de a pie seguía ansioso cada progreso en la carrera del espacio. En 1963 los soviéticos dan otra vez la campanada con el primer vuelo de una mujer, Valentina V. Terechkova.

Es importante hacer notar que los EEUU, aunque avanzan de forma más lenta en el campo de los vuelos tripulados, logran grandes éxitos en el campo de los satélites. Los de comunicaciones se muestran fiables y capaces de permitir buenas comunicaciones entre continentes como el Syncom I y II y el Telstar. Una de las grandes aportaciones soviéticas durante 1963 es la puesta en órbita del satélite Polet que es capaz de cambiar de órbita de forma controlada.

En cuanto a los nuevos cohetes, los EEUU logran lanzar el Saturno I en 1964, el cohete más potente de la época y que será determinante en el proyecto de llegar a la Luna. También en este año se produce el primer vuelo en el que la cápsula acoge a más de un tripulante, concretamente son tres cosmonautas.

En cuanto a la investigación de otros planetas, se inicia con algunos intentos de alcanzar Venus y Marte. La sonda americana Mariner llega cerca de Venus en 1962 aportando diversa información, mientras que la Mariner 4 alcanza en 1965 Marte, enviando imágenes de este planeta.

El evento más importante ocurrido durante 1965 es, sin duda, el primer paseo espacial de la historia. Ocurrió el 18 de marzo de ese año, cuando el cosmonauta soviético Alexei A. Leonov salió de la cápsula Vosjod 2, permaneciendo fuera de la nave durante 10 minutos. Leonov, equipado con un traje espacial, estuvo en todo momento sujeto a la cápsula con un cable. Apenas tres meses después, el astronauta Edward White logra ser el primer americano en salir de una cápsula en plena órbita. También fue el año del primer lanzamiento de un cohete espacial francés.

El año 1966 está marcado por los preparativos para la llegada del hombre a la Luna. Los primeros son los soviéticos que logran posar de forma suave sobre su superficie una sonda. Se trata de la Luna 9. Este aparato capaz de enviar fotografías, será seguido por la Luna 13 que es capaz de tomar muestras del suelo y analizarlas. También los EEUU consiguen enviar una sonda a nuestro satélite, concretamente la Surveyor, que permanecerá activa durante varios meses. En el marco de esa preparación, dos astronautas, Neil Armstrong y David Scott, logran que la cápsula Géminis 8 se acople a un cohete Agena en pleno vuelo.

Camino de la Luna

La NASA había logrado los objetivos fijados dentro del programa Géminis, por lo que en 1967 pasa al siguiente programa, el Apolo, con el objetivo puesto en la Luna. Dicho programa no puede empezar peor. En enero de ese año mueren tres astronautas durante un ensayo en el Apolo I, lo que supuso el más grave de los accidentes en este campo hasta la fecha. Tampoco el programa soviético se libraba de estos accidentes y en abril murió un cosmonauta a bordo de la nave Soyuz I. Ese mismo año la sonda soviética Venusik 4 alcanza el planeta Venus, enviando importantes datos del poco conocido planeta.

La siguiente prueba para el programa Apolo es el de la permanencia de los tripulantes en el espacio. El Apolo VII logra en octubre de 1968 permanecer 11 días en el espacio con tres tripulantes a bordo. El camino hacia la Luna estaba despejado.

El año 1969 se inicia con un ensamblaje de dos naves tripuladas. Fue realizado por las soviéticas Soyuz V y la Soyuz VI. Mientras los soviéticos parecían haber perdido el interés por la Luna, los EE.UU. seguían sus progresos dentro del programa Apolo. La misión Apolo IX incluye la separación del módulo de descenso lunar LEM, tripulado por dos astronautas, para volver a unirse a la cápsula más tarde orbitando sobre la Luna. La siguiente misión llevó el LEM muy cerca de la superficie del satélite.

El Apolo XI siguió el mismo programa que las dos misiones anteriores. Una vez que los astronautas entraron en la órbita del satélite, el módulo lunar Eagle se separó del módulo de mando en el que permaneció el astronauta Michael Collins. El Eagle llevaba a bordo a Edwin Aldrin y Neil Armstrong, que será el que pise por primera vez la superficie lunar el día 20 de julio de ese año.

Durante algo más de dos horas permanecen fuera del módulo haciendo diversas pruebas y recogiendo muestras. Terminada la misión, el módulo lunar abandona la superficie para unirse al módulo de mando e iniciar la vuelta a la Tierra. En total la misión duró algo más de 8 días. Por fin los estadounidenses pueden presumir de haber batido ampliamente a los soviéticos. Antes de que acabe el año, el Apolo XII llega de nuevo a la superficie del satélite.

El mes de abril de 1970 se produce el intento fallido de llegada a la Luna del Apolo XIII, que tras un accidente puede volver a la Tierra, con su tripulación a salvo. Ese mismo año la República China pone en órbita su primer satélite artificial, entrando de esta forma en el club de las potencias espaciales.

A finales de este año la URSS lanza el Lunik 17, que alcanza la Luna. A bordo de este ingenio se encuentra un vehículo, el Lunajod, que es capaz de rodar por la superficie del satélite. Al año siguiente ponen en órbita la primera estación espacial de la historia, la nave Salyut. Esta estación puede ser visitada por los cosmonautas en naves Soyuz. La primera tripulación permanece 24 días en su interior, aunque en el regreso se produce un accidente, en el que pierden la vida los tres cosmonautas.

Durante 1971 llega a la Luna el Apolo XV que permaneció 4 días en la Luna, llevando a bordo un vehículo para desplazarse por la superficie. Los EE.UU. comienzan en 1972 sus misiones con sondas de larga duración, con el lanzamiento del Pioneer X en dirección a Júpiter. Ese mismo año se realiza la que será última misión tripulada a la Luna hasta el momento, la Apolo XVII. En estos momentos los programas espaciales no logran despertar el entusiasmo popular de la década pasada y se empieza a cuestionar su rentabilidad. A partir de este momento se reorientará el programa espacial americano. Los soviéticos seguirán con su programa Salyut no exento de problemas.

De fracaso se puede considerar el primer y ambicioso laboratorio espacial americano, el Skylab. Puesto en órbita en 1973, es ocupado por varias tripulaciones a pesar de sus problemas técnicos, que lo dejarán inservible hasta el momento de su descenso y desintegración en 1979.

En 1975 se asiste a la primera misión conjunta realizada por los EE.UU. y la URSS. Consistía en la unión de una nave Apolo y otra Soyuz. Durante dos días las tripulaciones de ambas naves realizaron diversos experimentos.

Ese mismo año nace lal que terminará siendo el gran competidor de soviéticos y americanos en el espacio es la Agencia Espacial Europea o ESA, como resultado de la fusión de otros organismos europeos. Su base de lanzamiento se establece en Kourou, en la Guayana Francesa. Su programa de lanzadores será conocido como Ariane, el primero de los cuales hace su vuelo a finales de 1979.

El uso del satélite artificial ha alcanzado en este punto una gran difusión, baste saber que hasta 1980, el número de estos aparatos puestos en órbita era de 2.170. Concretamente el mayor número de estos ingenios lo constituyen los de comunicaciones. Además hemos de destacar el gran avance que suponen los satélites para la meteorología. Una de las series de satélites meteorológicos más famosa se inicia con el lanzamiento del Meteosat 1 en 1977. También ese año los EEUU lanzan dos sondas: la Voyager 1 y 2. Estas sondas han aportado interesantes datos sobre los planetas exteriores del sistema solar.

El transbordador espacial americano Columbia vuela en 1981. Se trata de una nave orbital reutilizable, con forma de avión. En el momento del lanzamiento se le acopla un gran depósito de combustible líquido, además de dos cohetes laterales de combustible sólido. El empuje a la hora del despegue es proporcionado por los motores principales, alimentados por el depósito externo y los dos aceleradores laterales. A unos 40 km de altura se desprenden los cohetes auxiliares, que pueden ser utilizados varias veces. A mayor altura el tanque principal se desprende y queda sólo el orbitador. Tiene en su interior una gran bodega en la que se pueden transportar tanto laboratorios, como sondas o satélites.

Gracias a un brazo articulado estos ingenios pueden ser sacados de la bodega o incluso atrapar objetos para ser trasladados a tierra. Será la tripulación del transbordador Discovery en 1984 la primera que atrape un satélite en órbita para introducirlo en la bodega. Terminada la misión el orbitador vuelve a la Tierra planeando para perder altura y velocidad antes de aterrizar como un avión normal. Pronto se comprobó que para colocar satélites en órbita era mucho más caro que los lanzadores convencionales. En 1984 se produce la primera misión en la que un astronauta americano se aleje del transbordador sin estar unido físicamente a éste. Utiliza una mochila especial con un gran número de pequeños cohetes.

En la década de los 80 la cooperación entre Europa y los EEUU se hace más estrecha, así ESA y NASA participan conjuntamente en varios programas. En 1983 el transbordador espacial lleva a bordo un laboratorio reutilizable, llamada Spacelab construido por la ESA y que viajará en varias ocasiones al espacio.

Los soviéticos, por su parte, se están especializando en prolongadas permanencias en el espacio. En este sentido, logran en 1986 uno de sus mayores éxitos al colocar en órbita la estación Mir. Se trata de un conjunto de módulos de tipo científico, en el que los cosmonautas pueden permanecer durante largos períodos de tiempo. Se ha sobrepasado el año, realizando investigaciones de todo tipo. La operatividad de esta estación es muy alta ya que para su mantenimiento se ha ideado un sistema de naves no tripuladas muy sencillas, capaces de atracar automáticamente.

Precisamente en el año 86 se registra la mayor catástrofe de la carrera espacial al morir los 7 ocupantes del transbordador americano Challenger, a los pocos segundos de su despegue.
Al año siguiente, 1987, nace otra potencia espacial: Japón, con el lanzamiento del cohete H1 portando un satélite de comunicaciones.

Los soviéticos deciden apostar por un vehículo reutilizable como el transbordador americano y crean el Buran. Hace un vuelo automático en 1988 con total éxito, aunque esta será su primera y única misión. Sin embargo, de este proyecto sale el que es en la actualidad el cohete más potente, el Energía, capaz de elevar hasta su órbita baja una carga de 100 t.

En Europa, sigue el éxito comercial de los lanzadores Ariane. En 1988 se presenta la serie 4 de este lanzador, que será el cohete con el que Europa competirá con los lanzadores americanos por el creciente mercado de lanzamiento de satélites.

La siguiente década comienza con uno de los proyectos científicos más espectaculares: la puesta en órbita de un gran telescopio, el Hubble. Se trata de un satélite con el que se pueden realizar observaciones astronómicas imposibles de conseguir desde la Tierra. Este instrumento, de más de 12 t. de peso fue puesto en órbita en 1990 por el transbordador espacial. Pero lo más espectacular es que en 1994 fue reparado en órbita por los astronautas de otro transbordador, en una operación muy compleja que se saldó con un rotundo éxito. Esta operación fue también un ensayo para la construcción de la proyectada estación espacial americana.

Desde la década de los 80 el programa espacial soviético se iba ralentizando ante los problemas económicos crecientes. El grueso del programa se centraba en la estación Mir, aunque sin olvidar la exploración, como la realizada por las sondas Venera.

El colapso llegó con la desintegración de la URSS. A partir de este momento la situación se hace crítica. Los lanzamientos se ralentizan y el antiguo programa soviético queda dividido entre las distintas repúblicas que formaban la antigua URSS, aunque el peso de las operaciones lo llevará Rusia. Desde ese momento la situación se ha normalizado, dando lugar a un alto nivel de cooperación entre las potencias espaciales. Así cosmonautas rusos, europeos y americanos han podido participar en programas de cada una de las agencias. Los rusos necesitan financiación, mientras que los EEUU necesitan la gran experiencia en vuelos de larga duración y en estaciones orbitales que han acumulado los rusos. Así, el transbordador americano ya ha atracado en la base Mir, lo que es sólo el preludio de una cooperación más estrecha en la construcción de la estación espacial Alpha.

El proyecto Alpha ha sido uno de los más polémicos de los últimos años, ya que a él se han enfrentado los políticos americanos alegando sus costes. Se rebajaron sus características y se dio paso a la colaboración de rusos, canadienses, japoneses y europeos. Se espera que los primeros módulos sean lanzados en 1997, a la espera de completar todo el conjunto en los primeros años del próximo siglo.

En cuanto a los programas no tripulados hemos de destacar el programa conjunto americano-europeo Ulysses para la exploración de los polos del Sol y el programa ISO, un proyecto europeo de satélite con un telescopio de infrarrojos.

En cuanto al futuro cabe señalar que todos los expertos hablan sobre una misión tripulada a Marte, sobre todo ahora que la cooperación entre las distintas agencias nacionales hace más asumible el coste económico y tecnológico. Durante los últimos años se ha seguido con el envío de sondas a Marte como parte de una futura misión. De todos modos aún no hay ningún proyecto concreto.

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Presencia de agua en Marte


La presencia de agua en Marte se investiga desde hace cientos de años. La geografía del planeta parece indicar fuertes accidentes que habrían sido producidos por el agua en tiempos pasados, en condiciones ambientales muy diferentes de las actuales. Hoy la atmósfera de Marte se estima que tiene un 0,01 % de agua en forma de vapor y se sabe que hay también agua helada en el subsuelo. La presión atmosférica marciana es muy inferior a la de la Tierra y la temperatura también; estas condiciones ambientales hacen que el ciclo del agua en Marte sea diferente al de la Tierra, puesto que esta pasa directamente de estado sólido a gaseoso y viceversa sin pasar por el estado líquido.

 

Reconstrucción del Oceano de Marte

La noción de agua en Marte precedió a la era espacial por cientos de años. Los primeros observadores, utilizando telescopios ópticos, asumieron correctamente que los casquetes y las nubes polares de color blanco eran indicadores de la presencia de agua. Estas observaciones, junto con el hecho de que Marte tiene un día de 24 horas, llevó al astrónomo William Herschel a declarar en 1784 que Marte probablemente ofrecería a sus hipotéticos habitantes “una situación en muchos aspectos similar a la nuestra”.

A principios del siglo XX, la mayoría de los astrónomos reconocían que Marte era mucho más frío y seco que la Tierra. La presencia de océanos ya no se aceptaba, por lo que el paradigma cambió a una imagen de Marte como un planeta “moribundo” con solo una escasa cantidad de agua. Las áreas oscuras, que se podía ver como cambiaban estacionalmente, fueron consideradas entonces como extensiones de vegetación.​ La persona responsable de popularizar esta visión de Marte fue Percival Lowell (1855 – 1916), quien imaginó una raza de marcianos construyendo una red de canales para llevar agua desde los polos a los habitantes establecidos en el ecuador del planeta. A pesar de generar un tremendo entusiasmo público, las ideas de Lowell fueron rechazadas por la mayoría de los astrónomos. El consenso científico establecido por entonces es probablemente mejor resumido por el astrónomo inglés Edward Maunder (1851-1928), quien comparó el clima de Marte con “las condiciones sobre un pico de seis mil metros de altura en una isla del Ártico, donde solamente se podría esperar que sobreviviesen los líquenes”.

Mientras tanto, muchos astrónomos estaban refinando la herramienta de la espectroscopia planetaria con la esperanza de determinar la composición de la atmósfera de Marte. Entre 1925 y 1943, Walter Adams y Theodore Dunham del Observatorio del Monte Wilson intentaron identificar el oxígeno y el vapor de agua en la atmósfera marciana, con resultados generalmente negativos. El único componente de la atmósfera marciana conocida con certeza fue el dióxido de carbono (CO2) identificado espectroscópicamente por Gerard Kuiper en 1947.​ El vapor de agua no fue detectado inequívocamente en Marte hasta 1963.

La composición de los casquetes polares de Marte, se había asumido que estaban formados por hielo de agua desde los tiempos de Cassini (1666). Sin embargo, esta idea fue cuestionada por algunos científicos en el siglo XIX, que pensaron en el hielo de CO2 debido a la baja temperatura total del planeta y a la apreciable carencia evidente de agua. Esta hipótesis fue confirmada teóricamente por Robert Leighton y Bruce Murray en 1966.​ Actualmente se sabe que los casquetes invernales en ambos polos se componen principalmente de hielo de CO2, pero que permanece una capa permanente (o perenne) de hielo de agua durante el verano en el Polo Norte. En el Polo Sur, un pequeño casquete de hielo de CO2 permanece durante el verano, pero esta capa también está cubierta por el hielo de agua.

La pieza final del rompecabezas del clima marciano fue proporcionada por el Mariner 4 en 1965. Las granuladas imágenes de televisión enviadas por la nave espacial mostraron una superficie dominada por cráteres de impacto, lo que implicaba que la superficie era muy antigua y no había experimentado el nivel de erosión y actividad tectónica presente en la Tierra. Poca erosión significaba que el agua líquida no había desempeñado probablemente un papel grande en la geomorfología del planeta durante miles de millones de años. Además, las variaciones en las señales de radio de la nave espacial a medida que pasaba detrás del planeta permitían a los científicos calcular la densidad de la atmósfera. Los resultados mostraron una presión atmosférica inferior al 1% de la tierra en al nivel del mar, excluía de forma efectiva la existencia de agua líquida, que rápidamente herviría o se congelaría a presiones tan bajas.​ Estos datos generaron una visión de Marte como un mundo muy parecido a la Luna, pero con una tenue atmósfera capaz de mover el polvo alrededor alrededor del planeta. Esta visión de Marte duraría casi otra década, hasta que el Mariner 9 mostró un Marte mucho más dinámico, con indicios de que el ambiente del pasado del planeta fue menos inclemente que el actual.

El 24 de enero de 2014, la NASA informó acerca de que los vehículos exploradores Curiosity y Opportunity estaban buscando evidencias de antigua vida en Marte, incluyendo indicios de una biosfera basada en microorganismos de nutrición autótrofa, quimiótrofa y/o litótrofa, así como la antigua presencia agua, incluyendo planicies lacustres (llanuras relacionadas con ríos antiguos o lagos) que puedieran haber sido habitables.

Durante muchos años se pensó que los restos observados de las inundaciones fueron causados por la liberación de un acúmulo de agua global, pero una investigación publicada en 2015 revela depósitos regionales de sedimentos y de hielo formados 450 millones de años antes de convertirse en flujos de agua.​ Así, “la deposición de sedimentos de los ríos y el derretimiento glacial rellenaron cañones gigantes en el fondo del antiguo océano primordial que había ocupado las tierras bajas del norte del planeta”, y “fue el agua preservada en estos sedimentos de los cañones la que fue liberada más tarde formando grandes inundaciones, cuyos efectos pueden ser vistos hoy.”


Dos posibles océanos

La existencia de océanos en el Marte antiguo ya se ha sospechado antes y las características que recuerdan a las costas han sido identificadas con imágenes desde varias naves espaciales. Pero, aún así, sigue siendo un tema controvertido.

Por el momento, los científicos han propuesto dos posibles océanos: uno de hace 4.000 millones de años, cuando prevalecía un clima más cálido, y otro de 3.000 millones de años atrás cuando el hielo se fundió bajo la superficie después de un gran impacto y creó canales de salida que drenaban el agua hacia zonas de poca elevación.

“El instrumento MARSIS penetra profundamente en el suelo, dejando al descubierto los primeros 60-80 metros de subsuelo del planeta”, dice Kofman Wlodek, líder del equipo de radar en el IPAG. “A lo largo de toda esta profundidad, hemos visto evidencias de material sedimentario y de hielo”.
Los sedimentos revelados por MARSIS son áreas de baja reflectividad al radar. Estos sedimentos son normalmente materiales granulares de baja densidad que han sido erosionados por el agua y llevados por ella hasta su destino final.

Demasiado efímeros para formar vida

Este océano, sin embargo, habría sido temporal. En un millón de años o menos, según estimaciones Mouginot, el agua o se habría congelado allí mismo y conservado bajo tierra o se habría convertido en vapor y levantado poco a poco en la atmósfera.

“Yo no creo que pudiera haber quedado como un océano el tiempo suficiente como para llegar a formar vida”, explica el investigador. Con el fin de encontrar evidencia de vida, los astrobiólogos tendrán que buscar aún más atrás en la historia de Marte, cuando el agua líquida existió durante mucho más tiempo.

Sin embargo, este trabajo proporciona algunas de las mejores evidencias de que hubo alguna vez grandes cantidades de agua líquida en Marte y es una prueba más del papel del agua líquida en la historia geológica marciana. “Esto añade nuevas piezas de información para el rompecabezas, pero se mantiene la pregunta: ¿de dónde vino todo el agua?”, se pregunta Mouginot.

El Proceso del Nacimiento y Muerte de las Estrellas


Desde que una nube de hidrógeno empieza a contraerse por fuerzas gravitatorias hasta que es un cuerpo inerte, opaco, una estrella pasa por una serie de etapas, cada una de las cuales tiene un tamaño, luminosidad y proceso termonuclear distinto.


Nucleosíntesis estelar

En las regiones centrales de las estrellas, donde existe una alta presión y una elevada temperatura, se producen reacciones de fusión termonuclear, que originan la radiación que emite. La temperatura necesaria para que se produzcan estas reacciones tiene su origen en la contracción gravitatoria de las estrellas, y por tanto dependerá fundamentalmente de su masa. Esto implica que existirá un límite inferior de la masa de una estrella para que pueda radiar. Hay que resaltar que estas reacciones de fusión son el origen de todos los elementos más pesados que el hidrógeno que existen en el Universo.

En el centro de las estrellas de la secuencia principal (el 90% de las que existen) se dan unas condiciones de temperatura (107 K) y presión (103 atm) que hacen posible la fusión de los núcleos de hidrógeno para dar lugar a núcleos de helio. Estas reacciones se producen mediante diversos procesos, el más importante de los cuales es la cadena protón-protón o p-p, en la cual cuatro núcleos de 1H se fusionan para formar un núcleo de 4He.

En una etapa más evolucionada de la secuencia principal se produce la fusión del hidrógeno a través del denominado ciclo CNO, en el cual intervienen isótopos del carbono, del nitrógeno y del oxígeno, y donde el carbono tiene un papel de catalizador. Este ciclo produce más energía que la cadena p-p, sin embargo sólo se produce en los núcleos de las estrellas más calientes.

Una vez que se agota el hidrógeno central, la reacción de fusión se detiene, y roto el equilibrio entre la fuerza gravitacional y la fuerza hidrostática alimentada por el horno nuclear, se produce una contracción gravitatoria del núcleo. Como consecuencia de esta contracción se libera energía gravitacional y aumenta la temperatura, pudiendo iniciarse las reacciones de fusión de elementos más pesados.

En estrellas con masas superiores a 2 M, la implosión central hace que se alcancen en el centro temperaturas del orden de 100 millones de grados, lo que hace posible las reacciones de fusión del helio en carbono. El inicio de esta etapa puede ser muy rápido (en escala astronómica), que da lugar al denominado flash de helio.

En estrellas aún más masivas una nueva contracción al acabarse el helio supone un aumento adicional de la temperatura del núcleo, compuesto de las cenizas o productos de fusión del helio, generalmente carbono, nitrógeno y oxígeno. La temperatura alcanza valores de 500 millones de grados, produciéndose entonces la fusión del carbono para formar sodio.

En las estrellas supergigantes (10 M) se alcanza una etapa de fusión del oxígeno, para lo cual se requieren temperaturas del orden de mil millones de grados. El producto más abundante de esta reacción de fusión es el silicio. En estrellas supergigantes con masas mayores de 10 M se alcanzan temperaturas centrales de varios miles de millones de grados, produciéndose la fusión lenta del silicio para dar lugar principalmente al hierro. Al final de la evolución de estas estrellas se llega a una estructura en capas, en la que cada capa es rica en un tipo de isótopo en particular. El núcleo esta compuesto de 56Fe, que no puede experimentar sucesivas nucleosíntesis por ser a partir de este elemento reacciones endoenergéticas. Debido al fin de los procesos de producción de energía, la estrella colapsa por efecto de su gran densidad y explota en lo que se conoce como una explosión de supernova, donde se produce tal cantidad de energía que la estrella brilla tanto como una galaxia entera durante algunos días.

Para explicar la existencia de elementos más pesados que el hierro es necesario considerar reacciones nucleares de adicción de neutrones. Estas reacciones son más rápidas que las cadenas de fusión de la nucleosíntesis estelar, y se producen durante las explosiones de supernova.

El hidrógeno, combustible nuclear de las estrellas normales, y parte del helio, tiene su origen directamente en la Gran Explosión (Big Bang) que se supone el origen del Universo. Una prueba crucial de los modelos cosmológicos es predecir las abundancias correctas de hidrógeno y helio primigenio.

Fases de la evolución estelar.

Las fases evolutivas de una estrella de 1 M pueden resumirse en: protoestrella (duración 150 millones de años), etapa en la secuencia principal (10 000 millones de años), fase de gigante roja ( 1000 millones de años) y evolución hacia enana blanca ( 20 millones de años).

Para entender la evolución estelar hay que considerar el teorema de Russell-Vogt, que establece que la estructura física de una estrella está determinada únicamente por su masa y por su composición química. Estos dos parámetros serán, por tanto, los que fijen la posición de la estrella en el diagrama HR; la evolución de las estrellas va a estar determinada principalmente por la variación de la composición química, ya que la variación de la masa no es muy grande. A continuación se describen sucintamente las etapas más importantes.

Fase de secuencia principal.

Las estrellas inician su vida en la secuencia principal. En ella se produce la energía por medio de la fusión del hidrógeno en helio, y es la etapa más larga de la evolución estelar; es por ello que a estas estrellas se las distinga como normales (tal como es el Sol). La duración de esta fase corresponde al tiempo necesario para que una masa crítica del hidrógeno central se fusione en helio; la fracción que representa esta masa crítica respecto al total de la estrella es de 7-10%. Puede estimarse la vida en la secuencia principal de una estrella suponiendo que toda la masa crítica se transforma en energía según la relación E = m c2, y conociendo su luminosidad.

Considerando la relación empírica masa-luminosidad para las estrellas de la secuencia principal se observa que la duración de la fase de secuencia principal sea menor cuanto mayor es la masa de la estrella, pues las estrellas más masivas emiten más energía por unidad de tiempo que las menos masivas, y por tanto consumen antes su combustible nuclear.

La masa de las estrellas en la secuencia principal aumenta a medida que se sube hacia el extremo de altas temperaturas efectivas. Las estrellas con una masa inferior a 0.08 M tienen una temperatura central demasiado baja para producir reacciones nucleares de fusión de hidrógeno, y por tanto se denominan enanas marrones. Se cree que pueden contribuir significativamente a la masa oscura del Universo.

Etapa gigante roja

A medida que se va consumiendo el hidrógeno central, el helio va reemplazando al hidrógeno. Al agotarse el hidrógeno las reacciones nucleares cesan, y la temperatura y presión del núcleo de helio disminuyen. Esto produce un colapso gravitatorio del núcleo, y se libera energía en el proceso. Como consecuencia, las capas exteriores se calientan y se dilatan, con lo que aumenta el tamaño de la estrella y disminuye su temperatura efectiva. Por otro lado, el aumento de temperatura en la capa de hidrógeno que rodea al núcleo de helio inicia ahí las reacciones de fusión del hidrógeno, y aumenta por tanto la luminosidad de la estrella. En el diagrama HR, la estrella se desplaza hacia la zona de gigante roja, ya que aumenta su tamaño y su color se desplaza hacia el rojo (ley de Wien).

Por medio de sucesivas contracciones del núcleo se van iniciando las reacciones de fusión de elementos cada vez más pesados. Debido a esto, el tamaño de la estrella disminuye mientras su luminosidad se mantiene casi constante. La estrella evoluciona hacia su estado final moviéndose hacia la izquierda en el diagrama HR.

Etapas finales de la evolución

Para las estrellas de la secuencia principal, el equilibrio hidrostático está definido por la presión hidrostática o gaseosa. En las fases finales, con la materia del centro de la estrella nuclearmente inerte y sometida a elevadísimas presiones por efecto de su gran densidad, las fuerzas de compresión gravitatorias son compensadas por una presión de origen cuántico, la denominada presión de degeneración electrónica.

El equilibrio entre estas dos presiones se mantiene hasta una masa igual a 1.44 M (límite de Chandrasekar). Si la estrella final se encuentra por encima de este límite, se tiene una enana blanca; si por el contrario la masa es mayor que el límite, se produce el colapso gravitatorio, hasta que una nueva presión de degeneración neutrónica contrarresta las fuerzas gravitatorias.

Sin embargo, para masas superiores a 5 M, esta presión de degeneración no es suficientemente intensa y el colapso gravitatorio no se detiene hasta que toda la masa se concentra en un punto de densidad infinita, que constituyen los agujeros negros. La gravedad de estos objetos es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ellos, de ahí su nombre. El radio de un agujero negro, el denominado horizonte de sucesos, está definido por el radio de Schwarzschild.

El horizonte de sucesos es la superficie esférica dentro de la cual nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Por lo tanto, el horizonte de sucesos separa causalmente al agujero negro del resto del Universo, y esconde en su interior la singularidad.

Así es Oumuamua, “el mensajero que llegó el primero”


El Pais

  • El primer asteroide del espacio interestelar pasó junto a la Tierra y se marchó del Sistema Solar

Recreación del asteroide Oumuamua, de medio kilómetro de longitud. ESO / epv

Quienes hayan leído Cita con Rama (Clarke, 1973) habrán experimentado estos días una cierta sensación de dejà-vu. Para quienes no la conozcan, la acción se sitúa a mediados del próximo siglo y narra el descubrimiento y exploración de una inmensa nave extraterrestre que entra en el Sistema Solar. Es un cilindro hueco, habitado en su interior, de veinte kilómetros de diámetro por cincuenta de largo. Rama, que así se bautiza el artefacto, llega desde el espacio interestelar, no desde ningún planeta del Sistema Solar y no muestra el mínimo interés por el nuestro. De hecho, ignora por completo a la Tierra antes de acelerar hacia un nuevo destino extragaláctico.

Miles de astrónomos y aficionados han recodado ese argumento en las últimas semanas. En la novela, Rama es detectado por un sistema automático de localización de asteroides, para evitar la repetición de una catástrofe como la que supuso la ficticia destrucción de Venecia por el impacto de un meteoro; pues bien, el 19 de octubre pasado un telescopio robótico de Hawaii, dedicado precisamente a localizar pequeños cuerpos celestes próximos a la Tierra, descubrió lo que parecía un nuevo cometa entre las órbitas de la Tierra y Marte.

El recién llegado no desarrolló cola, y a los pocos días se reclasificó simplemente como un asteroide sin mayor interés. Pero las sorpresas empezaron al calcular los parámetros de su órbita.

Cuando fue descubierto, el asteroide había pasado ya por su perihelio y estaba en órbita de salida, alejándose del Sol. Nadie le había visto llegar. Pero su velocidad no dejaba lugar a dudas: Provenía del espacio interestelar. Y a él volvería en un viaje cuya duración se mide en cientos de miles, si no cientos de millones de años.

El 19 de octubre pasado un telescopio robótico de Hawaii, dedicado a localizar pequeños cuerpos celestes próximos a la Tierra, descubrió lo que parecía un nuevo cometa entre las órbitas de la Tierra y Marte

Unas pocas observaciones y muchos cálculos permitieron establecer que su trayectoria original venía aproximadamente de la dirección de Vega, una estrella joven, en la constelación de Lyra, a la que no se conocen planetas (otra coincidencia: la novela Contact, de Carl Sagan, luego llevada al cine, también ponía el origen del misterioso mensaje extraterrestre en esa misma estrella. Quizás por su relativa proximidad a nosotros: sólo 25 años luz).

Quizás conviene aclarar que es muy dudoso que ese asteroide tenga su origen en los alrededores de Vega. Hace unos ochocientos mil años, cuando se calcula que estaba a la distancia de Vega, Vega ni siquiera había llegado a la posición que hoy ocupa.

Se le asignó el anodino nombre A/2017 U1, una denominación nueva, que inauguraba otra clase en la clasificación de objetos celestes: “Interestelares”. El equipo responsable del descubrimiento tenía derecho a bautizarlo con un nombre más atractivo. Y escogieron una palabra en hawaiano: “Oumuamua” que viene a significar “el mensajero que llegó el primero”.

A su llegada se movía a unos 100.000 kilómetros por hora; esa cifra se triplicó en el momento en que pasó. Porque pasó increíblemente cerca, enhebrándose muy por dentro de la órbita de Mercurio. Esto le había provocado un fortísimo cambio de trayectoria de casi 300 grados, lo que lo ponía en dirección a la constelación de Pegaso.

Este tipo de alteraciones de rumbo son corrientes cuando se lanzan sondas interplanetarias, sobre todo, las dirigidas hacia los planetas exteriores. Las GalileoCassiniJuno, por poner sólo unos ejemplos recientes, utilizaron esta maniobra, llamada de “asistencia gravitatoria” tanto para ajustar su rumbo como su velocidad hacia sus objetivos. Puestos a fantasear, si Oumuamua fuera un objeto artificial, sus constructores no podrían haberlo hecho mejor para ajustar su trayectoria hacia otro destino.

A tales velocidades, es claro que estaría muy poco tiempo al alcance de los telescopios, así que varios observatorios se apresuraron a analizar sus características. Entre ellos, el del Roque de los Muchachos, en la Palma, que consiguió fotografiarlo a finales de octubre: Un simple punto luminoso frente a una campos de estrellas movidas durante la exposición. Y también lo siguen varios telescopios gigantes en Sudamérica y Hawaii. Y el Hubble (en el rango visible) y el Spitzer (en el infrarrojo)

La curva de luz, o sea las variaciones de brillo al girar sobre sí mismo, apuntaba otra sorpresa: no era de forma esferoide ni irregular; más bien alargada, como un cigarro. Y va dando tumbos alrededor de su eje transversal (el más corto: cosas del momento de inercia)

Su día –deducido de esas variaciones- dura unas siete horas. Asumiendo una superficie oscura como la de otros asteroides, se le estima una longitud de algo menos de medio kilómetro por una anchura ocho o quizás diez veces inferior y mucho menor que, por ejemplo, el cometa 67P que visitó hace unos años la sonda Rosetta. Entre el medio millón de objetos que actualmente se tienen bajo vigilancia, nunca se había visto nada con una forma semejante. Otra vez las comparaciones con el ficcional Rama parecen inevitables.

El análisis espectroscópico de su luz apunta, además a un predominio de las longitudes de onda bajas: Oumuama tiene un matiz rojizo. Quizás a consecuencia de los cambios que han sufrido sus minerales debido al bombardeo de radiación cósmica durante su larguísima odisea por el espacio. Aunque también hay voces que aseguran que, puestos a construir una nave interplanetaria, nade se opone a no pintarla de rojo.

Para completar las similitudes con Rama sólo faltaría que Oumuama fuese hueco. Pero no es el caso. Lo más probable es que está compuesto por roca sólida y no por desechos aglomerados, como algunos cometas. Tiene que serlo para haber resistido las fuerzas de marea que genera un paso tan cercano junto al Sol así como su propia fuerza centrífuga; ambos factores tienden a fragmentarlo.

Ha habido propuestas para construir a toda prisa una sonda que se vaya a cazarlo y pueda investigarlo en detalle antes de que desaparezca. O incluso depositar en él algún instrumento científico. Aunque el tiempo es muy justo, hay quien dice que quizás podría haberse intentado. Hasta ahora, el récord de velocidad lo tienen las dos sondas alemanas Helios que, al pasar por el perihelio, alcanzaron los 250.000 Km/h. Casi como el Oumuamua. Pero no lo suficiente, claro.

Como todos los cometas cuando van en trayectoria de salida, el Oumuamua ha ido perdiendo velocidad aunque aún se mantiene por encima de los 25 kilómetros por segundo. A ese ritmo en primavera pasará a la distancia de Júpiter y en 2019, a la de Saturno. Para alcanzarlo, cualquier vehículo que pudiera lanzarse ahora (suponiendo que ya estuviera disponible) tendría que ir mucho más rápido que cualquier otro jamás construido. Y al llegar allí, salvo que se utilizasen complicados sistemas de maniobra, el encuentro sólo duraría una fracción de segundo.

Sin duda, Arthur Clarke hubiese disfrutado con este nuevo descubrimiento. Al fin y al cabo, dos de sus profecías se han cumplido o están en camino: los satélites de comunicaciones y la posibilidad de vida en Europa. ¿Por qué Rama no podría ser la tercera?

Curiosity


La Mars Science Laboratory (abreviada MSL), conocida como Curiosity, del inglés ‘curiosidad’, es una misión espacial que incluye un astromóvil de exploración marciana dirigida por la NASA. Programada en un principio para ser lanzada el 8 de octubre de 2009 y efectuar un descenso de precisión sobre la superficie del planeta en 2010 entre los meses de julio y septiembre, fue finalmente lanzado el 26 de noviembre de 2011 a las 10:02 am EST, y aterrizó en Marte exitosamente en el cráter Gale el 6 de agosto de 2012, aproximadamente a las 05:31 UTC enviando sus primeras imágenes a la Tierra.

La misión se centra en situar sobre la superficie marciana un vehículo explorador (tipo rover). Este vehículo es tres veces más pesado y dos veces más grande que los vehículos utilizados en la misión Mars Exploration Rover, que aterrizaron en el año 2004. Este vehículo lleva instrumentos científicos más avanzados que los de las otras misiones anteriores dirigidas a Marte, algunos de ellos proporcionados por la comunidad internacional. El vehículo se lanzó mediante un cohete Atlas V 541. Una vez en el planeta, el rover tomó fotos para mostrar que aterrizó con éxito. En el transcurso de su misión tomará docenas de muestras de suelo y polvo rocoso marciano para su análisis. La duración prevista de la misión es de 1 año marciano (1,88 años terrestres). Con un radio de exploración mayor a los de los vehículos enviados anteriormente, investigará la capacidad pasada y presente de Marte para alojar vida.

Autorretrato de octubre de 2012 hecho por el Curiosity en Marte de sí mismo. La imagen es una serie de 55 fotografías de alta resolución posteriormente unidas

Objetivos

El MSL tiene cuatro objetivos: Determinar si existió vida alguna vez en Marte, caracterizar el clima de Marte, determinar su geología y prepararse para la exploración humana de Marte. Para contribuir a estos cuatro objetivos científicos y conocer el objetivo principal (establecer la habitabilidad de Marte) el MSL tiene ocho cometidos:

Evaluación de los procesos biológicos:

  • 1.º Determinar la naturaleza y clasificación de los componentes orgánicos del carbono.
  • 2.º Hacer un inventario de los principales componentes que permiten la vida: carbono, hidrógeno, nitrógeno, oxígeno, fósforo y azufre.
  • 3.º Identificar las características que representan los efectos de los procesos biológicos.

Diagrama esquemático del rover con sus componentes planeados.

Diagrama esquemático del rover con sus componentes planeados.

Objetivos geológicos y geoquímicos:

  • 4.º Investigar la composición química, isotópica y mineral de la superficie marciana.
  • 5.º Interpretar el proceso de formación y erosión de las rocas y del suelo.

Evaluación de los procesos planetarios:

  • 6.º Evaluar la escala de tiempo de los procesos de evolución atmosféricos.
  • 7.º Determinar el estado presente, los ciclos y distribución del agua y del dióxido de carbono.

Evaluación de la radiación en superficie:

  • 8.º Caracterizar el espectro de radiación de la superficie, incluyendo radiación cósmica, erupciones solares y neutrones secundarios.

Especificaciones

Se esperaba que el vehículo rover tuviera un peso de 899 kilogramos incluyendo 80 kilogramos en instrumentos y equipo de análisis científico, en comparación a los usados en la Mars Exploration Rover cuyo peso es de 185 kg, incluyendo 5 kg de equipo en instrumental científico. Con una longitud de 2,7 m la misión MSL será capaz de superar obstáculos de una altura de 75 cm y la velocidad máxima de desplazamiento sobre terreno está estimada en 90 metros/hora con navegación automática, sin embargo se espera que la velocidad promedio de desplazamiento sea de 30 metros/hora considerando variables como dificultad del terreno, deslizamiento y visibilidad. Las expectativas contemplan que el vehículo recorra un mínimo de 19 km durante dos años terrestres.

Fuente de energía

El Mars Science Laboratory utiliza un “Generador termoeléctrico de radioisótopos” (RTG) fabricado por Boeing; este generador consiste en una cápsula que contiene radioisótopos de plutonio-238 y el calor generado por éste es convertido en electricidad por medio de un termopar, produciendo así 2.5 kilovatios-hora por día. Aunque la misión está programada para durar aproximadamente dos años, el generador RTG tendrá una vida mínima de catorce años.

Carga útil de instrumentos propuesta

Actualmente se han elegido 12 instrumentos para el desarrollo de la misión:

Cámaras (MastCam, MAHLI, MARDI, Hazcams, Navcams)

Todas las cámaras han sido desarrolladas por Malin Space Science Systems; todas comparten un diseño común en cuanto a componentes tales como dispositivos para el procesamiento instantáneo de imágenes, y sensores CCD de 1600 X 1200

  • MastCam: Este sistema proporciona imágenes en múltiples espectros y en color real a través de cámaras con visión estereoscópica (tridimensional). Las tomas en color real son de 1200 x 1200 pixeles y a una velocidad de 10 cuadros por segundo, en un formato de video de alta definición de 1280 x 720. En contraste con la cámara panorámica usada en la misión MER la cual solo puede generar imágenes de 1024 x 1024 en blanco y negro. La rueda con los filtros, diseñada para la toma de imágenes en distintos espectros, usada en la misión MER, también será utilizada en la MastCam.
  • Mars Hand Lens Imager (MAHLI): Este sistema consiste en una cámara montada en un brazo robótico del rover, y se usará para obtener tomas microscópicas de las rocas y suelo marciano, del mismo modo que el MI usado en la MER, aunque a diferencia de este, será capaz de tomar imágenes en color verdadero de 1600 x 1200 pixeles y con una resolución de 12.5 micrómetros por pixel. MAHLI tiene iluminación a base de leds en luz blanca y ultravioleta para la toma de imágenes en la oscuridad o fluorescentes. MAHLI tiene enfoque mecánico en un rango de infinito a distancias milimétricas.
  • MSL Mars Descent Imager (MARDI): Durante el descenso a la superficie marciana MARDI será capaz de lograr tomas de imágenes en color de 1600 x 1200 pixeles comenzando a una distancia de 3.7 kilómetros hasta los 5 metros de altura respecto del suelo. El manejo de imágenes a través de MARDI permitirá hacer un mapeo del terreno circundante y del sitio de aterrizaje. El 16 de septiembre del 2007 la NASA anunció que MARDI no sería incluido en la misión debido a problemas de fondos económicos. MARDI fue subsecuentemente reafirmado, después de que la Malin Space Science Systems aceptó que no habría costos adicionales a la NASA para su inclusión. MARDI tomará imágenes a razón de 5 cuadros por segundo durante cerca de 2 minutos, en el descenso.
  • Hazard Avoidance Cameras (Hazcams): En el MSL se utilizarán cuatro pares de cámaras de navegación en blanco y negro situadas en la parte delantera, izquierda, derecha y trasera del vehículo. Las cámaras de evasión de riesgos (también llamado Hazcams) se utilizan para la prevención de riesgos en las unidades del rover y para la colocación segura del brazo robótico en las rocas y en los suelos. Las cámaras se utilizan para captar la luz visible en tres dimensiones (3-D) de las imágenes. Las cámaras tienen unos 120 grados de campo de visión y un mapa del terreno de hasta 3 metros (10 pies) en frente del vehículo. Estas imágenes de salvaguarda sirven para que el vehículo no choque inadvertidamente contra obstáculos inesperados, y trabaja en conjunto con el software que permite que el rover se desplace con seguridad.
  • Navigation Cameras (Navcams): El MSL utiliza dos pares de cámaras de navegación en blanco y negro montadas sobre el mástil de apoyo para la navegación del suelo. Las cámaras se utilizan para captar la luz visible en tres dimensiones (3-D) de imágenes. Las cámaras tienen unos 45 grados de campo de visión.

Espectrómetros

  • ChemCam: ChemCam es un sistema de espectroscopia de colapso inducida por rayo láser (LIBS -siglas en inglés), el cual puede apuntar a una roca a una distancia de 13 metros, vaporizando una pequeña cantidad de los minerales subyacentes en ella y recogiendo el espectro de luz emitida por la roca vaporizada usando una cámara con una resolución angular de 80 microradianes. Está siendo desarrollada por el Laboratorio Nacional de Los Álamos y el laboratorio francés CESR (a cargo del rayo láser). Utiliza un rayo láser infrarrojo con una longitud de onda de 1067 nanómetros y un pulso de 5 nanosegundos, que enfocará en un punto de 1 GW/cm2, depositando 30 mJ (milijulios) de energía. La detección se logrará entre los 240 y los 800 nanómetros. En octubre del 2007 la NASA anunció que se detenía el desarrollo del dispositivo debido a que el costo había llegado a un 70 % del costo proyectado y se terminaría solo con el dinero ya proporcionado. El Laboratorio Nacional de Los Álamos afirmó que el sobrecosto se debió a los requerimientos impuestos por la misión del rover y el ahorro en costos era mínimo debido a que el dinero provenía de la CNES francesa.
  • Espectrómetro de rayos X por radiación alfa (APXS): Este dispositivo irradiará muestras con partículas alfa y permitirá su análisis a partir del espectro generado por los rayos X reemitidos. Está siendo desarrollado por La Agencia Espacial Canadiense, para determinar la composición elemental de muestras. El sistema APXS es una forma de PIXE. Instrumentos similares fueron incluidos en la misión Mars Pathfinder y en la Mars Exploration Rovers.
  • CheMin: Chemin es la abreviación usada para el Instrumento de análisis químico y mineralógico a través de la difracción y fluorescencia de rayos X, el cual cuantifica y analiza la estructura de los minerales contenidos en una muestra. Es desarrollado por el doctor David Blake en el NASA Ames Research Center y el NASA Jet Propulsion Laboratory
  • Análisis de muestras en Marte (SAM): El instrumento así denominado, analizará muestras sólidas y gaseosas en búsqueda de compuestos orgánicos. Está siendo desarrollado por el Centro de vuelo espacial Goddard de la NASA y el Laboratoire Inter-Universitaire des Systèmes Atmosphériques (LISA) (Laboratorio Inter-Universitario de Sistemas Atmosféricos). SAM consiste en un sistema de manipulación de muestras con 74 copas las cuales pueden ser calentadas a una temperatura de 1000 °C para enriquecer y derivar moléculas orgánicas de la muestra misma. El espectrómetro de cromatografía de gases es un espectrómetro cuadripolar con una rango de masa Dalton de 2-235 el cual obtiene información a través de las seis columnas cromatográficas de gases. El espectrómetro láser ajustable es capaz de medir radios de isótopos de carbono y oxígeno en el dióxido de carbono.

Detectores de radiación

  • Detector por evaluación de radiación (RAD): Este instrumento analizará toda la gama e intensidad de radiación espacial y radiación solar que recibe la superficie de Marte, con el objetivo de diseñar protección contra la radiación para exploradores humanos. Este instrumento está financiado por la NASA y desarrollado por la universidad Southwest Research Institute (SwRI) en EE.UU. y la universidad alemana Christian-Albrechts-Universität zu Kiel.
  • Albedo dinámico de neutrones (DAN): DAN es una fuente pulsante de neutrones, la cual será utilizada para medir la concentración de hidrógeno o agua bajo la superficie cercana. Este instrumento es proporcionado por la Agencia Espacial Federal Rusa.

Sensores medioambientales

  • Estación de supervisión ambiental rover (REMS): Esta es una estación meteorológica que medirá la presión atmosférica, humedad, dirección y fuerza del viento, así como la temperatura ambiental y los niveles de radiación ultravioleta. El desarrollo del equipo ha sido liderado por el Centro de Astrobiología con el apoyo del Centro para el Desarrollo Tecnológico Industrial y el Ministerio de Educación y Ciencia, el Ministerio de Defensa a través del Instituto Nacional de Técnica Aeroespacial de España y con la colaboración de Finnish Metereological Institute (Vídeo oficial del aparato REMS).

Instrumentación para el ingreso, descenso y aterrizaje (MEDLI)

El objetivo del módulo MEDLI es medir la densidad de la atmósfera exterior, así como la temperatura y función del escudo térmico de la sonda durante su ingreso a la atmósfera marciana. Los datos obtenidos serán utilizados para entender y describir mejor la atmósfera marciana y ajustar los márgenes de diseño y procedimientos de entrada requeridos para las sondas futuras.

Sistema de aterrizaje

Etapas del ingreso, descenso y aterrizaje del MSL.

Se utilizó una técnica de guiado atmosférico, que es la misma que utilizó el Apolo 11 en su visita a la Luna. La nave entró por guiado balístico al planeta. Luego, con retrocohetes, se cambió el ángulo de trayectoria se modificó la entrada atmosférica. Se produjo entonces una fuerza de sustentación para el guiado final del vehículo que permitió controlar la dirección de la nave y así achicar la zona de descenso. Es entonces que se pasó a la etapa del paracaídas.

La última etapa de descenso comenzó a los 1800 metros, a una velocidad de 300 kilómetros por hora. Se encendieron los retrocohetes de la estructura del robot después de que el sistema de navegación detectase que éste se separó del paracaídas. No se optó la técnica de las bolsas de aire utilizadas en 2004 con Spirit y Opportunity pues hubiera rebotado unos dos kilómetros, muy lejos del lugar ideal que se había planificado aterrizar. Se pensó en aterrizar con patas, como hicieron los astronautas en la Luna, pero se hubiese quedado a un metro de altura, lo que hubiese hecho difícil bajar de allí. Por otra parte las rampas metálicas o de aire no hubiesen tenido lugar dentro de la nave espacial. Además las patas pueden apoyarse sobre rocas o depresiones profundas y puede ser difícil salir luego de allí.

Se buscó entonces la alternativa innovadora del descenso con paracaídas y una grúa con retrocohetes. Este sistema de descenso es llamado Skycrane. A los 23 metros de altura la grúa descendió el vehículo con cables lo que permitió aterrizar en terrenos accidentados, con las ruedas ya en el terreno listo para moverse.

Sitios de aterrizaje propuestos

  • Delts Eberswalde (24° S, 327° E)
  • Cráter Holden (26.4° S, 325.3° E)
  • Cráter Gale (4.6° S, 137.2° E) (elegido)
  • Mawrth Vallis (24° N, 341° E)
  • Nili Vallis (21° N, 74° E)
  • Cráter Miyamoto (2.9° S, 7° W)
  • South Meridiani Planum (3.0° S, 5.4° W)
Mars Science Laboratory (MSL)
Organización NASA
Tipo de misión Vehículo explorador tipo rover
Lanzamiento 26 de noviembre 16:02, 2011
Cohete Atlas V 541
Reingreso 6 de agosto 2012, 20:12 EDT (7 de agosto 2012, 02:12 CEST)
Duración 1 año marciano (1,88 años terrestres; 686 días)
Masa 899 kg
Energía Generador termoeléctrico de radioisótopos (RTG)
Web Sitio de la NASA para la misión MSL

Resuelto el enigma del inesperado frío en Plutón


ABC.es

  • Un nuevo análisis de la atmósfera del planeta enano explica por qué la nave espacial New Horizons midió temperaturas mucho más bajas de lo previsto

La nave espacial New Horizons cambió en 2015 mucho de lo que los científicos creían saber sobre Plutón. Tan solo unos días después de que la misión alcanzara su máxima aproximación al planeta enano, el panorama descrito resultaba sorprendente: tortuosas cordilleras, hielos que fluyen, una espesa neblina y, entre otros descubrimientos, las mediciones reales de su temperatura, que resultó ser mucho más baja de la pronosticada a partir de la composición del gas de la atmósfera. El motivo del frío gélido a 50 km sobre la superficie de este mundo más pequeño que la Luna ha sido un misterio desde entonces, pero un nuevo estudio publicado este miércoles en la revista «Nature» propone una solución al enigma. El culpable ya ha sido mencionado: la niebla.

Según los investigadores, son las partículas de la neblina y no los gases los que controlan la temperatura atmosférica de Plutón, lo que convierten este cuerpo planetario en un lugar único en el Sistema Solar. Nunca antes se había visto nada semejante.

El mecanismo de enfriamiento implica la absorción de calor por las partículas de neblina, que luego emiten radiación infrarroja, enfriando la atmósfera al irradiar energía al espacio. El resultado es una temperatura atmosférica insoportable de aproximadamente -203º C en lugar de los -173º C previstos, que tampoco son pocos.

El principal autor del estudio, Xi Zhang, profesor asistente de Ciencias Planetarias y de la Tierra en la Universidad de California en Santa Cruz (EE.UU.), cree que el exceso de radiación infrarroja de las partículas de neblina en la atmósfera de Plutón debería ser detectable por el futuro Telescopio Espacial James Webb una vez que abra sus ojos en 2019, lo que confirmaría la hipótesis de su equipo.

Superficie rojiza

Las imágenes de la New Horizons muestran extensas capas de bruma, resultado de reacciones químicas en la atmósfera superior, donde la radiación ultravioleta del Sol ioniza nitrógeno y metano, que reaccionan para formar pequeñas partículas de hidrocarburo de decenas de nanómetros de diámetro. A medida que estas diminutas partículas se hunden a través de la atmósfera, se unen para formar agregados que crecen a medida que descienden, y eventualmente se depositan en la superficie.

«Creemos que estas partículas de hidrocarburos están relacionadas con el material rojizo y marrón que se ve en las imágenes de la superficie de Plutón», dice Zhang.

Los investigadores están interesados en estudiar los efectos de las partículas de neblina en el control de la temperatura de otros cuerpos planetarios, como Tritón, luna de Neptuno, y Titán, satélite de Saturno. Sus hallazgos también pueden ser relevantes para la investigación de planetas extrasolares con atmósferas difusas.

 

Mariner 9


La sonda Mariner 9 fue utilizada como parte del programa Mariner para la exploración de Marte. Mariner 9 fue lanzada hacia su destino el 30 de mayo de 1971, llegando a Marte el 13 de noviembre del mismo año, convirtiéndose en la primera nave espacial que orbitó otro planeta. Científicamente constituyó una continuación de las observaciones de Marte adquiridas por las sondas Mariner 6 y 7 mostrando claras fotografías de la superficie marciana oculta al inicio de la misión por grandes tormentas de arena.

Mariner_89

Introducción

El proyecto Mariner Mars 71 fue una misión formada por dos naves que debían orbitar Marte en misiones complementarias, pero debido al fallo del Mariner 8 en el lanzamiento, solo se pudo realizar con una sonda. La nave Mariner 9 recogió los objetivos de la fallida misión (mapear el 70% de la superficie marciana) y sus propios objetivos (estudiar los cambios temporales en la atmósfera y la superficie). La Mariner 9 fue la primera sonda en orbitar con éxito otro planeta.

La superficie planetaria de Marte debía ser mapeada con la misma resolución prevista para la misión inicial, a pesar de que la resolución de las imágenes de las regiones polares debía descender debido a la mayor distancia a la superficie de esta sonda respecto a la Mariner 8.

La nave

La sonda Mariner 9 fue construida sobre una estructura octogonal de magnesio, de 45,7 cm de altura y 138,4 cm en diagonal. Montados en la parte superior de la estructura se encontraban dos tanques de propulsión con el combustible, el motor de maniobras orbitales, una antena de baja ganancia de 1,44 m de largo y una antena parabólica para las comunicaciones con la Tierra.

Una plataforma móvil estaba montada en la parte baja de la estructura, donde estaban acoplados los instrumentos científicos (cámaras de TV de ángulo ancho y estrecho, radiómetro infrarrojo, espectrómetro ultravioleta y espectrómetro interferómetro infrarrojo).

La altura total de la nave era de 2,28 m y la masa en el momento del lanzamiento fue de 974 kg, de los que 415 kg eran de combustible. La instrumentación científica tenía un peso total de 63,1 kg. La electrónica para las comunicaciones, comandos y control de la sonda estaban dentro de la estructura principal.

Para obtener electricidad la sonda tenía 4 paneles solares con unas dimensiones de 90 x 215 cm, extendidos desde la parte superior de la estructura. Cada grupo de dos paneles solares media 6,89 m de lado a lado. La energía de la nave la proporcionaban un total de 14.742 células solares en los 4 paneles con una superficie total de 7,7 m². La producción de electricidad llegaba a los 800 W en la Tierra y a 500 W en la órbita marciana. La energía era almacenada en baterías de níquel-cadmio con una capacidad de 20 A/h.

La propulsión se obtenía por medio de un motor con un empuje máximo de 1340 N y que podía reencenderse más de 5 veces. El propelente era monometil hidracina y tetróxido de nitrógeno. Dos conjuntos de seis toberas de orientación de gas nitrógeno estaban colocadas al final de los paneles solares.

La orientación se obtenía con la localización realizada por un sensor solar, un seguidor de estrellas, giroscopios y una unidad de referencia inercial junto a un acelerómetro. La sonda tenía un sistema de control termal pasivo basado en el uso de paneles móviles en las ocho caras de la nave y de aislantes térmicos.

El control de la sonda lo llevaba un ordenador central y un secuenciador que tenía una memoria de hasta 512 palabras. El sistema de comandos estaba programado con 86 comandos directos, 4 comandos cuantitativos y 5 comandos de control. Los datos eran almacenados en un grabador de cinta digital reel to reel. La cinta de 168 m y 8 pistas podía almacenar 180 millones de bits grabados a una velocidad de 132 kbits/s. El envío de los datos a la Tierra podía ser realizado a 16, 8, 4, 2 y 1 kbit/s, usando dos pistas al mismo tiempo.

Las telecomunicaciones se llevan a cabo por dos transmisores en banda S de 10 y 20 W y se recibían por un receptor a través de la antena parabólica de alta ganancia, la antena de cuerno de media ganancia o la antena de baja ganancia omnidireccional.

La misión

La sonda fue lanzada en una trayectoria directa a Marte de 398 millones de km por un cohete Atlas-Centaur SLV-3C (AC-23). La separación del cohete ocurrió a las 22:36 GMT, unos 13 min después del despegue. Los cuatro paneles solares se desplegaron a las 22:40 GMT y los sensores encontraron el Sol hacia las 23:16 GMT, poco después de que la sonda abandonara la sombra de la Tierra. La adquisición de la estrella Canopus ocurrió a las 02:26 GMT el 31 de mayo.

La primera maniobra de corrección de la trayectoria tuvo lugar el 5 de junio. La nave Mariner 9 llegó a Marte el 13 de noviembre de 1971 tras 166 días de vuelo. Un encendido del motor principal de 15 min y 23 s colocó a la nave en órbita marciana, convirtiendo de esta manera a esta sonda en la primera en orbitar otro planeta. La nave quedó colocada con una órbita que tenía un periapsis de 1.398 km y un periodo de 12 h y 34 min. Dos días después, un encendido del motor de 6 s cambió el periodo orbital a 12 h con un periapsis de 1.387 km. Se realizó una maniobra de corrección de la trayectoria el 30 de diciembre durante la órbita 94 que elevó el periapsis hasta los 1.650 km y dejó el periodo orbital en 11 h, 59 min y 28 s de manera que se pudieran realizar transmisiones de datos sincronizadas con la antena de 64 m de Goldstone.

La realización de fotografías de la superficie de Marte fue retrasada indefinidamente debido a una gran tormenta marciana que había comenzado el 22 de septiembre de 1971 en la región de Noachis. La tormenta creció rápidamente hasta convertirse en la mayor tormenta de arena jamás observada en Marte. Cuando la nave llegó al planeta no se podía apreciar ningún detalle de la superficie, excepto las cimas de Olympus Mons y los tres volcanes de Tharsis. La tormenta fue desapareciendo durante noviembre y diciembre por lo que pudieron comenzar las operaciones normales de la sonda.

Los instrumentos de la nave obtuvieron numerosos datos sobre presiones, densidades y composición de la atmósfera, así como de la composición, temperatura, gravedad y topografía de la superficie. En total se enviaron a la Tierra 54 mil millones de bits de datos científicos, incluyendo 7.329 fotografías que cubrieron al planeta por completo. Tras agotar el gas para controlar la orientación de la nave, la nave fue apagada el 27 de octubre de 1972, tras casi un año de operaciones. Mariner 9 fue dejada en órbita marciana, la cual no decaerá hasta al cabo de 50 años, cuando la sonda penetrará en la atmósfera del planeta rojo.

La misión Mariner 9 fue un éxito rotundo ya que se consiguió el primer mapa global de Marte, incluyendo las primeras vistas detalladas de los volcanes, el Valle Marineris, los casquetes polares y los satélites Fobos y Deimos. Además proporcionó información sobre las tormentas de polvo globales, el campo gravitatorio variable por zonas y evidencias de actividad erosiva por parte del viento.

Instrumentos

Fotografía por televisión

Consistía en una cámara de televisión vidicon de 5 cm que transmitía fotografías desde Marte. Era capaz de transmitir fotografías filtradas de baja resolución y fotografías sin filtrar de alta resolución. Cada imagen tenía un total de 700 por 380 píxeles y su resolución variaba entre las 500 m/línea TV a los 50 m/línea TV si eran tomadas a unos 2.000 km de altura. En total obtuvo más de 7.300 fotografías de la superficie marciana, sus satélites, Saturno y algunas estrellas.

Radiómetro Infrarrojo (IRR)

El radiómetro infrarrojo del Mariner 9 estaba diseñado para estudiar la superficie de Marte, las temperaturas del suelo en función de la hora local midiendo la energía radiada entre las 8-12 micras y las 18-25 micras, lo que permitía conocer los flujos de energía y las posibles ‘zonas calientes’ debidas a fuentes termales y las zonas frías de los polos. Operó con normalidad durante toda la misión.

Ocultación en Banda-S

El desplazamiento Doppler de la señal de telemetría en banda-S ocurrido durante la ocultación de la sonda por Marte proporcionaba información sobre la distribución vertical del índice de refracción de la atmósfera marciana, lo que permitía conocer la distribución vertical de los iones y las moléculas neutras.

Mecánica celestial

Se realizó un experimento de mecánica celeste para el análisis de la trayectoria orbital a través de los datos de seguimiento. Ello permitía obtener las características del campo de gravedad de Marte y las efemérides con alta precisión.

Espectrómetro Interferómetro Infrarrojo (IRIS)

Estaba diseñado para proporcionar información sobre la estructura vertical, la composición y la dinámica de la atmósfera y de las propiedades de la superficie del planeta. Las medidas se realizaron entre las 6 y las 50 micras, usando un interferómetro de Michelson modificado. El instrumento iba montado en la parte inferior de la nave en una plataforma móvil. El instrumento obtuvo unos datos excelentes durante la misión.

Espectrómetro Ultravioleta (UVS)

Este experimento fue diseñado para recibir la radiación ultravioleta entre los 1100 y los 3520 A de la superficie y la atmósfera marciana, observando bandas seleccionadas de esta radiación y dando información sobre la presión atmosférica local, las concentraciones de ozono, variaciones en la estructuras de la superficie y variaciones en el oxígeno y el ozono como posibles señales de actividad biológica.

Además permitía detectar el ritmo de escape del hidrógeno atómico de la exosfera y la presencia de las auroras en el UV inducidas por el campo magnético del planeta. Operó con normalidad durante toda la misión.

Mariner 9
Características técnicas
Otros nombres: 1971-051A, Mariner Mars ’71, Mariner-I, 05261
Fecha de lanzamiento: 30 de mayo de 1971
Hora de lanzamiento: 22:23:00 GMT
Masa seca en órbita: 558,8 kg
Potencia paneles solares: 800 W en la Tierra500 W en la órbita marciana

La primera estrella que no muere


El Mundo

  • La supernova PTF14hls está a 500 millones de años luz
  • Cuando una estrella hace explosión se convierte en una supernova, un fenómeno que marca el final de su vida
  • El hallazgo de iPTF14hls desafía esa teoría: tres años después, sigue brillando

Recreación artística de la supernova 1993J, en la galaxia M81 NASA/ESA

Las estrellas también nacen y mueren, aunque su vida suele durar miles de millones de años. Si lo comparamos con un ser humano, el Sol sería un treintañero, pues tiene 4.500 millones de años y aún le quedan otros 6.000 millones de años. Pero hay muchos tipos de astros.

Cuando una estrella hace explosión se convierte en una supernova, un fenómeno que ha sido observado miles de veces por los astrónomos y que, en todas las ocasiones, significaba el final de su vida. Sin embargo, hay un astro que parece desafiar esas teorías. Un equipo del Observatorio Las Cumbres de California, en EEUU, parece haber encontrado una excepción en la supernova iPTF14hls.

Cuando la descubrieron, en septiembre de 2014, parecía una supernova corriente pero, según explican esta semana en la revista Nature, unos meses más tarde notaron algo que hasta entonces no había sido observado: después de perder intensidad, la supernova se volvía más y más brillante. La explosión ha tenido lugar a 500 millones de años luz

Lo habitual es que una supernova alcance un pico de luminosidad y después éste vaya cayendo durante los 100 días siguientes, aproximadamente. Pero iPTF14hls se fue haciendo más luminosa durante los dos años siguientes, multiplicando por cinco la intensidad de su luz. Incluso ahora, tres años después, sigue brillando.

Sorpresa en el archivo

Para intentar esclarecer su misterioso comportamiento,los astrónomos, liderados por Iair Arcavi, de la Universidad de California, echaron mano de los archivos que guardan los registros astronómicos y se quedaron atónitos al comprobar que en la misma región del cielo donde se encuentra esa supernova había ocurrido otra explosión en 1954.

Según sus cálculos, la estrella que explotó dando lugar a esta supernova aparentemente inmortal tenía 50 veces la masa del Sol y probablemente era mucho más grande que nuestro astro. Hasta el punto que sostienen que iPTF14hls podría ser la estrella más masiva que han visto explotar. «Se pensaba que estas explosiones sólo ocurrieron en las primeras etapas del universo. Es como encontrar un dinosaurio vivo hoy en día», compara Andy Howell, coautora del estudio.

“Hace 50 años que los astrónomos especulan, desde el punto de vista teórico, con la existencia de unas supernovas excepcionalmente brillantes que han venido en denominarse supernovas por inestabilidad de pares”, explica a Papel Rafael Bachiller, director del Observatorio Astronómico Nacional (IGN). Se trataría, en cierto modo, de una impostora porque, aunque parece una supernova y pierde unas cuantas masas solares tras la explosión, la estrella se recompone: “El proceso puede repetirse varias veces, ocasionándose explosiones sucesivas o ‘pulsos'”.

En opinión de Bachiller, “las nuevas observaciones de explosiones sucesivas en iPTF14hls parecen indicar que por fin estamos ante una auténtica supernova pulsante por inestabilidad de pares, pero convendría realizar estudios espectroscópicos antes de concluirlo con seguridad. En todo caso, estamos ante una estrella verdaderamente peculiar que muestra un comportamiento inusitado”.

No obstante, Bachiller afirma que “la estrella no se librará de morir”, pues “hay que tener en cuenta que en cada explosión, la supernova pulsante irá perdiendo un porcentaje apreciable de su masa”. Llegado el momento, cuando su masa haya disminuido suficientemente, “la estrella acabará sus días con una explosión final que deberá ser prácticamente indistinguible de una explosión normal de supernova”.

Mariner 10


Mariner 10 fue la última sonda espacial dentro del programa Mariner de la NASA. Fue lanzada el 3 de noviembre de 1973, dos años después de la Mariner 9. Su misión era probar un transmisor experimental en banda X, explorar la atmósfera, superficie y características físicas de Venus y Mercurio y validar la asistencia gravitatoria, usando en este caso a Venus para acelerarse en su trayecto final hacia Mercurio.

En Venus fotografió la atmósfera de este planeta en el espectro ultravioleta, además de realizar otros estudios atmosféricos.

Visitó Mercurio en tres ocasiones, el 29 de marzo y el 21 de septiembre de 1974 y el 16 de marzo de 1975. En total cartografió entre el 40 y el 45% del planeta, aunque sólo del lado iluminado por el Sol durante los sobrevuelos.

La nave

La estructura de la nave era de forma octogonal, con marcos de magnesio y ocho compartimentos para la electrónica. Medía 1,39 m en diagonal y 0,457 m de profundidad. Dos paneles solares, cada uno de 2,69 m de largo y 0,97 m de ancho, se extendían desde los laterales, con un total de 5,1 m² de superficie. La longitud total de la nave, con los paneles extendidos, era de 8 metros. La sonda disponía de una plataforma móvil con dos grados de libertad y un mástil de 5,8 m de largo donde se alojaba el magnetómetro. La masa total en el lanzamiento era de 502,9 kg. La masa total de los instrumentos de a bordo era de 79,4 kg.

El empuje del motor, alimentado por hidracina alojada en un tanque esférico situado en el centro de la nave, era de 222 newton. La estabilización de la nave en los tres ejes se conseguía con dos juegos de tres pares de propulsores alimentados por nitrógeno situados ortogonalmente entre ellos y montados en los extremos de los paneles solares. El control estaba bajo el ordenador de a bordo, con una memoria de 512 palabras aumentada por los comandos terrestres. La electricidad era obtenida por 2 paneles solares con una superficie total de 5,1 m² y generaban 540 vatios de potencia que se almacenaba en una batería de NiCd con capacidad de 20 A/hora.

La antena de alta ganancia tenía un diámetro de 1,37 m y tenía una estructura con forma de panel de abeja hecha de aluminio. También llevaba una antena de baja ganancia montada al final de un mástil de 2,85 m. Las antenas permitían a la nave transmitir en banda S y banda X, y la velocidad de transmisión máxima estaba en 117,6 kilobits por segundo. La nave espacial llevaba un rastreador de estrella con el que seguía a Canopus y sensores solares y de adquisición en las puntas de los paneles solares. El interior de la nave fue aislado con múltiples mantas térmicas en la parte superior e inferior. La nave portaba un escudo térmico que se desplegó después de su lanzamiento para proteger a la nave en el lado orientado hacia el Sol. Cinco de los ocho compartimentos de la electrónica llevaban también cortinillas regulables para controlar la temperatura interior.

Los instrumentos a bordo de la nave espacial midieron la superficie de la atmósfera y las características físicas de Mercurio y Venus. Los experimentos incluyeron la fotografía de televisión, campo magnético, el plasma, radiometría infrarroja, espectroscopia ultravioleta, y detectores de ciencia de radio. Un transmisor experimental en banda X, de alta frecuencia, fue trasladado por primera vez en esta nave espacial.

Asistencia de vela solar

En 1974, luego de detectarse una falla en el sistema de control de actitud, se utilizó propelente adicional para realizar las maniobras, por lo que corría peligro el correcto acercamiento a Mercurio y la posición de la antena apuntando hacia la Tierra, ante un inminente agotamiento del propelente. Como medida desesperada, se decidió direccionar adecuadamente los paneles solares para que pudieran ser utilizados a manera de vela solar, lo que proporcionaría el empuje necesario para reemplazar algunas de las maniobras que requerirían gasto adicional de propelente.

De esta manera, aunque en forma accidental, se utilizó por primera vez la presión de la luz (en las cercanías del Sol) a manera de vela solar, lo que en este caso produjo que se salvara la continuidad de los objetivos de la misión.

En la actualidad

Debido a que la nave espacial consumió la totalidad de su combustible, ya no puede corregir su dirección para apuntar a la Tierra, por lo que se ha perdido contacto con la misma y simplemente ha quedado a la deriva, orbitando alrededor del Sol.

El Exoplaneta más parecido a la Tierra


La misión Kepler de la NASA ha encontrado el que hasta el momento sería, el exoplaneta más parecido a la Tierra jamás visto: KOI 172.02, que se encuentra a una distancia aproximada de 140 años luz y tendría un radio un 50% mayor que el de nuestro planeta, indicando que su tamaño es considerablemente más grande.

Aparte de eso, el año en KOI 172.02 es más corto, pues da una vuelta a su sol en 242 días, mientras que por otro lado su aceleración de gravedad es de 14,7 m/seg, lo que se expresa en una gravedad mucho más fuerte que la de nuestro planeta, donde dicha cifra es de 9,8m/seg.

Lo más interesante es que la temperatura del lugar podría ser parecida a la nuestra, si bien un poco más fría, pero permitiendo de todas formas la presencia de agua en su superficie, convirtiéndolo en primera prioridad para apuntar las búsquedas de vida extraterrestre de ahora en adelante.