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Este Mundo, a veces insólito

Euramérica

Euramérica

Euramérica en el Devónico.

Euramérica o Laurusia (también conocido como continente de las Viejas Areniscas Rojas) fue un antiguo supercontinente creado en el Devónico como resultado de la colisión entre los cratones Laurentia y Báltica (Orogenia Caledoniana).

Euramérica se convirtió en una de las partes principales del supercontinente Pangea durante el Pérmico. En el Jurásico, cuando Pangea se fragmentó en dos continentes, Gondwana y Laurasia, Euramérica formaba parte de Laurasia. En el Cretácico, Laurasia se dividió en los continentes Norteamérica y Eurasia. El cratón de Laurentia se convirtió en una parte de Norteamérica, mientras que Báltica se convirtió en una parte de Eurasia.

 

Reconstruction of Euramerica

El paleocontinente Euramrica

Euramerica (a veces conocido como Laurussia) se formó durante el Silurian con la unión de dos continentes anteriores, Laurentia (Norteamérica cratónica) y Baltica (Rusia europea, Escandinavia, partes de Europa Central y la mayoría de las Islas Británicas). La mayor parte de la masa terrestre de Euramerican (noreste de Canadá, Groenlandia y la mayor parte de Báltica) a menudo se ha referido como el “Viejo Continente de Arenisca Roja”.

Hay dos grandes reconstrucciones competitivas de los continentes paleozoicos. Ambos están de acuerdo en general con respecto a la forma, orientación y posición ecuatorial de Euramerica. Sin embargo, difieren dramáticamente en las posiciones y orientaciones de Gondwana (incluyendo América del Sur, África, India, Europa del Sur, Antártida y Australia). Por ejemplo, Dalziel et. Alabama. (1994) proponen un Gondwana en el que África central se encuentra en el Polo Sur y el noroeste de América del Sur colisiona oblicuamente con el este de América del Norte. El Gondwana propuesto por Scotese y McKerrow (1990) no se encuentra tan al sur y las áreas más cercanas a Euramerica incluyen el noroeste de África y el suroeste de Europa. Una investigación más reciente de Streel et. Alabama. (2000) basados ​​en distribuciones palinomorfas indicaron que Euramerica se encontraba a una latitud ligeramente inferior a la generalmente aceptada en las reconstrucciones anteriores.

Las reconstrucciones de paleocontinentes anteriores a la ruptura de Pangea (comenzando en el Triásico) son sustancialmente más difíciles que las reconstrucciones para el Mesozoico y el Cenozoico. Radioisotópico Las rocas formadas a través del esparcimiento del lecho marino son el método más confiable de posicionamiento de los continentes, pero no existen fondos marinos sustanciales más antiguos que el Triásico. En consecuencia, los científicos deben confiar en paleomagnetismo, similitudes de formaciones geológicas y organismos fósiles entre continentes. El paleomagnetismo solo produce paleolatitudes y las lecturas pueden ser conflictivas, mientras que las similitudes en organismos y formaciones geológicas están sujetas a múltiples interpretaciones. No debería sorprender que las reconstrucciones difieran.

La orogenia acadia es una característica geológica destacada de Euramerica durante el Devónico. Comenzó durante el Devónico medio y se centró en Nueva Inglaterra y las provincias marítimas del este de Canadá. Al parecer, se extendió al suroeste de Alabama a finales del Devónico o principios del Carbonífero. Las explicaciones sobre la causa de la orogenia de Acadia varían, pero la mayoría de las teorías implican algún tipo de colisión continental. En cualquier caso, estas montañas una vez impresionantes se han reducido enormemente por la erosión; los vestigios aún son visibles en Nueva Inglaterra y Canadá, pero la extensión sur se encuentra bajo la llanura costera atlántica moderna.

 

Satélite GPS

Satélite GPS

OPS 5111

El OPS 5111

Datos de la misión

Misión: OPS 5111

Nave Espacial: GPS Block I

Lanzadera: Atlas E/F SGS-1, 64F1

Masa: 759 kg2

Rampa de lanzamiento: Vandenberg SLC-3E1

Lanzamiento: 22 de febrero de 1978, 23:44 UTC

Final del paseo espacial: 17 de julio de 1985

Duración de la misión: 5 años (planificado) 7 12 años (logrado)

Datos de las órbitas

Apogeo: 20 291 km3

Perigeo: 20 075 km3

Período: 718 minutos3

Inclinación orbital: 63,3 grados3

OPS 5111, también conocido como Navstar 1, NDS-1, GPS I-1 y GPS SVN-1, fue un satélite de navegación estadounidense lanzado en 1978 como parte del programa para el desarrollo del Sistema de posicionamiento global. Fue el primer satélite GPS y uno de los once satélites de demostración del bloque I.2

OPS 5111 fue lanzado a las 23:44 UTC el 22 de febrero de 1978 con un cohete portador Atlas E/F y una etapa superior SGS-1. El Atlas usado tenía el número de serie 64F y fue originalmente construido como un Atlas F.1​ El lanzamiento tomo lugar en el Space Launch Complex 3E en Vandenberg Air Force Base,4​ y colocó al OPS 5111 en una órbita de transferencia. El satélite se elevó en Órbita circular intermedia usando un motor de apogeo Star-27.2

El 11 de abril de 1978, OPS 5111 estuvo en órbita con un perigeo de 20 075 kilómetros (12 474 mi), un apogeo de 20 291 kilómetros (12 608 mi), un periodo orbital de 718 minutos y una inclinación de 63,3 grados del Ecuador.3​ El satélite estaba destinado a funcionar por 5 anos y una masa de 758 kg.2​ Emitió la señal PRN 04 en la constelación de demostración de GPS, y fue retirado del servicio el 17 de julio de 1985.

Designator id: 1978-020A

Descripción del satélite OPS 5111 (NAVSTAR 1): El Sistema de Posicionamiento Global (GPS) fue desarrollado por el Departamento de Defensa de los EE. UU. Para proporcionar capacidades de navegación las 24 horas para todo tipo de condiciones meteorológicas para las fuerzas militares terrestres, marítimas y aéreas. Desde su implementación, el GPS también se ha convertido en un activo integral en numerosas aplicaciones e industrias civiles en todo el mundo, incluidos los usos recreativos (por ejemplo, navegación, aviones, caminatas), seguimiento de flotas de vehículos corporativos y topografía. GPS emplea 24 naves espaciales en órbitas circulares de 20.200 km inclinadas a 55 grados. Estos vehículos se colocan en aviones de 6 órbitas con cuatro satélites operacionales en cada avión.

Las primeras once naves espaciales (Bloque GPS 1) se usaron para demostrar la viabilidad del sistema GPS. Estaban estabilizados en 3 ejes, apuntando hacia el nadir usando ruedas de reacción. Los paneles solares duales suministraron más de 400 W. Tenían comunicaciones de banda S (SGLS) para control y telemetría y UHF cross-link entre naves espaciales. Fueron fabricados por Rockwell Space Systems, tenían 5.3 m de ancho con paneles solares desplegados y tenían una vida útil de diseño de 5 años. A diferencia de los satélites operativos posteriores, la nave espacial GPS Block 1 se inclinaba a 63 grados.

Bloque GPS 1 Bloque GPS 1 Crédito: USAF Satélite de navegación estadounidense. Los satélites prototipo del Bloque 1 del GPS formaron el sistema de Demostración GPS y fueron seguidos por el sistema operativo del Bloque 2.

AKA: Sistema de Posicionamiento Global; Navstar. Estado: Operacional 1978. Primer lanzamiento: 1978-02-22. Último lanzamiento: 1985-10-09. Número: 11. Masa bruta: 759 kg (1,673 lb). Alcance: 5,30 m (17,30 pies).

La nave espacial estaba estabilizada en 3 ejes, apuntando hacia el nadir usando ruedas de reacción. Conjuntos solares duales suministrados a más de 400 vatios (EOL) y baterías de NiCd cargadas. Las comunicaciones S-Band (SGLS) se usaron para control y telemetría. Un canal UHF proporcionó enlaces cruzados entre naves espaciales. Se utilizó un sistema de propulsión de hidracina para la corrección orbital. La carga incluye dos señales de navegación de banda L a 1575.42 MHz (L1) y 1227.60 MHz (L2)

Los satélites del bloque I cuestan $ 20 millones cada uno. En 1974, se le otorgó a Rockwell un contrato para construir 8 satélites. Una enmienda al contrato de 1978 agregó 4 satélites adicionales. Esto se modificó posteriormente en 1981 para que el duodécimo satélite se produzca como el primer modelo de calificación GPS Bloque 2.

Electric System: 0.40 average kW.

Avalonia

Avalonia

Geological History of Jamestown, Rhode Island

El área ahora conocida como Jamestown se formó hace más de 565 millones de años, como parte de un microcontinente llamado Avalonia (etiquetado como el arco volcánico de Avalonian en este bosquejo del hemisferio sur).

El arco Avaloniano se formó como un archipiélago volcánico fuera de África y América del Sur, en un momento en que se unieron como parte de Gondwana, parte de la cual se muestra en este boceto. En ese momento, la mayoría de las masas de tierra del mundo estaban al sur del ecuador. ¡El área que ahora es el desierto del Sahara se encuentra sobre el polo sur! Gondwana evolucionó después de la ruptura de Rodinia, un supercontinente anterior. Otros continentes importantes, que entonces estaban ubicados en el hemisferio norte, eran Siberia y el norte de China. Los expertos debaten si Laurentia estuvo en contacto con Sudamérica en este momento. Los que creen que lo fueron, llaman al continente más grande Pannotia. En cualquier caso, hace unos 540 millones de años Laurentia (proto América del Norte) y Báltica (proto Europa Occidental) se alejaron de Gondwana.

Rhode Island y los estados de Nueva Inglaterra no fueron las únicas masas terrestres que emergieron del arco de Avalonian. En el bosquejo anterior, J marca la ubicación aproximada de Jamestown. EW indica la parte de Avalonia que se convirtió en el sur de Irlanda, Inglaterra y Gales, Ib muestra Iberia (España y Portugal) y Ar Armorica y Bohemia. Una porción del arco ahora es parte de Marruecos. Las partes futuras de Nueva Escocia, New Brunswick y Newfoundland, así como la mayor parte de Nueva Inglaterra, se encuentran en el exterior de Florida (etiquetada F en el mapa). La porción del arco que se convirtió en parte de las Carolinas se encuentra a la derecha de Jamestown, en la costa de lo que hoy es Venezuela, en América del Sur.

Casi al mismo tiempo que Laurentia y Baltica se alejaron de Gondwana, el contenido de oxígeno del aire se estabilizó cerca de la concentración actual.

Las formas de vida oceánicas comenzaron a explotar en complejidad y diversidad a partir de hace alrededor de 545 millones de años. Esta “Explosión Cámbrica” ​​resultó en una gran variedad de invertebrados que incluyen gusanos, almejas, artrópodos, corales y esponjas.

Laurentia se muda de Gondwana

500 mya: The Avalonian Arc grows while Laurentia, Siberia and Baltica move away from Gondwana

Avalonia se mueve hacia América del Norte

Comenzando hace unos 500 millones de años, Avalonia se desplazó hacia el norte y el oeste, lejos de África y hacia Laurentia (Proto Norteamérica). La mayor parte de Laurentia estaba cubierta por mares tropicales poco profundos en los que se encontraron especies de trilobites y equinodermos que evolucionaban rápidamente. Laurentia incluía no solo la parte central de los Estados Unidos actuales, sino gran parte de Canadá, México y Groenlandia.

Los movimientos de las diversas masas de tierra se muestran a continuación. Los dibujos se derivan de las vistas del proyecto Paleomap. (Mapas tectónicos de placas y animaciones de deriva continental de CR Scotese, el sitio del Proyecto PALEOMAP contiene una gran cantidad de datos y ofrece servicios educativos gratuitos. La versión en pdf de la página principal del sitio PALEOMAP es para referencia rápida. Consulte (www.scotese.com) para los enlaces y servicios más actualizados.

J marca la ubicación aproximada de Jamestown en estos dibujos. Se puede acceder a las vistas completas del mundo, comentarios y enlaces relacionados a través de los enlaces de subtítulos.

Mientras Avalonia viajaba a través del Océano Japeto, la vida a su alrededor estaba evolucionando. Aparecieron peces sin mandíbulas, celentéreos, artrópodos, cefalópodos, peces con mandíbulas y arrecifes de coral.

About 435 million years ago, Avalonia docked with Baltica. Ambos se movían al norte y al oeste, en cursos de colisión con Laurentia.

515 million years ago

458 million years ago

425 million years ago

Building New England
The Taconic and Acadian Orogenies

Hace unos 450 millones de años, un arco de pequeñas islas colisionó con Proto North America, agregando una franja de tierra al este del Hudson River Valley.
Hace unos 425 millones de años, Avalonia colisionó con Proto Norteamérica, criando a los Apalaches del Norte y sumando el resto de Nueva Inglaterra.

Or, go directly to any Geological History page:

Introduction and Summary: 565 Million Years of Jamestown’s Geological History

Prelude: The Earth’s first 4 billion years – forming Proto North America, Rodinia, Gondwana

Avalonia: Rhode Island was once part of a micro-continent called Avalonia

Acadian Orogeny: Avalonia collides with the mainland of Proto North America (Laurentia)

Alleghenian Orogeny: North America collides with Africa, forming Pangaea

The Atlantic Forms: Pangaea breaks up, the Atlantic forms, the Appalachians erode

Glaciation: Glaciers form and rework the land

The Holocene Epoch: Post-glacial Rhode Island – rising seas – the time of modern man

Building the Northern Appalachians: Significant event summaries with links to more information

Guide to Bedrock in and around Jamestown and Narragansett Bay

Additional Information and References

Jamestown RI – Rhode Island Visitor Information Home Page

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Alcanzar el espacio interestelar

Alcanzar el espacio interestelar

Voyager 1

Modelo de ingeniería de una de las sondas Voyager

Información general

Organización: NASA/JPL

Contratos principales: Jet Propulsion Laboratory

Estado: Activo

Sobrevuelo: Júpiter; Saturno

Fecha del sobrevuelo: 5 de marzo de 1979
12 de noviembre de 1980

Fecha de lanzamiento: 5 de septiembre de 1977, 12:56:00 UTC

Vehículo de lanzamiento: Titan IIIE

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-41

Vida útil: transcurren 41 años, 3 meses y 4 días

Aplicación: Sonda interplanetaria e interestelar

Masa: 721,9 kg

Potencia: 420 W

NSSDC ID: 1977-084A

Sitio web

voyager.jpl.nasa.gov

Júpiter visto desde la Voyager 1.

La Voyager 1 es una sonda espacial robótica de 722 kilogramos, lanzada el 5 de septiembre de 1977, desde Cabo Cañaveral, Florida. Sigue operativa en la actualidad, prosiguiendo su misión extendida que es localizar y estudiar los límites del sistema solar, incluyendo el cinturón de Kuiper y más allá, así como explorar el espacio interestelar inmediato, hasta fin de misión. El 25 de agosto de 2012, a poco más de 19 000 millones de kilómetros del Sol o 122 UA, la sonda dejó atrás la heliopausa, siendo la primera en alcanzar el espacio interestelar.1 Su misión original era visitar Júpiter y Saturno.

Fue la primera sonda en proporcionar imágenes detalladas de los satélites de esos planetas.2​ A una distancia de 141 unidades astronómicas (21 093 318 000 km) del Sol, en junio de 2018,3​ es la nave espacial más alejada de la Tierra y la única en el espacio interestelar, pero aún sin salir del sistema solar, quedándole unos 17 702 años aproximadamente para salir a la nube de Oort. Entrará en esta en unos 300 años aproximadamente. La Voyager 1 es actualmente el objeto hecho por el humano más alejado de la Tierra, viajando a la segunda mayor velocidad relativa de la Tierra y el Sol entre las sondas espaciales, después de la Rosetta (que viajó a unos 108.000Km/h entre noviembre de 2009 y agosto de 2014).

A pesar de que su hermana Voyager 2 fue lanzada dieciséis días antes, no se espera que rebase a la Voyager 1. Tampoco la misión New Horizons a Plutón, a pesar de que fue lanzada de la Tierra a una velocidad superior a la de las dos Voyager, ya que durante el curso de su viaje, la velocidad de la Voyager 1 fue incrementada debido a tirones gravitacionales asistidos. La actual velocidad de New Horizons es mayor que la de la Voyager 1, pero cuando New Horizons llegue a la misma distancia del Sol a la que la Voyager 1 se encuentra ahora, su velocidad se calcula que será de 13 km/s, mientras que la de la Voyager 1 que es de 17 km/s.2

Voyager 1 tiene una trayectoria hiperbólica, y ha alcanzado velocidad de escape, lo que significa que su órbita no regresará al sistema solar interior. Junto con la Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 2 y la New Horizons, Voyager 1 es una sonda interestelar.

Ambas sondas han sobrepasado su tiempo de vida calculado en un principio. Cada sonda obtiene su energía eléctrica de tres RTG, (generador termoeléctrico de radioisótopos), de los cuales se espera que estén generando suficiente energía para que las sondas estén en comunicación con la Tierra hasta por lo menos el año 2025.2

Planificación y lanzamiento

Trayectoria de las Voyager.

Lanzamiento de la Voyager 1.

La sonda fue lanzada el 5 de septiembre de 1977 desde el Centro Espacial Kennedy de la NASA en Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titan IIIE.

Un defecto de quemado de combustible de la segunda fase del cohete hizo, en principio, temer a los técnicos que la sonda no llegase a Júpiter. Sin embargo, la fase superior Centauro permitió compensar este defecto.

A pesar de haber sido lanzada después de su gemela Voyager 2, la Voyager 1 alcanzó Jupiter dos meses antes que su compañera,4​ y, siguiendo una trayectoria más rápida, llegó nueve meses antes a Saturno.5

Desarrollo de la misión

La atmósfera de Júpiter fotografiada desde la Voyager 1.

Júpiter

Imagen de la actividad volcánica de Ío.

Voyager 1 realizó sus primeras fotografías de Júpiter en enero de 1979 y alcanzó su máximo acercamiento el 5 de marzo de 1979 a una distancia de 278 000 km. En su misión a Júpiter realizó 19 000 fotografías, en un periodo que duró hasta abril.4

Debido a la máxima resolución permitida por tal acercamiento, la mayor parte de las observaciones acerca de los satélites, anillos, campo magnético y condiciones de radiación de Júpiter fueron tomadas en un periodo de 48 horas alrededor de dicho acercamiento.

Para fotografiar el planeta Júpiter, la NASA optó por el Sistema Bicolor Simplificado del inventor mexicano Guillermo González Camarena, que era más simple en cuanto a electrónica que el sistema norteamericano NTSC, para una misión a tan larga distancia.

Se acercó a 18 640 km del satélite Io de Júpiter y pudo observar por primera vez actividad volcánica fuera de la Tierra, algo que pasó inadvertido para las Pioneer 10 y 11. El descubrimiento fue realizado por la ingeniera de navegación Linda A. Morabito durante un examen de una fotografía varias horas después del sobrevuelo.4

Saturno

Acelerada por el campo gravitatorio de Júpiter, alcanzó Saturno el 12 de noviembre de 1980, acercándose a una distancia de 124 200 km. En esta ocasión descubrió estructuras complejas en el sistema de anillos del planeta y consiguió datos de la atmósfera de Saturno y de su mayor satélite natural, Titán, del que pasó a menos de 6500 km.5​ Debido al descubrimiento de atmósfera en este satélite, los controladores de la misión decidieron que la Voyager 1 hiciera una mayor aproximación a esta luna, sacrificando así las siguientes etapas de su viaje, Urano y Neptuno, que fueron visitadas por su gemela Voyager 2.

Este segundo acercamiento a Titan aumentó el impulso gravitatorio de la sonda, alejándola del plano de la eclíptica y poniendo fin a su misión planetaria.

La Tierra y la Luna fotografiadas por la Voyager 1 el 18 de septiembre de 1977. La imagen fue procesada para equilibrar la luminosidad de ambos cuerpos.

En los límites del sistema solar

El 17 de febrero de 1998 a las 23:10 (hora europea), la Voyager 1 se encontraba a 10 400 000 000 km de la Tierra, récord establecido diez años antes por la sonda Pioneer 10.

En septiembre de 2004, la Voyager 1 alcanzó una distancia de 14 000 millones de kilómetros (93,2 UA, 8700 millones de millas o 13 horas luz) del Sol y es por lo tanto el objeto más lejano construido por el humano. El 15 de agosto de 2006 la sonda Voyager 1 alcanzó la distancia con respecto al Sol de 100 UA, esto es, casi 15 000 millones de kilómetros.

Se aleja con una velocidad de 3,6 unidades astronómicas (29 minutos-luz) por año del Sol, lo que corresponde a 17 km/s. Medidas exactas apuntan a que la velocidad disminuye muy lentamente de forma imprevista. Las causas de este frenado son objeto de diversas controversias.

En una declaración de prensa, el 24 de mayo de 2005 la NASA declaró que la Voyager 1 había alcanzado, como primer objeto construido por el humano, la zona llamada frente de choque de terminación, y continuará viajando por la región conocida como heliofunda, la última frontera del sistema solar, próxima a la heliopausa.

Un punto azul pálido (Pale Blue Dot). Puede observarse la Tierra como un punto de luz situado en la parte central de la imagen. La fotografía fue tomada por el Voyager 1 en febrero de 1990 a una distancia de seis mil millones de kilómetros de la Tierra.

Al viajar muy distante del Sol, para su funcionamiento la Voyager 1 recibe su energía de tres generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), que convierten el calor de la desintegración radiactiva del plutonio en electricidad, en lugar de los paneles solares utilizados en otras muchas sondas para viajes interplanetarios. Se estimó que la energía generada por esta pila nuclear bastaría para alimentar los principales sistemas hasta el año 2025. Los datos de degradación del RTG muestran que se ha conservado en mejor estado de lo previsto, por lo que la duración debería ser mayor.6

La Voyager 1 lleva consigo en su viaje espacial uno de los dos discos con sonidos de la Tierra Sound of Earth.

El 31 de marzo de 2006, operadores de radio amateur del AMSAT en Alemania rastrearon y recibieron ondas de radio provenientes del Voyager 1 usando una antena parabólica de 20 m (66 pies) en la ciudad de Bochum, con una técnica de integración larga. Los datos fueron comparados y verificados contra los datos de la estación en Madrid, España de la Red del espacio profundo. Se cree que este es el primer intento exitoso de localización del Voyager 1 por aficionados.

En mayo del 2008, el Voyager 1 estaba en 12.45° declinación y a 17 125 horas de ascensión recta, en dirección de la constelación de Ofiuco.7

Misión interestelar

Posición de las sondas interestelares lanzadas desde la Tierra. Voyager I no será adelantada por ninguna sonda lanzada hasta ahora.

Ambas sondas Voyager tendrán suficiente energía para operar hasta el año 2025.8

AÑO-DÍA Término de sus funciones científicas
2007-032 Se apaga el Subsistema de Plasma (PLS). En 2007-013 se apaga el calentador de este instrumento.
2008-015 Apagado del experimento de Radioastronomía Planetaria (PRA)
~FIN 2010 Apagado de la plataforma de escaneado y las observaciones UV
~2015* Terminan las operaciones con la cinta de datos (DTR)
~2016 Terminan las operaciones con los giroscopios
~2020 Se inicia el apagado selectivo de instrumentos

* Las operaciones con la cinta de datos están sujetas a la capacidad de recibir datos a 1,4 kbps a través de la DSN (Red de espacio profundo), pudiendo alargarse en caso de usar una futura red con más sensibilidad.

** No antes de esta fecha.

El 7 de julio de 2009 la Voyager 1 estaba a 109,71 UA (16 414 millones de kilómetros) del Sol, cuando cruzó el frente de choque de terminación entrando en la heliofunda, la zona terminal entre el sistema solar y el espacio interestelar, una vasta área donde la influencia del Sol cede ante las radiaciones de otros cuerpos lejanos de la galaxia. A esta distancia, las señales del Voyager 1 tardaban más de catorce horas en alcanzar el centro de control en el Jet Propulsion Laboratory en La Cañada Flintridge, California.

Desde el 8 de abril de 2011, a 17 490 millones de kilómetros del Sol,9​ detectó un cambio en el flujo de partículas por la cercanía del fin de la heliosfera, que resulta ser ovalada. Los científicos saben que es así debido a la forma en que se comportaba el viento solar al paso de la Voyager.

Esta corriente de partículas cargadas forma una burbuja alrededor nuestro sistema solar conocido como la heliosfera. El viento se desplaza a velocidad “supersónica” hasta que cruza con una onda de choque llamado choque de terminación.

A este punto, el viento disminuye drásticamente su velocidad y se calienta en una región llamada la heliopausa. La Voyager ya determinó que la velocidad del viento en su ubicación presente se ha reducido a cero. Esto significa que Voyager ya alcanzó la región donde el viento solar empieza a dar vuelta sobre sí mismo mientras se estrella contra las partículas del espacio interestelar.

El 14 de junio de 2012 la NASA anunció que la Voyager 1 ha informado de un marcado aumento en la detección de partículas cargadas del espacio interestelar, que normalmente son desviadas por los vientos solares dentro de la heliosfera. Esto es considerado como el borde del sistema solar a una distancia de 120,07 UA (17 860 millones de kilómetros) de la Tierra, ya la sonda comienza a entrar en el espacio interestelar.10

El 12 de septiembre de 2013 los científicos de la NASA alcanzaron un consenso basándose en las observaciones que mostraron una brusca disminución de electrones por metro cúbico desde el 25 de agosto de 2012, cuando ésta se redujo hasta 0,08 electrones, quedando dentro de las estimaciones que los modelos actuales predicen para más allá del sistema solar, que estaría entre 0,05 y 0,22 electrones por metro cúbico. De esta manera, la Voyager 1 se convierte en el primer objeto creado por el humano en superar la heliopausa y adentrarse en el espacio interestelar.11

El 28 de noviembre de 2017 los científicos de la NASA consiguieron corregir la actitud de la trayectoria de la sonda gracias a los propulsores TCM (de «maniobra de corrección de trayectoria») que son iguales que los propulsores de actitud en tamaño y capacidad y están en la parte trasera de la sonda. Desde que la Voyager 1 pasó por Saturno, 37 años antes, no se habían vuelto a usar. La reorientación pudo hacerse mediante pulsos de 10 milisegundos; una maniobra de precisión sobre todo teniendo en cuenta que las señales de control tardaron 19 horas y 35 minutos en llegar a la sonda. 12

El 23 de febrero de 2017 a 20 916 millones de kilómetros (137,747 UA, o sea, 38 h 14 min horas-luz de la Tierra), la sonda se dirige al centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, dejando el espacio dominado por la influencia de nuestro Sol desde el 25 de agosto de 2012 y entrando así en el espacio entre las estrellas, el espacio interestelar.13

El 4 de diciembre de 2017 la NASA informó que el equipo de técnicos del VOYAGER 1, trabajando con los propulsores TCM (de corrección de trayectoria), lograron reorientar la antena de alta ganancia hacia la Tierra. Con este procedimiento se espera incrementar la vida útil de la sonda hasta, por lo menos, el año 2025. Desde su lanzamiento, en 1977, estas correcciones de la posición de la nave respecto a la Tierra se hacían con los impulsores de control de actitud, pero estos se han degradado con el paso del tiempo y el continuo uso. Los propulsores TCM, en cambio, estaban inactivos desde hace 37 años, oportunidad en que se utilizaron para maniobrar la nave y apuntar con precisión los instrumentos hacia los planetas estudiados.

Enlaces externos

Pannotia

Pannotia

Pannotia estaba centrado en el Polo Sur

Pannotia fue un supercontinente que probablemente existió desde hace unos 600 millones de años hasta hace unos 540 millones de años, a finales del supereón Precámbrico. Antes de Pannotia, el anterior supercontinente fue Rodinia, y el posterior (y último hasta la fecha), Pangea. Pannotia fue descrito por primera vez por Ian W. D. Dalziel en 1997. También se conoce como Supercontinente Vendiano y Gran Gondwana. Este último término fue propuesto por Stern en 1994 y reconoce que el supercontinente Gondwana, que se formó a finales del Precámbrico, fue una vez mucho más grande.1

Formación

El anterior supercontinente Rodinia se fragmentó hace unos 750 millones de años en tres continentes: Proto-Laurasia (que a su vez se fragmentó, aunque finalmente se reensambló como Laurasia), el cratón continental del Congo y Proto-Gondwana (toda Gondwana excepto el cratón del Congo y Atlántica). Proto-Laurasia giró hacia el Polo Sur, mientras que Proto-Gondwana hizo lo propio y el cratón del Congo se situó entre ambos, hace alrededor de 600 millones de años. Esto formó Pannotia. Con tanta masa de tierra en torno al Polo Sur, probablemente fue una de las épocas de la historia geológica con más glaciares.2

Pannotia tenía forma de “V” orientada hacia al noreste. Dentro de la “V” se encontraba el océano Panthalassa, que en el futuro se convertiría en el océano Pacífico. Había una dorsal oceánica en el medio del océano Panthalassa. Fuera de la “V”, rodeando a Pannotia, se localizaba un gran océano antiguo, el denominado océano Panafricano.

Fragmentación

Pannotia tuvo una corta duración. Los movimientos que formaron Pannotia continuaron, produciendo su dislocación. Hace unos 540 millones de años, sólo unos 60 millones de años después de haberse formado, Pannotia se desintegró en cuatro continentes: Laurentia, Báltica, Siberia y Gondwana. Más tarde, estos continentes se recombinarían para formar el más reciente de los supercontinentes, Pangea.3​Pannotia

Separación del supercontinente Pannotia

Pannotia fue uno de los supercontinentes con menor duración en la historia de la Tierra, siendo separada por los mismos movimientos que provocaron su formación, los cuales continuaron a lo largo del tiempo.

Su ruptura comienza hace unos 540 millones de años, sólo 60 millones de años después de haberse formado, desintegrándose en cuatro continentes: Laurentia, Báltica, Siberia y Gondwana, los cuales posteriormente se volverían a juntar formando el supercontinente Pangea.

Así era el supercontinente Pannotia, que se cree existió hace 600 millones de años.

Según la teoría del ciclo supercontinental, cada 400-500 millones de años (M) todas las masas de tierra emergidas se unen, formando un supercontinente. El más conocido es también el más reciente: Pangea, que existió hace entre 300 y 200 millones de años. También están aceptados, mucho más atrás en el tiempo, Rodinia (1.100-750 Ma), Columbia (1.800-1.500 Ma) y Kenorland (2.700 Ma). Sin embargo, el continente que pecedió a Pangea, que recibe el nombre de Pannotia, todavía no ha logrado el concenso científico.

Ahora, Damian Nance, geólogo de la Universidad de Ohio (EE.UU.) que propuso por primera vez esta teoría en la década de 1980, rompe una lanza a favor del reconocimiento de Pannotia, y afirma que está en peligro de ser ignorado. Según este científico, el continente existió hace 600 millones de años.

El ciclo supercontinental ha tenido una profunda influencia en el curso de la historia de la Tierra y la evolución de sus océanos, atmósfera y biosfera, y según el trabajo, que Nance firma con Brendan Murphy, de la Universidad St. Francis Xavier en Nueva Escocia (Canadá), en la revista de la Sociedad Geológica de Londres, también en la circulación del manto de la Tierra, incluso afectando fundamentalmente el comportamiento de su campo magnético.

Junto a su colega Tom Worsley, Nance propuso el ciclo del supercontinente a principios de la década de 1980. Con base en los datos disponibles en ese momento, propusieron la existencia de cinco supercontinentes anteriores al famoso supercontinente Pangea. Algunos de ellos han sido aceptados, como Rodinia, que se unió hace unos 1.100 millones de años, y Columbia, que se separó unos 400 millones de años antes de eso. Sin embargo, el supercontinente prepangánico más reciente, Pannotia, aún está sujeto a desacuerdo. Nance y Worsley argumentaron que surgió hace unos 600 millones de años.

Otro equipo también había publicado un artículo en la misma época que documentaba la ruptura de un supercontinente, más tarde llamado Pannotia. Pero la comunidad científica no se puso de acuerdo y algunas voces sugirieron que esta ruptura ocurrió más o menos al mismo tiempo que se habría formado, lo que les hacía preguntarse si alguna vez existió realmente. Cambios posteriores en la escala de tiempo geológico parecen dar la razón a la primera teoría, estableciendo una brecha más amplia que posibilita la existencia de Pannotia.

Otras pistas para encontrar supercontinentes

Los autores argumentan que el reconocimiento de los supercontinentes del pasado no tiene por qué basarse únicamente en las reconstrucciones continentales, sino que también puede explotar una variedad de fenómenos: el ensamblaje y ruptura de estas masas continentales van acompañados de la construcción de montañas formadas por colisión, del mismo modo que la evidencia de rupturas continentales acompañarán la ruptura del supercontinente; de manera similar, el ensamblaje de supercontinentes fomenta la extinción a medida que cambian las condiciones de la superficie y se destruyen los hábitats, mientras que la ruptura fomenta las migraciones a medida que se crean nuevos hábitats.

Se cree que Ur (3.000 Ma) y Vaalbara (3.600 Ma) son otros supercontinentes que existieron.

Pannotia fragmented into Laurasia and Gondwana 550 million years ago

Los supercontinentes también afectan el nivel del mar, la química del océano y el clima del mundo de maneras predecibles y producen una serie de señales isotópicas que se pueden identificar en las rocas, según los expertos: “Cuando se examina el registro geológico en busca de evidencia de estos fenómenos que lo acompañan, el argumento a favor de Pannotia es inconfundible”. Sostienen que el intervalo de tiempo comprendido entre la creación y la ruptura de Pannotia se acompañó de algunos de los cambios más profundos en la historia de la Tierra, como la aparición generalizada de montañas, seguida de evidencia global de ruptura continental y que estas modificaciones afectaron los océanos, la atmósfera, la biosfera de la Tierra y el clima.

Para Nance y Murphy, estas evidencias defienden fuertemente la existencia de Pannotia, e “ignorarlas y descartar este supercontinente es potencialmente pasar por alto los cambios profundos en la circulación del manto que también acompañan las etapas de ensamblaje y ruptura del ciclo del supercontinente”.

Además de los nombrados, hay teorías que defienden que, en el pasado más remoto de nuestro planeta, existieron dos supercontinentes más: Ur (3.000 Ma) y Vaalbara (3.600 Ma).

Satélite a Urano y Neptuno

Satélite a Urano y Neptuno

Voyager 2

Representación artística de una de las sondas Voyager

 Información general

Organización: NASA

Estado: Activo

Fecha de lanzamiento: 20 de agosto de 1977

Aplicación: Sonda interplanetaria e interestelar

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Interestelar

La sonda espacial Voyager 2 fue lanzada el 20 de agosto de 1977 desde Cabo Cañaveral, en un cohete Titán-Centauro. Es idéntica a su sonda hermana, la Voyager 1. Ambas sondas habían sido concebidas inicialmente como parte del programa Mariner con los nombres de Mariner 11 y Mariner 12, respectivamente.

A diferencia de su hermana, la Voyager 2 adoptó una trayectoria diferente en su encuentro con Saturno, sacrificando la cercanía a Titán, pero adoptando un mayor impulso gravitacional en su viaje hacia Urano y Neptuno. La sonda alcanzó su mayor cercanía con estos planetas en los años 1986 y 1989, respectivamente.

A pesar de que muchos de sus instrumentos se encuentran fuera de servicio, aún continúa inspeccionando los alrededores del sistema solar. A la velocidad de 14,8 km/s, tardará unos 193 000 años en alcanzar la estrella Ross 248, de la que pasará a una distancia de 1,7 años luz.

Trayectoria de la Voyager 2.

Situada a una distancia de 106,6 UA (1,595×1010 km) el 2 de noviembre de 2014,1​ se ha convertido en uno de los objetos más distantes que ha creado el hombre.

El 10 de diciembre de 2007 descubrió que el sistema solar no tiene una forma esférica, sino ovalada, debido al campo magnético interestelar del espacio profundo.2

Planificación y lanzamiento

Lanzamiento de la Voyager 2.

La sonda Voyager 2 fue lanzada con el fin de aprovechar las posiciones de Júpiter y Saturno, así como la entonces reciente técnica de asistencia gravitatoria. De esta forma, una misma misión podría visitar varios planetas con el ahorro que ello suponía.

La culpa en realidad la tuvo un joven ingeniero aeroespacial de la NASA llamado Gary Flandro. Durante el verano de 1964, mientras trabajaba en el Jet Propulsion Laboratory, el investigador se dio cuenta de que los planetas exteriores del sistema solar (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) iban a alinearse de una forma única y extraordinaria durante la siguiente década. Sus cálculos, que refinaban los estudios realizados tres años antes por el científico Michael Minovich, demostraban que era posible enviar una sonda entre 1976 y 1978 para que explorase los cuatro mundos de una sola vez.

Así nació Grand Tour, la misión espacial que aprovechó la asistencia gravitatoria para reducir el viaje por el espacio desde los cuarenta años iniciales a tan solo una década. La última ocasión en la que los planetas se habían alineado de forma semejante había sido en 1801. Si las investigaciones de Flandro eran correctas, la NASA tenía ante sí una oportunidad histórica. En condiciones normales, una nave hubiera tardado más de treinta años en alcanzar Neptuno, tal y como cuenta el astrofísico Daniel Marín, un período de tiempo que la Voyager 2 pudo reducir a sola una década teniendo además la oportunidad de visitar cuatro planetas de una sentada.

Lograr su objetivo, sin embargo, no fue una tarea sencilla. Si el desafío de la Voyager 2 era ambicioso, mayores fueron los problemas experimentados durante el lanzamiento. Fallos en el ordenador de a bordo, problemas en los sistemas de navegación al exceder los límites de velocidad y un mal funcionamiento de uno de los sensores, que indicó por error un insuficiente despliegue en la extensión con los instrumentos científicos, fueron solo algunos de los inconvenientes sufridos durante las primeras horas tras el lanzamiento en Florida. Diez días después, los científicos descubrieron que uno de los propulsores de la antena no estaba bien colocado, afectando a la estructura de la sonda y a su propia trayectoria. Tras corregir los problemas detectados y rediseñar sobre la marcha el sistema de navegación, la NASA comprobó a principios de septiembre, días antes del envío de la Voyager 1, que la nave homóloga funcionaba correctamente.

El personal de tierra estuvo tan concentrado en un problema ocurrido durante el lanzamiento de su gemela, la Voyager 1, que olvidó enviar a la Voyager 2 un código de activación de su antena de alta ganancia. Por suerte, el personal pudo contactar con la sonda a través de la antena de baja ganancia y activarlo.

La sonda Voyager 2 logró viajar a los cuatro planetas más grandes del sistema solar de una sola vez

Desarrollo de la misión

Júpiter

El máximo acercamiento a Júpiter tuvo lugar el 9 de julio de 1979, a 570 000 kilómetros sobre las nubes de las capas altas de la atmósfera del planeta.

Aunque los astrónomos habían estudiado Júpiter desde telescopios en la Tierra desde hacía siglos, los científicos se sorprendieron de los descubrimientos realizados por la sonda.

Las cámaras de la nave revelaron una atmósfera de hidrógeno y helio cuyas nubes presentaban una dinámica mucho más compleja de lo que habían imaginado anteriormente. La sonda descubrió también que el planeta emitía mucha más energía de la que recibía del Sol, lo que podría justificar una actividad atmosférica tan intensa que permitía la existencia de fenómenos como la Gran Mancha Roja.

La existencia de vulcanismo en Ío (luna) fue, probablemente, uno de los descubrimientos más inesperados de la misión realizada con anterioridad por la Voyager 1 unos meses antes. En conjunto, las dos sondas registraron más de nueve erupciones, y hay evidencias de que hubo más en el intervalo de tiempo comprendido entre ambas visitas.

La Voyager 1 había descubierto en la luna Europa largas series de estrías que los científicos habían interpretado como fallas procedentes de procesos tectónicos. Sin embargo, las imágenes de mayor resolución enviadas por la Voyager 2 revelaron que se trataba de fracturas en una capa de hielo que cubre un océano interior.

La sonda descubrió que el satélite Ganímedes, la mayor luna del sistema solar, presentaba dos tipos bien diferenciados de terreno, uno cubierto de cráteres y otro estriado, sugiriendo que la costra helada de esta luna pudiera haber sufrido fenómenos tectónicos.

Calisto presentaba una corteza de hielo muy antigua con muchos cráteres y anillos remanentes de grandes impactos. Los mayores cráteres aparentemente habían sido borrados por el flujo de la corteza de hielo a lo largo de los tiempos geológicos. No hay relieves topográficos aparentes de estos inmensos impactos, salvo una coloración diferente y los restos de anillos concéntricos.

Se descubrió un pequeño anillo alrededor del planeta, así como los satélites Adrastea, Metis y Tebe.

Saturno

Saturno fotografiado por la Voyager 2

El máximo acercamiento de la sonda a Saturno tuvo lugar el 25 de agosto de 1981, cuando la sonda investigó las capas superiores de la atmósfera del planeta.

Sus mediciones revelaron que en los máximos niveles de presión (7 kilopascales) la temperatura era de 70 kelvin (-203 °C). El polo podría estar 10 K más frío, si bien esto podría ser estacional.

Tras sobrevolar Saturno, la plataforma de la cámara de la Voyager 2 se bloqueó, poniendo en peligro los planes de continuar la misión hacia Urano y Neptuno. Había tres años hasta llegar a Urano, por lo que hubo tiempo de sobra para estudiar, entender y resolver el problema. Finalmente, luego de pruebas exhaustivas, se entendió que la causa era el escaso lubricante que llegaba. Se solucionó haciendo que nunca girara a su velocidad máxima, (1 grado por segundo) sino solo a una velocidad de 0,333 grados por segundo, o 0,083 grados por segundo. De esa forma la plataforma pudo seguir siendo utilizada.3

Urano fotografiado a una distancia de 18 millones de kilómetros.

Urano

El máximo acercamiento a Urano tuvo lugar el 24 de enero de 1986 a 81 500 km de las capas más altas de la atmósfera.

La Voyager 2 descubrió diez lunas antes desconocidas, estudió la atmósfera del planeta, resultado de la inclinación del eje de rotación (97,77º) e investigó el sistema de anillos.

La luna Miranda resultó ser uno de los cuerpos más sorprendentes. La Voyager 2 descubrió al sobrevolarla cañones de 20 km de profundidad y una mezcla de superficies nuevas y viejas. Las cinco mayores lunas parecieron ser agregados de roca y hielo, como las lunas de Saturno.

El análisis de los anillos reveló que eran diferentes de los de Júpiter y Saturno, pudiendo ser relativamente recientes.

La Voyager 2 descubrió uno de los efectos más sorprendentes de la inclinación del planeta: el campo magnético está inclinado 60º respecto al eje de rotación planetario. El campo magnético es arrastrado por la rotación del planeta siguiendo un movimiento de sacacorchos.

No se conocía la existencia de campo magnético en el planeta antes de la llegada de la sonda. Su intensidad es semejante a la del campo magnético de la Tierra, y su orientación hace pensar que se forma a profundidades en las que el agua puede actuar como conductor.

La sonda descubrió, asimismo, que Urano es un tipo de planeta gigante muy diferente de Júpiter y Saturno. Su atmósfera no está formada por hidrógeno y helio, sino por metano y amoníaco. El planeta es de menor tamaño que Júpiter y Saturno, y los investigadores sospechan que en su interior puede haber océanos de agua y hielo.

Neptuno y la mayor de sus lunas, Tritón —abajo, centro, pequeña—, en una imagen tomada por la Voyager 2 en 1989.

Neptuno

La máxima aproximación a Neptuno tuvo lugar el 25 de agosto de 1989. Al ser el último gran planeta que la sonda visitaría, se decidió hacer un vuelo cercano a la luna Tritón, de forma similar a como la Voyager 1 sobrevoló Titán.

La sonda descubrió que el planeta tenía en su atmósfera una gran mancha oscura, si bien esta podría haber desaparecido más tarde, según muestran las imágenes del telescopio Hubble. Originalmente se pensó que podría ser una gran nube, aunque posteriormente se postuló que era un agujero en la capa de nubes que cubren el planeta.

Pese a encontrarse en los límites exteriores del sistema solar, donde la radiación solar es más débil, Neptuno desafió a los científicos mostrando unos fuertes vientos.

Futuro de la sonda

Desde que su misión planetaria terminara, la Voyager 2 ha pasado a ser una sonda interestelar que la NASA piensa utilizar para medir las condiciones más allá de la heliosfera.

Al igual que su gemela la Voyager 1, en 2007 cruzó el frente de choque de terminación.

El 4 de noviembre de 2011, el personal de la Red del Espacio Profundo de la NASA envió comandos a la Voyager 2 para activar el propulsor de reserva que controla la dirección de la nave espacial. Dicha estrategia permitió a esta nave reducir la cantidad de energía necesaria para operar usando propulsores no usados anteriormente, y al reducir el consumo de energía, su vida útil se podría alargar incluso otra década. La nave transmitió los resultados de la maniobra el 13 de noviembre de 2011 y se recibieron en la Tierra el 14, un día más tarde.4

Se espera que la Voyager 2 siga transmitiendo mensajes de radio por lo menos hasta el año 2025.5

Discos mensaje

Pero tal vez el recuerdo más entrañable de este programa espacial sea su función como mensajeros interestelares. Una vez finalizado el Grand Tour planetario, la Voyager 2, junto con la sonda gemela, superaron los confines del sistema solar para adentrarse en lo desconocido, desde donde todavía siguen funcionando y enviando valiosa información científica a diario a la agencia espacial norteamericana. Conscientes de su viaje hacia territorios inexplorados, la NASA le pidió al astrofísico y divulgador Carl Sagan que preparase algún mensaje para una hipotética civilización extraterrestre, por si algún día se topaban con las Voyager.

Los discos de oro que viajan a bordo de las Voyager son una carta de presentación de la humanidad por si alguna vez contactamos con una civilización extraterrestre

Aunque las posibilidades de contacto eran (y siguen siendo) muy pequeñas, los investigadores se pusieron manos a la obra para llevar a cabo una iniciativa única y extraordinaria. Fue el astrónomo Frank Drake quien propuso grabar un disco fonográfico de cobre cubierto de oro, capaz de durar cientos de millones de años en el espacio interestelar y de soportar las condiciones del viaje. El disco de oro, que se incluyó en ambas naves y cuyo contenido se ha replicado para llevarlo al mercado terrestre este año, tomó el testigo de las placas metálicas de las antiguas Pioneer para dar a conocer la existencia de la civilización humana a una supuesta comunidad extraterrestre.

Carl Sagan y la escritora Ann Druyan, junto con el resto de su equipo, idearon el contenido que iría a bordo de las sondas. A modo de cápsula del tiempo, el disco incluye 118 imágenes, 90 minutos de música, saludos en 55 lenguas, sonidos de ballenas o perros ladrando, el estruendoso ruido que produce el cohete Saturno V al despegar, el saludo del por entonces secretario general de las Naciones Unidas y las ondas cerebrales de una joven enamorada. Neurocientíficos de la Universidad de Nueva York grabaron el electroencefalograma de la propia Druyan, pareja de Sagan, que se preparó a conciencia durante los días anteriores para ordenar sus pensamientos antes de la prueba. Pero no imaginaba que el destino le tenía preparada una sorpresa.

Dos días antes de la consulta médica, Carl Sagan y Ann Druyan mantuvieron una conversación telefónica tan impactante como maravillosa. Ambos se habían dado cuenta, mientras preparaban el disco de oro, que habían hallado en el otro a la pareja perfecta, y que querían pasar el resto de su vida juntos. Al colgar el teléfono, la escritora supo que su electroencefalograma registraría un auténtico terremoto: la breve charla había resultado en una declaración de matrimonio. “Mis sentimientos de mujer de 27 años, locamente enamorada, están en ese disco”, explicó la propio Ann a la NASA. En menos de un minuto comprimieron la grabación de una hora completa, donde los pensamientos de la mujer suenan como una explosión romántica. En palabras de la joven, el sonido “es para siempre. Será verdadero dentro de 100 millones de años. Para mí, las sondas Voyager son una especie de alegría tan poderosa que me aleja del miedo a morir”.

https://www.xataka.com/espacio/voyager-2-esta-a-punto-dejar-atras-sistema-solar-para-adentrarse-espacio-interestelar

Rodinia

Rodinia

Reconstrucción paleotectonica de Rodinia.

Rodinia (del ruso родина, ródina, patria) y corresponde a la masa de tierra dominante durante alrededor de 200-350 millones de años. Fue uno de los primeros supercontinentes que han sido mejor reconocidos, aunque su configuración aún no es muy clara. Fue un supercontinente que existió hace 1100 millones de años, durante el Proterozoico. Reunía gran parte de la tierra emergida del planeta. Empezó a fracturarse hace 800 millones de años debido a movimientos magmáticos en la corteza terrestre, acompañados por una fuerte actividad volcánica. La existencia de Rodinia se basa en pruebas de paleomagnetismo que permiten obtener la paleolatitud de los fragmentos, pero no su longitud, que los geólogos han determinado mediante la comparación de estratos similares, actualmente muy dispersos.

Formación

Rodinia se formó y se deshizo durante el Neoproterozoico. Probablemente existió como un único continente desde hace 1.100 millones de años hasta que comenzó a fragmentarse en ocho pequeños continentes hace alrededor de 800 millones de años.1​ Se cree que fue responsable en gran parte del clima frío del Neoproterozoico. Rodinia comenzó a formarse hace alrededor de 1.300 millones de años a partir de tres o cuatro continentes preexistentes, un acontecimiento conocido como la Orogenia Grenville.2​ La ausencia de fósiles con concha o esqueleto y los de datos paleomagnéticos fiables hacen incierto el movimiento de los continentes en el Precámbrico. Una posible reconstrucción del anterior supercontinente es Columbia

La existencia de Rodinia se basa en datos paleomagnéticos utilizando datos de las Islas Seychelles, la India y los Montes Grenville, que se formaron durante la Orogenia Grenville y que actualmente se distribuyen en varios continentes.12​ Aunque los detalles están en discusión por los paleogeógrafos, los cratones continentales que formaban parte de Rodinia parecen haberse agrupado en torno a Laurentia (proto-Norteamérica), que constituye el núcleo de Rodinia.

Parece que la costa sudoriental de Laurentia se asentaba junto a la costa noroccidental de Sudamérica, mientras que Australia y Antártida (que en este momento estaban unidas) parecen haber estado situadas junto a la costa noroeste de proto-Norteamérica. Un tercer cratón, que se convertiría en África centro-norte, puede haber quedado atrapado entre estas dos masas que colisionaban.3​ Otros cratones como el de Kalahari (África meridional) y Congo (África oeste-central), parecen haber estado separados del resto de Rodinia.

Paleogeografía

Rodinia se centraba probablemente al sur del ecuador.4​ Puesto que la Tierra en ese momento experimentaba la glaciación del Período Criogénico y las temperaturas eran al menos tan frías como actualmente, gran parte de Rodinia pudo haber estado cubierta por glaciares o formando parte del casquete de hielo del Polo Sur. El interior del continente, distante de los efectos moderadores del océano, es probable que fuera estacionalmente muy frío (clima continental). Rodinia estaba rodeado por el superocéano que los geólogos denominan Mirovia (de Mir, la palabra rusa que significa «paz»).

Las temperaturas frías puede que fueran acentuadas durante las primeras etapas de la dislocación continental. Los picos de calentamiento geotérmico dislocarían la corteza y las rocas se elevarían en relación con su entorno. Esto crearía zonas de mayor altitud, donde el aire es más frío y es menos probable que el hielo se funda con los cambios estacionales, y puede explicar la evidencia de abundante glaciación durante el Período Ediacárico.5​ La separación final de los continentes creando nuevos océanos y expandiendo el fondo oceánico, con producción de rocas menos densas, probablemente incrementó el nivel del mar por desplazamiento del agua de los océanos. El resultado fue un mayor número de océanos de aguas someras.

La evaporación del agua de los océanos pudo hacer que aumentaran las precipitaciones, lo que a su vez aumentaría la erosión de la roca expuesta. Si en los modelos de simulación por computador se introduce la relación de isótopos estables de 18O:16O, se comprueba que, además de la fuerte erosión de la roca volcánica, este aumento de las precipitaciones hizo reducir los niveles de los gases de efecto invernadero por debajo del umbral que activaría el período de glaciación extrema conocida como la Tierra bola de nieve.6​ Toda esta actividad tectónica introduciría además en el medio marino, nutrientes biológicamente importantes, lo que pudo haber desempeñado un papel importante en el desarrollo de los primeros animales.

Separación

En contraste con la formación de Rodinia, los movimientos de las masas continentales durante su ruptura se entienden bastante bien. Pruebas de amplios flujos de lava y de erupciones volcánicas durante el límite PrecámbricoCámbrico, especialmente en Norteamérica, sugieren que Rodinia comenzó a fragmentarse a más tardar hace 750 millones de años.5​ Otros continentes, incluyendo Báltica y Amazonia, se dislocaron de Laurentia hace 600-550 millones de años, abriendo el océano Iapetus entre ellos. La separación también llevó al nacimiento de océano Pantalassa (o Paleo-Pacífico).1​ Los ocho continentes que formaban parte de Rodinia más tarde volvieron a reunirse en el supercontinente global denominado Pannotia, y después una vez más como Pangea.

Otras posibilidades

También se especula que hacia los 2000 millones de años existían dos grandes supercontinentes llamados Atlántica y Nena. Atlántica, estaría formado por fracciones de América del Sur y África y, Nena, integrado América del Norte, Siberia, Groenlandia y el Escudo Báltico. Hacia los 1800 millones ambos se podrían haber unido junto con el más antiguo Ur para formar el probable primer gran supercontinente global, conocido como Columbia que podría haber existido entre los 1800 y 1500 millones de años. Este se habría fragmentado y sus fracciones se habrían vuelto a ensamblar en una configuración diferente hacia los 1100 millones de años formando el supercontinente de Rodinia

La hipótesis de Rodinia, por tratarse de un supercontinente más joven, cuenta con un número de evidencias mayor que sus antecesores.

Reconstrucción del supercontinente Rodinia

La mayoría de las reconstrucciones muestran el núcleo de Rodinia formado por el cratón norteamericano (el último paleocontinente de Laurentia), rodeado en el sudeste con el cratón de Europa del Este (Báltica), el cratón amazónico (Amazonia) y el cratón de África Occidental. En el sur, con los cratones del Río de la Plata y San Francisco; en el suroeste con los cratones Congo y Kalahari, y en el noreste con Australia, India y Antártida Oriental.

Continentes que formaron el supercontinente Rodinia

Las posiciones de Siberia y el norte y sur de China al norte del cratón norteamericano, difieren mucho según la reconstrucción a la que se haga referencia.

Distribución de cinturones orogénicos de Grenvillian dentro de la configuración de Rodinia alrededor de 750 Ma. Nótese la presencia omnipresente de orógenos de Grenvillian (azul) que cementan más de 8 cratones. El diagrama de inserción (abajo a la izquierda) muestra el patrón de distribución de diferentes grupos de ensamblajes de craton. El grupo 4 se caracteriza por la presencia predominante de arcos isleños juveniles intraoceánicos, pero puede incluir fragmentos continentales más antiguos que 1.3 Ga, como lo sugieren Abdelsalam et al. (2002). El patrón de distribución de los arcos intraoceánicos en el Grupo 4 es muy esquemático, ilustrado por el análogo moderno del Pacífico occidental.

Fotos de Marte

Primeras Fotos de Marte

Viking 1

Sonda orbital y de aterrizaje

Visión artística de la Sonda.

Datos de la(s) sonda(s)

Nombre: Viking I

Organización: NASAJPL

Cohete lanzador: Titan IIIE

Tipo de misión: Orbitador y aterrizador

Masa: 3.257 kg (el conjunto con combustible)

Lanzamiento: 20 de agosto de 1975

Lugar de lanzamiento: Cabo Cañaveral (Complejo de Lanzamiento 41)

Masa total: 3527 kg

Llegada a Marte: 20 de julio de 1976; (11:53 UTC, MSD 36455 18:40 AMT, 14 Mina 195; Dariano; 22.48, -49.97Coordenadas: 22.48, -49.97

Fin de la misión; 7 de agosto de 1980

Instrumentos científicos

Viking Orbiter 1:

  1. Sistema de imágenes y vídeo
    (Visual Imaging System)
  2. Un radiómetro
    (Infra-Red Thermal Mapper)
  3. Un espectrómetro infrarrojo
    (Mars Atmospheric Water Detector)

Viking Lander 1:

  1. Un analizador de potencial
    (Retarding Potencial Analyzer)
  2. Un espectrómetro de masas
    (Upper Atmosphere Mass Spectrometer)

La sonda espacial Viking I es una de las dos sondas espaciales de exploración de Marte pertenecientes al programa Viking de la NASA, compuesta de una sonda orbital llamada Viking Orbiter I y una sonda de aterrizaje llamada Viking Lander I.

Misión

Las sondas fueron lanzadas por un cohete Titan III-E/Centaur el 20 de agosto de 1975, en dirección hacia Marte, alcanzando su objetivo en unos 10 meses. La Viking Orbiter 1 alcanzó la órbita marciana el 19 de junio de 1976, y cinco días después de la inserción orbital comenzó a retransmitir las primeras imágenes. El aterrizaje de la Viking Lander 1 fue retrasado del 4 al 20 de julio, ya que las primeras fotografías del lugar de aterrizaje mostraron que no era totalmente seguro.

Módulo orbitador

Los instrumentos de la nave se componían de dos cámaras vidicon (VIS) para obtener imágenes, un espectrómetro de infrarrojos para el mapeado de vapor de agua y radiómetros infrarrojos para el mapeo térmico. La misión principal del orbitador terminó con el inicio de la conjunción solar el 5 de noviembre de 1976. La misión extendida comenzó el 14 de diciembre de 1976, después de dicha conjunción solar. Las operaciones realizadas incluyeron aproximaciones a Fobos en febrero de 1977. El 7 de agosto de 1980, el Orbitador Viking 1 se fue quedando sin combustible para el control de altitud y su órbita se elevó de 357 × 33943 kilómetros a 320 × 56000 kilómetros para evitar el impacto con Marte y la posible contaminación hasta el año 2019. Las operaciones se dieron por terminadas el 17 de agosto de 1980, después de 1485 órbitas. Un nuevo estudio en 2009 concluyó que, aunque la posibilidad de que Viking 1 haya impactado en Marte no debe ser descartada, es sumamente probable que continúe en órbita.

Módulo de aterrizaje

El módulo de aterrizaje y su cubierta se separaron del orbitador el 20 de julio a las 8:51 UTC. En el momento de la separación, el módulo de aterrizaje estaba orbitando a unos 5 km/s. Los retrocohetes del escudo se encendieron para iniciar la maniobra de la salida de órbita. Después de unas horas a unos 300 km de altitud, el módulo de aterrizaje se reorientó para la entrada atmosférica. El escudo térmico de la cubierta frenó la nave durante su entrada en la atmósfera. En este trayecto se emplearon sensores de presión, temperatura y densidad, así como un espectrómetro de masas para controlar el descenso. A 6 km de altitud, viajando a aproximadamente 250 m/s, el paracaídas de 16 metros de diámetro fue desplegado. Siete segundos después, el escudo se separó de la sonda, y 8 segundos después, las tres patas del módulo de aterrizaje se extendieron. En 45 segundos el paracaídas había reducido la velocidad del módulo de aterrizaje a 60 m/s. A 1,5 km de altitud, retrocohetes en el propio módulo de aterrizaje se encendieron y, 40 segundos después, aproximadamente a 2,4 m/s, la sonda tocó tierra en Marte con una sacudida relativamente ligera.

Este es el calendario de la misión de la Viking Orbiter I:

Fecha Órbita Operaciones
20/8/1975 Lanzamiento del conjunto VO-VL
19/6/1976 0 Puesta en órbita elíptica sincrónica (1)
Inicio de la Viking Primary Mission
20/7/1976 92 Separación de la VL-1
5/11/1976 132 Fin de la Viking Primary Mission
14/12/1976 162 Inicio de la Viking Extended Mission
12/2/1977 235 Sincronización de la órbita con el período de Fobos (2)
24/3/1977 263 Reducción del periastro a 297 km (3)
?/3/1978 652 Fin de la Viking Extended Mission
Inicio de la Viking Continuation Mission
?/2/1979 987 Fin de la Viking Continuation Mission
Inicio de la Viking Completion Mission
20/7/1979 1120 Aumento del periastro a 357 km (4)
7/8/1980 1485 Fin de la Viking Completion Mission
Fin del funcionamiento controlado desde la Tierra
  1. Puesta en órbita elíptica sincrónica: periodo 24 h; apoastro 33000 km; periastro 1513 km; inclinación 39º.
  2. Sincronización de la órbita con el periodo de Fobos: distancia 100 km.
  3. Reducción del periastro a 297 km (resolución de las imágenes: 20 m).
  4. Aumento del periastro a 357 km.

Aterrizador marciano

Puesta de Sol fotografiada desde la VL-1.

Imagen de la Viking (con color alterado) donde pueden verse las marcas de la pala mecánica de recogida de muestras.

 

 

Calendario de la misión de la Viking Lander I:

Fecha Sol* Operaciones
20/8/1975 Lanzamiento del conjunto VO-VL
20/7/1976 0 Aterrizaje en Marte
Inicio análisis biológicos y moleculares del suelo y atmósfera
Inicio análisis inorgánicos
Inicio de imágenes (modo continuo)
Inicio observaciones meteorológicas (modo continuo)
?/5/1977 307 Fin de análisis biológicos y moleculares del suelo y atmósfera
20/11/1978 841 Fin de análisis inorgánicos
Inicio modo Survey (envío automático de datos semanalmente)
?/2/1979 9?? Envío de imágenes en modo automático semanal
Observaciones meteorológicas en modo automático semanal
13/11/1982 ??? Fin de operaciones del VL-1 por un fallo humano
durante una actualización del software

Vista panorámica desde la Viking Lander 1, del lugar de aterrizaje, Chryse Planitia

Más información en: https://www.astrosafor.net/Huygens/2003/45/Viking.htm

Viking 1: diseño de la misión 

Para evitar cualquier tipo de problemas de contaminación de las muestras que se tomarían de Marte por parte de organismos procedentes de la Tierra, las plataformas que aterrizarían en Marte fueron esterilizadas.

La sonda empleó prácticamente un año en realizar su viaje hacia el Planeta Rojo. De este modo la Viking 1 llegó a la Órbita de Marte el 19 de Junio de 1976, mientras que la Viking 2 lo hizo el 7 de Agosto de 1976. Una vez posicionados en órbita, el equipo de búsqueda de los puntos de aterrizaje para las sondas analizó cuidadosamente las imágenes tomadas por las sondas orbitales y decidió que la primera localización seleccionada al diseñar la misión no reunía todas las condiciones de seguridad necesarias. Así pues, se analizaron puntos de aterrizaje próximos y finalmente la Viking 1 aterrizó el 20 de Julio de 1976 en la ladera oeste de Chryse Planitia (La Planicie de los Dioses) en las coordenadas 22’3 grados norte de latitud, 48’0 grados de longitud.

Así mismo, el quipo certificó como no apropiada la zona de aterrizaje planeada para la Viking 2, después de analizar las fotos de alta resolución obtenidas por la sonda, por lo que determinó una nueva zona de aterrizaje a 47’7 grados de latitud norte y 48’0 grados de longitud, en la Utopia Planitia, lugar donde se produjo el aterrizaje el 3 de Septiembre de 1976.

En un principio se diseñó la misión Viking para garantizar su operatividad durante los 90 días siguientes al aterrizaje. Cada módulo orbital y Plataforma de Aterrizaje, sin embargo, mantuvieron su vida útil durante un largo período de tiempo adicional. De este modo, el módulo orbital Viking Orbiter 1 mantuvo su operatividad durante más de 4 años después de su llegada a Marte.

La Misión Primaria del Proyecto Viking se dio por concluida el 15 de Noviembre de 1976, 11 días antes de la conjunción máxima del planeta (Su paso por detrás del Sol). Tras la conjunción, a mediados de Diciembre de 1976, los controles en la Tierra recuperaron la señal de Telemetría y las operaciones de Telecomando, y comenzaron las operaciones de la Misión Extendida.

 La primera nave que dejó de funcionar fue el Módulo Orbital Viking Orbiter 2, el 25 de Julio de 1978. La sonda había empleado todo su combustible gaseoso en sus Sistemas de Control de Altitud, el cual permitía apuntar sus paneles solares al Sol para mantener el suministro de energía al resto de subsistemas. Cuando la nave perdió su orientación hacia el Sol, desde el JPL se enviaron los comandos para cerrar el suministro energético al transpondedor del Viking Orbiter 2.

 En 1978 se empezó a detectar la falta de combustible en el Sistema de Control de Altitud del Módulo Orbital Viking Orbiter 1, pero tras un estudio y una planificación del consumo de combustible, los ingenieros lograron mantener la posibilidad de que se continuara con el envío de datos a un ritmo más reducido durante otros dos años más. El suministro de gas acabó por agotarse y el suministro eléctrico del Viking Orbiter 1 se desconectó el 7 de agosto de 1980, después de un total de 1489 órbitas de Marte.

 Los últimos datos procedentes de la Plataforma de Aterrizaje Viking Lander 2 legaron a la Tierra el 11 de Abril de 1980. La última transmisión del Viking Lander 1 a la Tierra fue el 11 de Noviembre de 1982. A pesar de los esfuerzos por mantener la comunicación con el Viking Lander 1 durante los seis meses y medio siguientes, la Misión se dio por concluida el 21 de Mayo de 1983.

 Sonda Orbital: Viking Orbiter

El orbitador se basaba en la nave Mariner 9. Era un octágono de unos 2,5 m de diámetro, con una masa, en el momento del lanzamiento, de unos 2500 kg, de los cuales 1445 kg eran combustible y gas (para controlar la altitud de la sonda una vez en Marte). Los objetivos principales de los orbitadores Viking eran:

  • El transporte de la sonda de aterrizaje (VL-1 y VL-2).
  • Fotografiar la superficie de Marte a modo de mapa del planeta.
  • Llevar a cabo una misión de reconocimiento para ubicar y certificar posibles áreas de aterrizaje.
  • Actuar como un intermediario de comunicaciones para los Viking Lander.
  • Detectar eventuales modificaciones del medio ambiente marciano.

Las ocho caras de la estructura anular (esto es, con forma de anillo) tenían una altitud de 0,4572 m, y tenían un ancho de 1397 mm y 508 mm, alternativamente. La altura total de la sonda era de 3,29 m. Había 16 componentes modulares, 3 en cada una de las 4 caras más largas, y 1 en cada cara corta.2

Calendario de la misión orbital

Sistema de propulsión y maniobra orbital

La unidad de propulsión estaba colocada sobre la central eléctrica del orbitador. La propulsión se lograba a través de un motor cohete de combustible hipergólico, que era alimentado gracias un sistema bipropelente, con monometilhidracina (CH3N2H3) como combustible y tetraóxido de dinitrógeno (N2O4) como oxidante.

El motor era capaz de proveer un empuje de 1.323 N, lo cual significaba un cambio de velocidad (Delta-v) de 1.480 m/s. El control de altitud se lograba por 12 pequeños micropropulsores de nitrógeno comprimido. Un sensor solar, un sensor solar de crucero, un navegador estelar y una unidad de referencia inercial con 6 giroscopios permitían la estabilización en 3 dimensiones. Además, la sonda disponía de micropropulsores de control de actitud ubicados al final de los paneles solares. Dos acelerómetros también iban a bordo.

Lanzamiento del Titan III con la Viking I a bordo.

Perfil de una misión Viking: 1. Lanzamiento; 2. Órbita de transferencia interplanetaria hacia Marte (duración 305-360 días); 3. Inserción en órbita marciana; 4. Separación del orbitador y el aterrizador (3000 km de altitud); 4. Desorbitación; 5. Frenado atmosférico (250 km de altitud, 14000 km/h); 6. Despliegue del paracaídas (6,4 km de altitud, 1600 km/h); 7. Eyección del escudo térmico y despliegue de las patas de aterrizaje (5,7 km de altitud); 8. Eyección del aterrizador y retropropulsión (1,2 km de altitud, 250 km/h); 7. Aterrizaje sobre la superficie (2,5 km/h).

Viking Orbiter I

Fecha Órbita Operaciones
20/8/1975 Lanzamiento del conjunto VO-VL
19/6/1976 0 Puesta en órbita elíptica sincrónica
20/7/1976 92 Aterrizaje de la VL-1 en Marte
12/2/1977 235 Sincronización de la órbita con el periodo de Fobos (distancia: 100 km)
24/3/1977 263 Reducción del periastro a 297 km
20/7/1979 1120 Aumento del periastro a 357 km
7/8/1980 1485 Fin del funcionamiento controlado desde la Tierra

Sistema de alimentación

Las Viking Orbiter disponían de cuatro “alas” solares que se extendían desde el eje del orbitador. La envergadura de dichas “alas” era de 9,75 m. La nave obtenía energía a través de 8 paneles solares de 1,57 m x 1,23 m, ubicando dos en cada ala. Los paneles solares, con una superficie total de unos 15 m2, tenían un total de 34.800 células solares, que producían 620 W de energía en órbita marciana. La energía se almacenaba en dos baterías eléctricas de níquel y cadmio con una capacidad de 30 Ah (108 kC).

Comunicaciones

Las comunicaciones se lograban con un transmisor de 20 W de banda S (2.295 MHz) y dos TWTAs de 20 W. Un receptor de banda X (8.415 MHz) fue colocado para realizar experimentos de comunicaciones.

La sonda tenía una antena parabólica de alta ganancia maniobrable en dos sentidos con un diámetro de 1,5 m colocada en el borde de la base del orbitador. Dos grabadores de cinta eran capaces de almacenar 1.280 Mbit de información. También disponía de una radio UHF de 381 MHz.

Instrumentos científicos

Esta era la plataforma donde se ubicaban el VIS, IRTM y MAWD en las Viking Orbiter.

La sonda orbital portaba tres instrumentos científicos para llevar a cabo los experimentos previstos; un sistema de imágenes (Visual Imaging System, VIS), cartografía infrarroja (Infra-Red Thermal Mapper, IRTM), y un detector de vapor de agua atmosférico (Mars Atmospheric Water Derector, MAWD). Estaban montados en una plataforma orientable que se ubicaba en la base del orbitador, de manera que los paneles solares nunca perdieran el sentido de los rayos del Sol. El instrumental científico tenía una masa total aproximada de 72 kg:

  • VIS o Visual Imaging System (Sistema de Imagen Visual) se componía de dos cámaras idénticas, cada una con un telescopio de tipo Cassegrain de 755 mm de distancia focal, un obturador, un tubo Vidicon y un disco portafiltros de seis sectores. El campo visual de cada cámara era de 1,5º x 1,7º, proporcionando imágenes de hasta 1.886 km2 para una distancia de 1.500 km en el periastro.
  • IRTM o Infra-Red Thermal Mapper (Mapeador Térmico Infra-Rojo) era un radiómetro con 28 canales que funcionaba en el infrarrojo, constituido por cuatro telescopios con sistemas de filtrado y con siete detectores sensibles a un cierto campo espectral cada uno.
  • MAWD o Mars Atmospheric Water Detector (Detector de Agua Atmosférica de Marte) era un espectrómetro infrarrojo de cinco campos de longitudes de onda situados en la región de la banda de absorción del vapor de agua; este instrumento debería medir igualmente la proporción de la radiación solar incidente en la atmósfera marciana, con lo que se determinaría la cantidad de vapor de agua atravesada por la radiación.

Selección de imágenes obtenidas por el VIS de las sondas Viking Orbiter

Chryse Planitia.  

Antiguo flujo de agua en la región Maja Valles.

Valles marcianos captados por las sondas.

Sonda de aterrizaje: Viking Lander

Modelo de la sonda de aterrizaje Viking.

La sonda Viking Lander I, o VL-1, sección de aterrizaje que venía conjuntamente con la sonda orbital Viking Orbiter I, fue la segunda sonda espacial que aterrizó en Marte con éxito, el 20 de julio de 1976 (la primera fue la nave rusa Mars 3 en 1971, aunque se perdió la comunicación a los pocos segundos de posarse sobre el planeta). El 3 de septiembre de 1976 haría lo propio la sonda Viking Lander II, o VL-2. Las sondas VL-1 y VL-2, una vez posadas en Marte con el instrumental desplegado, se dedicaron a una serie de objetivos primarios:

  • Estudios atmosféricos durante el descenso y aterrizaje.
  • Observaciones del medio marciano, y meteorológicas a nivel del suelo.
  • Análisis de la composición del suelo y búsqueda de materia orgánica y de vida.

Estructura de la sonda

La sonda consistía en una base hexagonal de aluminio apoyada en tres patas extendidas. La base de las patas formaba los vértices de un triángulo equilátero de 2,21 m de lado (visto desde arriba). Los instrumentos estaban sujetos a la parte superior de la base, y separados de la superficie del planeta por las patas extendidas. Toda la unidad tenía una masa de 657 kg.

Todas las operaciones estaban controladas gracias al ordenador de a bordo, el GCSC o Guidance Control Sequencing Computer (Ordenador Secuenciador de Control de Orientación). Tres unidades gestionaban los datos científicos: la DAPU o Data Acquisition and Procesing Unit (Unidad de Procesamiento y Adquisición de Datos), que era la encargada de recolectar los datos científicos y técnicos convirtiéndolos en datos numéricos para ser posteriormente enviados a la memoria de almacenamiento o a la grabadora, o transmitirlos a la Viking Obiter, para que fuesen enviados a la Tierra, o directamente enviados a la Tierra.3

Sistema de propulsión y maniobra de descenso

La propulsión estaba a cargo de un cohete monopropelente de hidracina (N2H4) con 12 salidas dispuestas en 4 grupos de 3, que proveían 32 N de empuje, dando una velocidad vertical de 180 m/s. Estas salidas también actuaban como propulsores de control y rotación para la sección del Viking dispuesta a aterrizar en Marte.

El descenso final y posado sobre la superficie se lograba mediante tres motores monopropelentes de hidracina. Los motores tenían 18 salidas para dispersar la emisión calórica y minimizar los efectos sobre la superficie. Podían ser regulados, para pasar de 276 N a 2.667 N. La hidracina era purificada para evitar contaminar la superficie marciana. El Viking Lander portaba 85 kg de propelente al momento de lanzamiento, que estaban almacenados en dos tanques esféricos de titanio. El control de la VL se lograba con una unidad interferencial de referencia, cuatro giroscopios, un aero-desacelerador, un altímetro de radar, un radar de descenso y aterrizaje, y los propulsores de control de altitud.

Sistema de alimentación

La energía era provista por dos generadores térmicos radio-isotópicos (llamados RTG, en inglés), que contenían plutonio 238. Cada generador medía 28 cm de alto, 58 cm de diámetro y tenía una masa de 13,6 kg. Generaban 35 W continuos, operando a 4,4 voltios. También contaba con baterías recargables de 28 voltios de níquelcadmio, para manejar picos de corriente suplementaria de 70 W.

Comunicaciones

Vista de Marte, desde la Viking Lander I. Se puede apreciar la antena parabólica de alta ganancia en la parte superior, y el filtro de colores para las cámaras, abajo a la derecha.

La comunicación se lograba a través de un transmisor de banda S de 20 W, y por medio de 2 TWTAs de 20 W. Una antena parabólica manipulable a lo largo de dos ejes estaba montada cerca del borde de la base de la nave.

Una antena omnidireccional de banda S también se extendía desde la base. Ambas antenas permitían una comunicación directa con la Tierra. Una antena UHF de 381 MHz permitía una comunicación en un sentido hacia el orbitador, usando una radio de 30 W. El almacenaje de datos se daba en un grabador de cinta de 40 Mbit, y la computadora de la VL podía almacenar hasta 6000 palabras en órdenes y procedimientos.

Instrumentos científicos

Detalle del brazo robótico para la recogida de muestras. En el extremo puede divisarse la pala, y en la parte superior (centro de la imagen) el tamiz. El brazo podía girar 180º para poder verter las muestras en los embudos de recogida para los experimentos.

Antes de que las Viking Lander (I y II) se posaran sobre la superficie marciana, ya habían empezado la experimentación científica. Durante el descenso, las sondas observaron y midieron la atmósfera e ionosfera marcianas. Durante esta fase, funcionaron tres instrumentos:

  • RPA o Retarding Potencial Analyzer (Analizador de Potencial Retardador) medía la distribución de los electrones del viento solar y de los fotoelectrones ionosféricas, las temperaturas de los electrones en la ionosfera, la composición, la concentración y la temperatura de los iones positivos y la interacción del viento solar con la alta atmósfera.
  • UAMS o Upper Atmosphere Mass Spectrometer (Espectrómetro de Masas de la Alta Atmósfera), analizaba la composición molecular de la atmósfera. Proporcionaba un análisis cuantitativo y cualitativo de todos los gases eléctricamente neutros, con un peso molecular inferior o igual a una masa atómica de 50. También medía su abundancia isotópica.
  • LASE o Lower Atmospheric Experiment (Experimento de Baja Atmósfera), el cual establecía perfiles verticales (densidad, presión y temperatura) de la atmósfera, desde 90 km de altitud hasta la superficie.

Una vez posado el Viking Lander sobre Marte, se desplegaron el resto de instrumentos de a bordo. Las 2 cámaras proporcionaban imágenes de la superficie. Las fotografías (a color) eran el resultado de la combinación de ambas cámaras por el barrido de cientos de líneas en azul, rojo y verde. Para las propiedades físicas del suelo se utilizaron métodos simples, como la dureza, analizada gracias al hundimiento de los patines de las patas de la sonda. Dos pares de imanes estaban colocados en el sistema de toma de muestras, separando los minerales magnéticos del resto; otros imanes colocados sobre el metal de los RGT capturaban el polvo cargado magnéticamente. El Viking Lander además estaba provisto de tres sismómetros miniatura solidarios de la estructura del aterrizador para la medida de movimientos sísmicos.

Para las medidas meteorológicas se usaron sensores colocados en lo alto de un mástil erguido tras el aterrizaje. Las temperaturas se medían por medio de tres termopares. Un anemómetro, constituido también por un termopar, se encargaba de la velocidad del viento y su dirección. Igualmente, un sensor de temperaturas se ubicaba en el sistema de toma de muestras, para conseguir establecer perfiles de temperatura en las proximidades del suelo. El sensor de presión estaba colocado bajo la estación, e iba midiendo las variaciones de presión conforme el aparato descendía hasta la superficie.

Para la recogida de las muestras del suelo, las sondas disponían de un sistema de recogida de muestras, constituido por una pala al final de un brazo robótico articulado de 3 metros de longitud con la que cavar zanjas alrededor de la sonda. El brazo trituraba las muestras y las pasaba por un tamiz, ubicado en la parte final del mismo, para luego llevar dichas muestras a los compartimentos específicos para los experimentos, debajo de unos embudos situados en el cuerpo principal de la nave. Para analizar la composición del suelo se trató de determinar el contenido en elementos químicos y la identificación de la composición molecular. El XRFS o X-Ray Fluorescente Spectrometer (Espectrómetro de Fluorescencia X) era el encargado de los elementos químicos, mientras que el GCSM o Gas Chromatograph Mass Spectrometer (Espectrómetro de Masa en Fase Gaseosa) lo era para los análisis moleculares y concentraciones de gas, orgánicos o inorgánicos.

Resultados de los experimentos

Se determinó que el principal constituyente neutro de la alta atmósfera es el dióxido de carbono CO2; el nitrógeno sólo representa un 6% de la cantidad de CO2, y el oxígeno molecular O2 un 0,3%. La presencia de nitrógeno es muy importante porque este gas está considerado como un factor determinante para la existencia de algún tipo de forma de vida.

Las medidas meteorológicas eran efectuadas doce veces al día. Pusieron en evidencia valores medios de las temperaturas diurnas que oscilaban entre -85 °C (en la puesta del Sol) hasta -29 °C (al mediodía), variaciones diarias de presión del orden de 0,2 mbar (para una presión media de 6 mbar), y velocidades de viento que alcanzaban 8 m/s ( 28,8 km/h) (durante el día).

En teoría, los sismómetros debieron registrar los movimientos del suelo, pero debido a la sensibilidad de las estaciones al viento, así como las vibraciones de los instrumentos, el origen de los registros nunca quedó claramente establecido.

El suelo de Marte es relativamente duro, existiendo en algunos lugares una corteza de varios centímetros de espesor que recubre un nivel más blando, y que una parte de los materiales de la superficie contiene minerales magnéticos. El XRFS afirmó la presencia de hierro, calcio, sílice, aluminio y titanio en las muestras del suelo recogidas por el brazo mecánico. El GCMS, para los análisis moleculares y de gases, determinó que la proporción de argón 36/argón 40 en la atmósfera marciana era muy inferior al de la atmósfera terrestre, demostrando que este planeta no ha tenido una desgasificación tan importante como la Tierra; este instrumento no encontró complejos orgánicos suficientes (menos de una parte por millón) para afirmar algún proceso biológico, presuponiendo además que el agua encontrada se asociaba a ciertos minerales.

Experimentos biológicos Viking: la búsqueda de la vida en Marte

Uno de los motivos principales para el envío del aterrizador marciano era la búsqueda recurrente de la vida en Marte. Para ello, las sondas Viking que se posaron sobre la superficie llevaban consigo el Biology Instrument, un contenedor de experimentos, tres exactamente; el Pyrolytic Release Experiment, el Labeled Release Experiment, y el Gas Exchange Experiment.

Pyrolytic Release Experiment

Este experimento se basaba en el principio de la asimilación del carbono, que establece que la materia viva fija el carbono de la atmósfera mediante fotosíntesis. Previamente se procedía a esterilizar una parte de la muestra durante tres horas a 160 °C. Las muestras eran incubadas durante cinco días bajo una luz artificial (sin ultravioleta). Después, para volver a colocar las muestras obtenidas en las condiciones naturales del medio marciano, se introducía en la cámara de incubación CO2 marcado al carbono 14. Tras el periodo de incubación la temperatura del contenedor era elevada hasta los 650 °C con el objetivo de pirolizar toda la materia orgánica. A continuación se introducía helio para la transferencia de la fase de vapor por medio de un filtro, analizándose el resto de grupos volátiles mediante un detector de radiaciones, de manera que se pudiera detectar el carbono 14 que podía haber sido fijado por la materia orgánica. Se comparaban las muestras, esterilizada y no esterilizada, para medir la radioactividad. Si los resultados eran iguales, se presuponía que no había ningún agente biológico; si era distinto, se podría admitir la presencia de materia orgánica que hubiera alterado el resultado.

Labeled Release Experiment

El Labeled Release Experiment se basaba en el concepto de la asimilación de moléculas orgánicas, como aminoácidos, por microorganismos presentes en las muestras de suelo; tras la asimilación, se producirían una serie de gases que contuvieran una parte del carbono presente en las moléculas orgánicas. Para ello se procedía a la colocación en una incubadora de las muestras con atmósfera marciana. A dicha muestra se le añadiría un agente líquido nutritivo (con formiatos, lactatos y aminoácidos) marcado al carbono 14. Si durante el experimento existiera un aumento en la radioactividad de la atmósfera de la incubadora, había que pensar que era el resultado de la emisión de gases marcados al carbono 14 producidos por la asimilación de la materia nutritiva por los microorganismos marcianos.

Gas Exchange Experiment

Este otro experimento se fundamentaba en el principio de intercambios entre la materia viva y la atmósfera, y en la presencia de materia nutritiva en el suelo. La muestra se le añadía, dentro de la incubadora, de un agente nutritivo no marcado y de una mezcla gaseosa de helio, kriptón y dióxido de carbono. En el experimento se analizaba las muestras de la mezcla gaseosa en una columna cromatrográfica, de forma que pudiese ser detectado un eventual aumento de concentración en dióxido de carbono, en CH4, y en nitrógeno, que indicaría una asimilación de la materia nutritiva por materia viva.

Análisis de los experimentos biológicos

Tras analizar los resultados de los experimentos biológicos la comunidad científica fue reservada para calificar que algún proceso biológico existía en la superficie de Marte. Se realizaron tres experimentos; en el primero se usó una muestra de 0,1 g del suelo recogida por el brazo mecánico introduciéndola en la incubadora. Este experimento se trataba del Pyrolytic Release Experiment. Tras realizar el experimento, en el que se simulaban las condiciones marcianas sin rayos ultravioleta, se afirmaría la presencia de agentes biológicos detectando la fotosíntesis de los posibles microorganismos. El analizador detectó la presencia de emanaciones gaseosas de compuestos carbonáceos que en principio se trataban de dióxido de carbono y, en una muestra gemela esterilizada, no se dio tal circunstancia. Por tanto el resultado fue positivo para la presencia de seres vivos.

En el segundo experimento, que se trataba del Labeled Release Experiment, se usó para la muestra un caldo orgánico para que los posibles microorganismos existentes en dicha muestra emitieran dióxido de carbono a causa del metabolismo de este compuesto. Este resultado fue en principio negativo, ya que en la muestra calentada no aportó ningún resultado válido.

En el último experimento, el Gas Exchange Experiment, se trató de buscar metabolitos orgánicos, tales como el metano, tras aportar a la muestra nutrientes orgánicos con marcado al carbono 14. El resultado fue probablemente positivo, ya que se encontró una variación en el nitrógeno tras estar observando la muestra durante 200 días, aparte de un evidente desprendimiento de oxígeno y dióxido de carbono.

Los científicos determinaron entonces, no con total convencimiento, que la presencia de vida en Marte era inexistente. Se basaron en que los resultados del primer y tercer experimento, que dieron positivo, se podían explicar gracias a procesos químicos y geológicos. En el caso del segundo experimento, que dio negativo, los científicos argumentaron que quizás el analizador era demasiado poco sensible para detectar trazas orgánicas en tan poca cantidad.

Finalmente explicaron que quizás la mejor forma de encontrar agentes biológicos en Marte sería excavando a una cierta profundidad del suelo, ya que los letales rayos ultravioleta destruirían cualquier tipo de vida (la capa de ozono no existe en Marte).4

Mucho más recientemente, se ha argumentado que las sondas Viking pudieron no solo ser incapaces de detectar la vida en Marte y, sobre todo, que los científicos podrían no haber sabido interpretar los datos que éstas transmitieron, sino que a causa de los múltiples experimentos las sondas pudieron haber acabado con la vida existente en las muestras, ya que los posibles microorganismos marcianos no responderían igual que los terrestres a los procesos químicos a los que se les habría expuesto.5

MÁS INFORMACIÓN

La entrada en órbita marciana tuvo lugar a las cero horas 38 minutos del domingo, cuando el Vinking-1 se encontraba a 314 millones de kilómetros de la Tierra y a 9.600 kilómetros de Marte. El doctor Bautista, director de la Estación Espacial de Madrid, ha declarado a EL PAIS que el ingenio «llevaba 10 meses de camino, cuando tuvo lugar la entrada en órbita. Se aproximaba al planeta con una velocidad de .18.000 kilómetros por hora. Esta velocidad es demasiado grande. Si no se hubiese hecho nada, el Viking habría pasado de largo».

Esto fue lo que les sucedió a otros muchos ingenios interplanetarios que le han precedido. Esa fue la, suerte corrida por Mars-IV (soviético) y Mariner-IV (norteamericano), Zond-2…, y tantos otros.

El Viking-1, al que le sigue otra nave espacial norteamericana, Viking-2, logró entrar en órbita porque los retrocohetes funcionaron del modo previsto. «Su velocidad se redujo en 5.300 kilómetros por hora -añade el doctor Bautista- quedando capturado por el campo gravitatorio marciano. La órbita en la que ha entrado es una órbita provisional de 42 horas y media de período. Ahora es necesario reducir el período a 24,6 horas -que es la duración del día marciano».

Más fotografías

El Viking-1, va a estar varios días en órbita. Su objetivo es tomar multitud de fotografías para poder determinar con precisión la zona de aterrizaje. Una de las zonas más favorables para la operación es la llanura de Chryse, cerca del gran barranco de Cóprates, una gigantesca garganta que corre a lo largo de casi un tercio del ecuador del planeta. El Viking-2 que le sigue se posará más cerca del polo norte donde se especula que hay más posibilidades de encontrar organismos vivientes. A simple vista, Marte ofrece desde la Tierra una típica coloración rojiza. Pero a medida que se le observa más cerca desaparece ese color y lo que se advierte es una superficie con manchas claras y oscuras así como unos casquetes blancos en los polos con los que se ha especulado mucho. Se habló de la posible presencia del hielo, con primaveras e inviernos que originaban fusión y congelación.

El análisis espectral ha mostrado una atmósfera tenue, con gran riqueza de nitrógeno, con poca presencia de agua, elemento de esencial importancia en los seres vivientes, tal como éstos se han desarrollado en la Tierra.

Los famosos canales marcianos, unas líneas de sorprendente geometría conocidas desde hace mucho tiempo, parecen ser regiones desérticas y grandes cráteres, provocados por el bombardeo de los meteoritos. Marte análogamente a la Luna, no está como la Tierra protegido de la lluvia de meteoritos por una atmósfera densa.

Otros análisis espectrales han mostrado la presencia en el planeta vecino del enlace químico C-H (carbono e hidrógeno), típico de los seres vivientes. Pero el misterio marciano sigue sin resolverse. No se han podido comprender hasta la fecha las variaciones de extensión de sus manchas con las temporadas. En todo caso es un planeta dinámico donde suceden cosas a un nivel geológico, y probablemente biológico, que sólo podrán ser despejadas con las fotos cada vez más cercanas y con el análisis de su suelo.

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La NASA digitalizará los datos del Viking 1, primer aterrizador marciano

Corría el año 1975 cuando la sonda Viking 1 partió de la Tierra rumbo a Marte. Fue la primera misión que tenía como objetivo hacer aterrizar un robot allí. 11 meses después, el 20 de julio de 1976, Viking 1 se convirtió en el primer objeto construido por el hombre que aterrizaba en el planeta rojo. Gracias a él, pudimos ver las primeras fotos de la superficie de Marte, y conocer más datos sobre él.

Toda esa información quedó recogida en microfilms analógicos. Para evitar que toda esa información se acabe perdiendo, pues los films analógicos utilizan componentes químicos que se desgastan con el tiempo, un científico de la NASA, llamado David Williams, se va a encargar de digitalizar toda esa información. Junto con su equipo, van a utilizar un lector de microfilms para digitalizar todos los rollos del Viking 1.

Este hecho, además de tener una motivación sentimental de hacer que no se pierda esta valiosa información de la primera misión controlada desde la Tierra en la superficie marciana, tiene como objetivo revisar y tener disponible la máxima información posible del planeta rojo, ya que son pocas las misiones que se han realizado en este planeta. Además, lo que llevó de primeras a Williams a buscar los rollos de microfilm fue una petición de unos biólogos para contrastar unas hipótesis con las que estaban trabajando.

Por ello, cualquier información que haya sobre Marte es de vital importancia para futuras investigaciones. De hecho, toda la información del Viking se utiliza para comparar la que envía el Curiosity a la Tierra, y se utilizará para comparar la que recogerá el rover Mars 2020. El Mars 2020 llevará nuevos instrumentos científicos cuidadosamente seleccionados, entre los que se encuentra un conversor dióxido de carbono en oxígeno, para comprobar si, ulteriormente, se podría respirar aire de manera normal en Marte.

De esta manera, se podrá estudiar cómo ha evolucionado el entorno marciano durante las últimas décadas. En el caso de que hubiera diferencias en la tierra o en la atmósfera, esto podría indicar la presencia de vida en el planeta, entre otros factores.

La nave Viking 1 era realmente avanzada para su época, tal y como podemos observar en la calidad de las fotografías que hay disponibles de la expedición. Además, con la Viking 1 se pudo comprobar la hipótesis de la dilatación gravitacional del tiempo, propuesta en la Teoría de la Relatividad General de Einstein. Para ello, mandaron señales de radio de ida y vuelta al Viking 1. En una de las pruebas, lo hicieron en un momento en el que el Sol estaba entre medias de la Tierra y Marte. El efecto Shapiro coincidía con las predicciones de la Relatividad General.

Esta misión originó varias controversias, las dos más importantes fueron:

¿Encontró la misión vida en Marte?

En 1976 la NASA envió dos sondas espaciales a Marte, Viking 1 y Viking 2, para determinar si había vida en el planeta rojo.

Las sondas llevaron a cabo tres experimentos especialmente diseñados con este objetivo, uno de ellos fue llamado Labeled Release Experiment.

Este experimento consistía en tomar muestras de suelo de Marte y mezclarlas con agua que contenía nutrientes y átomos radiactivos de carbono. La idea era que si el suelo contenía microbios, éstos metabolizarían los nutrientes y liberarían dióxido de carbono radiactivo o gas metano.

Desgraciadamente, los resultados del Labeled Release Experiment no fueron confirmados por los dos experimentos posteriores, que dieron ambos negativo, por lo que la agencia espacial descartó la posibilidad de que hubiera vida en Marte.

El misterioso rostro fotografiado en Marte

La «Cara» de Marte es un rasgo distintivo en la superficie del planeta Marte ubicado en la región de Cidonia, concretamente en Cidonia Mensae, que para algunas personas se asemeja a un rostro humano. Mide aproximadamente 3 km de largo por 1,5 km de ancho y se ubica a 41º05′ norte y 9º50′ oeste. Fue fotografiada por primera vez el 25 de julio de 1976 por la sonda espacial Viking 1, que orbitaba el planeta en ese momento. El hecho llamó la atención del público seis días después en un informe de prensa entregado por la NASA.

La interpretación científica

La interpretación mayoritariamente aceptada de las primeras fotografía sugiere que es una forma natural del terreno, una de las muchas mesetas esparcidas por Cidonia. En este orden de ideas, la apariencia de una cara se da porque la combinación del ángulo de iluminación de la luz del Sol y la baja resolución de la foto tienden a suavizar las irregularidades de la superficie, y por la tendencia del cerebro humano a reconocer patrones familiares, especialmente caras (pareidolia). Además, un lapso en los datos enviados por el Viking 2 creó un punto negro exactamente donde los orificios de la nariz se ubicarían en una cara. Muchos otros puntos como éste son visibles en la foto

Sin embargo, a partir del fenómeno de pareidolia, también se originó otra interpretación de carácter ufológico seudocientífico, que indicaba que la fotografía representaba un monumento de algún tipo, y su existencia era prueba de que una inteligencia extraterrestre habitó Marte (los marcianos), o que visitó este planeta en un momento lejano del pasado. El principal proponente de esta interpretación es Richard Hoagland; su «Mensaje de Cidonia», en el libro Los monumentos de Marte: una ciudad al borde de la eternidad, se basa en una interpretación de otros rasgos de la región de Cidonia como las llamadas Pirámides de Marte. La publicación de este libro ha popularizado la creencia en la artificialidad de la cara.

La comunidad científica acoge esta teoría con escepticismo y la considera algo absurda y poco probable:

La interpretación oficial está apoyada por las nuevas fotografías tomadas por la sonda Mars Global Surveyor, en 1998 y 2001, y por la sonda Mars Odyssey en 2002. Fotografiada bajo diferentes condiciones de iluminación y a una resolución más alta, la forma no parece una cara.1​ Sin embargo, los promotores de las teorías de la conspiración del ocultamiento extraterrestre no creen en estas nuevas fotografías y alegan, sin presentar pruebas, que las imágenes habrían sido alteradas.

Posteriormente en el año 2006, la sonda Mars Express, de la Agencia Espacial Europea (ESA), obtuvo excelentes imágenes de alta resolución espacial (13,7 metros por píxel), que permitieron eliminar cualquier duda que pudiera quedar sobre la naturaleza de esta estructura, ratificándose que es puramente geológica.2

Atlántica

Atlántica (supercontinente)

Atlántica es un supercontinente que surgió hace aproximadamente 1.800 millones de años,1​ como resultado de la lenta fragmentación del supercontinente Kenorland (iniciada hace 2.500 Ma con la separación del continente Ártica). Este supercontinente estaba constituido por los cratones de África Occidental, Congo y Nilo Occidental (actualmente localizados en África) y por los cratones de Amazonia (cratón de Brasil y escudo de Guyana), São Francisco y Rio de la Plata (situados en Sudamérica). Desde el momento en que Ártica se separó de Kenorland hasta el momento en que Atlántica quedó definido como una masa continental independiente, este supercontinente habría estado unido al supercontinente Ur (que habría formado parte, a su vez, de Kenorland).

Alrededor de 200 millones de años más tarde, se convirtió en parte del supercontinente Columbia y 300 millones de años más tarde, se separa de Columbia. Hace 1.100 millones de años (o 400 millones de años después de la desintegración de Columbia), se une a Nena y Ur pasa a formar parte del supercontinente Rodinia. Después de que Rodinia se dividiera y los fragmentos se volvieran a reunir hace 600 millones de años, pasa a formar parte del supercontinente Pannotia. En el Cámbrico, Pannotia se desintegró, dejando Atlántica en el supercontinente Gondwana. Gondwana luego pasa a formar parte del supercontinente Pangea en el Pérmico, y luego se fragmentó en el Jurásico. En la actualidad, restos de Atlántica se encuentran en África y Sudamérica.

Reconstrucción paleogeográfica del supercontinente Atlántica en la que pueden verse los principales cratones que lo constituían: África Occidental, Congo y Nilo Occidental (en África) y Amazonia (cratón de Brasil y escudo de Guyana), São Francisco y Rio de la Plata (en Sudamérica). Autor: Fama Clamosa.

NOTA: No confundir el nombre de Atlántica con la mitológica Atlántida, pues no tiene nada que ver.

Esquema simplificado de la reconstrucción paleogeográfica del supercontinente Atlántica. Autor: desconocido.

Configuración propuesta por Rogers, 1996 a los continentes Atlántica, Ártica y Ur. La disposición corresponde a la posición que estos continentes ocupados en supercontinente Pangea (~ 300 Ma). Modificado de Rogers, op. cit.

Reconstrucción paleogeográfica del supercontinente Columbia en la que pueden verse los principales supercontinentes (y los cratones) que lo constituían: Atlántica en un extremo, Ur en el centro, y Nena en el otro extremo. Según Personen et al. (2012), los cratones de India, Australia y este de Antártica estaban en la región del polo sur, por lo que aunque en la imagen parece que el supercontinente Nena está al revés, hay que ver que la imagen es un desglose del globo terráqueo en sus dos hemisferios, de tal modo que el polo norte está a la vez tanto arriba como abajo de la figura. Autor: desconocido.

Este ciclo de unión y desunión para formar supercontinentes globales hará que Atlántica se una con el resto de masas continentales para constituir los supercontinentes Rodinia (desde hace 1.100 Ma hasta hace 800 Ma) y Pannotia (desde hace 600 Ma hasta hace 540 Ma).

Reconstrucción paleogeográfica del supercontinente Rodinia en la que pueden verse los principales supercontinentes que lo constituían: Atlántica (en verde), en un extremo, Ur (en violeta) en el otro extremo, y Nena (en rojo) en el centro. Autor: desconocido.

Con la fragmentación de Pannotia ocurrida hace unos 540 Ma, Atlántica se quedó formando parte (junto a un gran número de masas continentales) de un supercontinente algo más pequeño que Pannotia: Gondwana, que formaría parte a su vez de Pangea cuando ésta se constituyera, hace unos 300 Ma.

Hace unos 150 Ma comenzó a formarse el océano Atlántico (que le da nombre al supercontinente Atlántica), provocando el fin de Pangea y la fracturación de Atlántica en dos mitades, separándolas y constituyendo los actuales continentes de África y Sudamérica.

Prueba Misión Internacional

Prueba Misión Internacional

Apolo-Soyuz

Encuentro en órbita de dos mundos distintos y distantes

El programa espacial Soyuz-Apolo

El quince de julio de 1975, la cápsula espacial soviética Soyuz-19 y el vehículo estadounidense Apollo-18 fueron lanzados con siete horas de diferencia, desde el Cosmódromo de Baikonur (RSS de Kazajistán, URSS) y el Centro Espacial Kennedy (Cabo Cañaveral, Florida, EEUU). Dos días después se realizó el acoplamiento de las dos naves. A unos 200 kilómetros de la Tierra los cosmonautas soviéticos y los de los Estados Unidos se dieron el histórico apretón de manos en la órbita terrestre.

Primera prueba de una misión internacional. Paso previo a las estaciones espaciales internacionales.

La tripulación del Soyuz 19 estaba formada por el comandante de la nave, Alexéi Leónov, que era una leyenda por haber sido el primer hombre en realizar una caminata espacial en 1965, y el novato Valeri Kubasov, el ingeniero de a bordo. La parte estadounidense, Apolo ASTP (extraoficialmente también denominada Apolo XVIII), estaba representada por Thomas Stafford, un veterano de tres vuelos; Vance Brand, quien nunca había volado al espacio; y Donald “Deke” Slayton, miembro del primer grupo de los astronautas de la historia formado por la NASA.

Esta fue la primera vez que las dos potencias espaciales colaboraron, dejando de lado su rivalidad. El acoplamiento de las naves se produjo ante una enorme audiencia. La gente miraba alucinada la imagen capturada por las cámaras de televisión instaladas en la propia estación.

Las dos cápsulas estuvieron acopladas durante 44 horas, tiempo suficiente para que los cosmonautas intercambiaran banderas y regalos, conversaran en ambos idiomas y comieran juntos.

Ahora el general Leónov recuerda ese evento histórico con humor: “Entre nuestras naves había una frontera, unas rayas blancas y negras. Y cuando nos acoplamos, Tom Stafford me extendió la mano… Yo la apreté y como él no se negaba ¡lo arrastré a nuestra cápsula!”

El encuentro fue la culminación de más de dos años de una intensa preparación técnica y de una no menos vigorosa actividad diplomática por parte de ambos equipos. Las conversaciones informales entre el entonces presidente Kennedy y el secretario general del Comité Central del Partido Comunista de la Unión Soviética, Jruschov, habían empezado en 1962, y concluyeron con el acuerdo firmado en Moscú, diez años más tarde, por el presidente Richard Nixon y el lider soviético Leonid Brézhnev.

Como explica el experto Yuri Korash, cuando el presidente Nixon decidió pasar de la confrontación a la época de negociaciones, acordó utilizar el espacio como una de las más claras manifestaciones del comienzo de un nuevo periodo en las relaciones entre la Unión Soviética y EE. UU.

Además de la importancia política, el programa conjunto Soyuz-Apollo produjo grandes avances técnicos. La misión permitió, por ejemplo, que ambas naciones conocieran el programa espacial de su compañera.

Durante la preparación del vuelo, los cosmonautas soviéticos y sus compañeros de reemplazo visitaron y se entrenaron en el Centro Espacial Johnson, mientras que los astronautas estadounidenses viajaron a Moscú.

Por aquel entonces esos astronautas todavía no sabían que el siguiente proyecto conjunto, Soyuz-Shuttle, iba a fracasar y que tendrían que pasar veinte años más hasta la próxima colaboración entre los dos países.

Hasta el día de hoy se han hecho varios centenares de acoplamientos internacionales en estaciones espaciales. Pero el programa Soyuz-Apollo fue el primero.

El astronauta estadounidense Donald Slayton (a la izquierda y “boca abajo”), piloto de la misión Apolo ASTP, y el cosmonauta soviético Alexei Leonov, primer hombre en realizar un “paseo espacial” (1965) y comandante de la nave Soyuz 19, durante uno de los encuentros en órbita de las tripulaciones de la misión conjunta Apolo-Soyuz. Esta imagen fue una de las más reproducidas por la prensa internacional en 1975. [Foto: NASA]

El Apolo ASTP estadounidense fotografiado desde la Soyuz 19 en la órbita terrestre. En la proa del módulo de mando cónico, única zona habitable de la nave, está acoplado el Docking Module (DM; en el extremo izquierdo de la foto) diseñado específicamente para esta misión y al que a su vez se unió la nave soviética. Las misiones lunares Apolo protagonizaron la hazaña de ser los primeros (y únicos) vuelos tripulados que se posaron en nuestro satélite (seis misiones con éxito y una fallida entre 1969 y 1972). Esta misión Apolo-Soyuz de 1975 fue el último vuelo de las naves Apolo antes de pasar a formar parte de la historia de la carrera espacial. [Foto: Academia de Ciencias de la URSS]

La verde cobertura textil de la Soyuz 19 contrasta con el blanco de un área nubosa de la Tierra. En esta excelente imagen captada por la tripulación del Apolo ASTP se pueden distinguir los diferentes módulos de la nave soviética. De izquierda a derecha: (a) el módulo orbital habitable con el mecanismo de acoplamiento al DM en su extremo, (b) el módulo de mando y descenso de la tripulación y (c) el módulo de servicio o de instrumentación y propulsión (único no habitable), al que está fijado el doble juego de paneles fotovoltaicos desplegables. La versión actual de este fiable y robusto diseño de la ingeniería espacial soviética, cuya vigencia ha resistido el paso de más de cuatro décadas, sigue operativa en nuestros días. Si nadie lo remedia, las Soyuz pronto serán el único medio de transporte de tripulaciones hacia la Estación Espacial Internacional a partir de la retirada de los transbordadores espaciales norteamericanos Shuttle. [Foto: NASA]

El primer apretón de manos entre los dos comandantes de la misión: Thomas Stafford (con vestimenta naranja, en el Docking Module) y Leonov (al fondo, en el módulo orbital de la Soyuz). [Agencia TASS]

La doble designación oficial de esta primera y única misión espacial conjunta de las dos superpotencias fue Apollo-Soyuz Test Project (ASTP, por sus siglas en inglés) y Экспериментальный полёт Союз-Аполлон (ЭПСА, Eksperimantalniy polyot Soyuz-Apollon, EPSA, por sus siglas y transcripción del ruso), que viene a significar en castellano “Vuelo experimental Soyuz-Apolo”.

Sellos conmemorativos de la misión conjunta Apolo-Soyuz editados en 1975 por los servicios postales de EEUU (10 centavos de dólar) y de la URSS (12 kopeks de rublo).

El perfil de la misión Apolo-Soyuz era sencillo y poco ambicioso más allá de su espíritu simbólico: dos días después de sus respectivos lanzamientos desde EEUU y la URSS el 15 de julio de 1975 mediante cohetes Saturno IB y Soyuz-U, ambas naves tripuladas se encontrarían en una órbita baja terrestre para acoplarse mediante un módulo de atraque diseñado exclusivamente para esta expedición: el Docking Module ASTP (DM), que fue unido en órbita a la proa del módulo de mando del Apolo para su posterior acoplamiento con la nave soviética Soyuz y el encuentro entre ambas tripulaciones.

DOS PAÍSES, DOS SISTEMAS

El DM, con 3,15 m de longitud, 1,4 m de diámetro máximo y unas dos toneladas de masa, era básicamente una esclusa —con un volumen útil equivalente al de una pequeña furgoneta— cuya función era permitir la transferencia y el encuentro de ambas tripulaciones en órbita a pesar de sus diferentes sistemas… de soporte vital. Mientras que en el Apolo estadounidense había una atmósfera de baja presión compuesta sólo de oxígeno, en la Soyuz soviética se vivía en un ambiente más familiar para los organismos terrícolas: una mezcla de oxígeno y nitrógeno con una presión más elevada y más parecida al aire que respiramos en la Tierra. El DM, además de solventar el problema de los diferentes entornos de soporte vital, permitió la conexión de los circuitos de comunicaciones de ambas naves. Su sistema de atraque APAS-75 de tipo andrógino y diseño soviético permitió la unión del complejo Apolo-DM a la Soyuz.

Otro problema, el del idioma, fue solventado por la condición relativamente bilingüe de las tripulaciones, que utilizaron indistintamente el ruso y el inglés para comunicarse… aunque debido al extraño acento del comandante norteamericano cuando hablaba ruso, el comandante soviético Leonov bromeó diciendo que “en realidad en la misión se hablaron tres lenguas: el inglés, el ruso y el oklahomski“, en referencia al Estado del Medio-Oeste de donde era nativo Thomas Stafford (Oklahoma).

Sección del hábitat multimodular durante las 44 horas que permanecieron unidas las naves. Apolo a la izquierda, DM en el centro y Soyuz a la derecha (clic en la imagen para ampliar). [Ilustración: Agencia soviética TASS]

Durante las 44 horas que estuvieron unidas las naves, sus tripulaciones intercambiaron regalos, diplomas, banderas, bebidas y delicatessen típicas de cada país. En estos casi dos días completos de convivencia en órbita (la mayor parte del tiempo en el DM y en el módulo orbital de la Soyuz) también hubo ocasión de realizar algunos experimentos científicos conjuntos así como, finalmente, una maniobra de acoplamiento adicional que volvió a poner a prueba con éxito el sistema soviético de atraque APAS-75.

ENCUENTRO DE DOS MUNDOS DISTANTES

En su contexto histórico, Apolo-Soyuz supuso no sólo un hito en la historia de la carrera espacial humana, al tratarse de la primera misión conjunta de las dos naciones que hasta ese momento habían rivalizado sin tregua en la conquista del cosmos desde el inicio de la carrera espacial por parte de la URSS en 1957, sino también un acontecimiento con repercusiones evidentes en la opinión pública mundial en el marco de la distensión y la llamada política de “coexistencia pacífica” entre EEUU y la URSS, un paréntesis de 1972 (firma del Acuerdo SALT I) hasta 1980 de relativa tregua en la Guerra Fría entre las dos superpotencias globales. Receso cuyo fin coincidió con la llegada del halcón anticomunista Ronald Reagan a la Casa Blanca a principios de 1981 y que dio paso a una nueva etapa histórica de máxima tensión internacional.

Vista con los ojos de hoy, tras más de dos décadas de cooperación espacial internacional en la Estación Mir y en la ISS, la misión conjunta Apolo-Soyuz podría parecer algo normal. Nada más lejos de la realidad en el contexto de 1975. La misión Apolo-Soyuz simbolizó y significó algo parecido al encuentro en el espacio de dos naves con seres procedentes de mundos muy distintos y distantes… y no sólo porque hablaran lenguas dispares y respiraran atmósferas diferentes.

Tras años de dura competencia entre los Estados Unidos y la URSS la carrera espacial perdió bastante impulso tras el éxito de la misión Apolo 11, que en 1969 ponía por primera vez a un hombre en la Luna.

Se suele considerar que su fin lo marca la misión Apolo-Soyuz, que el 17 de julio de 1975 a las 16:19:09 UTC alcanzaba su objetivo con el acoplamiento en órbita de un módulo de comando Apolo, que llevaba un adaptador específicamente diseñado para la misión, con la Soyuz 7K-TM.

El programa Apolo-Soyuz en el Museo Nacional del Aire y el Espacio de los Estados Unidos

Aquí se pueden ver unidades a tamaño real del programa de pruebas Apolo-Soyuz, el programa conjunto de los EEUU y la URSS para desarrollar y probar un mecanismo común de atraque para naves espaciales. En 1975 esta misión fue la primera vez que naves espaciales de dos países se encontraron en el espacio. A la izquierda están los módulos de comando y de servicio Apolo. Esta nave se usó como vehículo de pruebas durante el programa Apolo y fue restaurada para ser expuesta aquí. En el centro está el módulo de atraque que fue construido como reserva del utilizado durante la misión. A la derecha está la Soyuz verde, que incluye un módulo orbital esférico, un módulo de aterrizaje con forma de campana, y un módulo de servicio cilíndrico. Es un modelo construido por la Asociación de Producción científica Energía, la empresa que aún fabrica las Soyuz reales.

A bordo de la nave estadounidense iban Thomas Sttaford, Vance Brand, y Deke Slayton; a bordo de la Soyuz iban Alexei Leonov y Valeri Kubasov.

Symbol of Cooperation: placa conmemorativa que ambas tripulaciones ensamblaron en órbita

Historic Handshake: Apretón de manos entre Stafford y Leonov tras la apertura de las escotillas

Leonov y Kubasov volvieron a tierra el 21 de julio a las 10:50:00 UTC; su misión fue la primera misión espacial soviética cuyo lanzamiento y aterrizaje fue televisado.

Sttaford, Brand y Slayton amerizaron el 24 de julio a las 21:18:00 UTC; su misión fue la última misión tripulada de la NASA en amerizar, y ellos fueron los últimos astronautas de la NASA en salir al espacio hasta que John W. Young y Robert L. Crippen despegaron a bordo del transbordador espacial Columbia el 12 de abril de 1981 en la misión STS-1.

Dejando aparte el valor de relaciones públicas y de imagen de la misión esta sirvió para que ambas agencias espaciales comenzaran a trabajar juntas, lo que desembocó en las misiones de los transbordadores espaciales a la Mir –aunque casi veinte años más tarde– y luego en la Estación Espacial Internacional.

 

  

 

 Certificate Signing of First American and Russian Docking: Firma del certificado conjunto de la misión