Sonda en órbita de Mercurio

MESSENGER

Representación artística de la sonda MESSENGER en órbita de Mercurio

MESSENGER fue una sonda espacial no tripulada de la NASA, lanzada rumbo a Mercurio el 3 de agosto de 2004 y que entró en órbita alrededor de dicho planeta el 18 de marzo de 2011¹​ para iniciar un período de observación orbital de un año terrestre de duración. Durante su trayecto, la sonda ha sobrevolado la Tierra el 1 de agosto de 2005, y dos sobrevuelos a Venus (el 24 de octubre de 2006 y el 5 de junio de 2007) y tres a Mercurio (en 2008 y 2009) antes de la inserción orbital. La sonda consiguió sobrevivir cuatro años más hasta que la NASA decidió dar por terminado el proyecto y dejar que la sonda colisionara contra Mercurio el 30 de abril de 2015. Durante su misión consiguió datos muy valiosos sobre la superficie del planeta y descubrió la existencia de agua congelada en un resquicio donde nunca recibe el Sol.²​

El nombre MESSENGER es un acrónimo de MErcury Surface, Space ENvironment, GEochemistry and Ranging (Superficie, Ambiente Espacial, Geoquímica y Medición de Mercurio). Su nombre también significa «mensajero», elegido porque Mercurio era el mensajero de los dioses en la mitología romana. Esta sonda ha sido la primera en colocarse en órbita de Mercurio, ya que hasta ahora el planeta sólo ha sido visitado por la Mariner 10, que realizó tres sobrevuelos en 1974 y 1975.

Viaje

La sonda espacial fue lanzada usando un cohete Delta II desde Cabo Cañaveral el 3 de agosto de 2004. Una hora después la sonda se separó con éxito del propulsor y comenzó su larga travesía hacia Mercurio.

Alcanzar Mercurio requiere grandes cambios de velocidad debido a la alta velocidad orbital del planeta. Además el planeta no posee apenas atmósfera, por lo que no es posible realizar la maniobra de aerofrenado, con la que se ahorra combustible. Para llegar a su destino, la sonda MESSENGER tuvo que realizar varias maniobras de asistencia gravitatoria, que permiten cambios en la velocidad de la nave sin utilizar propelente.

Lanzamiento del MESSENGER.

La sonda sobrevoló la Tierra el 2 de agosto de 2005, con una aproximación máxima de 2347 km sobre Mongolia. Ha sobrevolado dos veces Venus, el 24 de octubre de 2006 a una altitud de 2992 km y el 5 de junio de 2007 a tan solo 338 km, poniendo a la sonda en ruta hacia Mercurio.³​

La sonda MESSENGER realizó 3 sobrevuelos de Mercurio, el primero el 14 de enero de 2008 y el segundo el 6 de octubre de ese mismo año. El tercero tuvo lugar el 29 de septiembre de 2009 para reducir gradualmente su velocidad y dirigir la nave hacia la inserción orbital, que tuvo lugar el 18 de marzo de 2011 y dar comienzo a su misión principal tras encender y comprobar los instrumentos.

Durante los acercamientos de MESSENGER a la Tierra y la Luna usó su espectrómetro para estudiar la atmósfera y superficie de ambos mundos. También realizó algunos análisis de la magnetosfera de la Tierra.

Trayectoria del MESSENGER.

Vela solar

Luego de la experiencia de la sonda Mariner 10, 30 años antes, que utilizó sus paneles como velas solares en forma no planificada para subsanar la falta de propelente, se planificó utilizar la presión de la luz solar como empuje para el frenado y posterior captura de Mercurio, de forma que pudiese entrar en órbita. Se realizaron esas maniobras según lo planificado, utilizando los paneles solares a manera de vela solar.⁴​

Sin este apoyo, además de las asistencias gravitatorias, se hubiese necesitado una cantidad muchísimo mayor de propelente, lo que hubiese subido el costo más allá del presupuesto.⁴​

Planes de observación

La misión principal tuvo una duración de un año terrestre. El objetivo de la misión era crear un mapa global de Mercurio, un modelo tridimensional de la magnetosfera y estudiar los elementos volátiles presentes en los cráteres.

Encuentro del 14 de enero de 2008

El 14 de enero de 2008 la sonda visitó por primera vez Mercurio, 33 años después del último sobrevuelo realizado por la Mariner 10. Fueron necesarios alrededor de 10 minutos para que las señales de radio llegaran al centro de control en la Universidad Johns Hopkins.

Las imágenes enviadas mostraron una superficie rugosa y repleta de cráteres, consecuencia del intenso bombardeo de meteoritos que ha sufrido el planeta. Algunas de las imágenes de alta resolución de la MESSENGER registran áreas nunca antes vistas de Mercurio y regiones que ya fueron fotografiadas por la sonda Mariner 10 en 1974. La máxima aproximación fue de 200 kilómetros de su superficie.

Energía

MESSENGER estaba equipada con dos paneles solares de Arseniuro de galio/germanio (GaAs/Ge) que proporcionaban a la sonda una media de 450 vatios en la órbita de Mercurio. Cada panel podía rotar para variar su posición e incluye reflectores ópticos para controlar la temperatura del sistema. La energía solar fotovoltaica así generada por los paneles se almacenaba en una batería de níquel e hidruro metálico de 23 amperios-hora.⁵​

Fin de la misión

MESSENGER concluyó su misión el 30 de abril de 2015. La NASA la estrelló contra el planeta Mercurio⁶​⁷​ a una velocidad de 3,91 kilómetros por segundo, dejando un cráter de unos 16 metros de diámetro. La nave, de unos 513 kilogramos, liberó la misma energía al estrellarse que la explosión de una tonelada de TNT.⁸​ En octubre de 2018 la Agencia Espacial Europea (ESA) en colaboración con la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA) lanzará la sonda BepiColombo,⁹​ que entre una de sus misiones, sería usar ese cráter para investigar el impacto de la MESSENGER sobre el planeta al dejar al descubierto parte del subsuelo con materiales más frescos y con menor exposición del exterior.⁸​

Durante su misión, MESSENGER tomó más de 250 000 fotografías, recopilando gran cantidad de información.

Para más información ver:

Página oficial de la misión

https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraftDisplay.do?id=2004-030A

Messenger se bloquea, sus resultados perduran

Por: Kelly Beatty | 1 de mayo de 2015

Después de cuatro años en Mercury, el orbitador Messenger de la NASA ha terminado su notable misión y se estrelló en el planeta.

Sabemos desde hace meses que la nave espacial Messenger de la NASA estaba operando en tiempo prestado. Sus tanques de combustible casi se vacían después de una década de maniobras interplanetarias, la nave espacial solo podía disparar su motor muchas veces antes de que la atracción de la gravedad de Mercurio, unida a la fuerza perturbadora del Sol, lo forzara a estrellarse contra el planeta. El final llegó ayer a las 19:26 hora universal (3:26 pm hora del este de verano).

En realidad, los ingenieros de misiones solo pueden suponer que la nave espacial se estrelló como se predijo porque el impacto ocurrió en el lado invisible del planeta. Es de suponer que pasó rozando el gran cráter Shakespeare antes de golpear una cresta sin nombre ubicada a 54.5 ° norte, 210.1 ° este.

La órbita polar inicial de Messenger alrededor de Mercurio variaba en altitud desde solo 120 millas (200 km) hasta aproximadamente 10,000 millas (15,000 km). Más tarde la órbita se ajustó para que la nave espacial pasara aún más cerca.

Unos minutos más tarde, cuando la nave espacial habría emergido desde atrás del planeta y desde la Tierra, no se recibió ninguna señal de radio. El estado de ánimo en el centro de control de la misión en el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins fue » celebratorio y sombrío » cuando los miembros del equipo vieron llegar las transmisiones finales después de 4,105 órbitas alrededor de Mercurio.

Lanzado en agosto de 2004, Messenger se familiarizó por primera vez con Mercury durante tres sobrevuelos estrechos en 2008-09. (El nombre de la nave espacial, por cierto, es una contracción para Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry y Ranging.) Cuando Messenger finalmente se estableció alrededor del planeta para siempre, el 18 de marzo de 2011 (Tiempo universal), asumió una órbita elíptica que variaron en altitud de 15,000 km (9,300 millas) a tan cerca como 200 km (120 millas) cada 12 horas.

La misión nominal era solo de un año, pero con la nave espacial aún sana, los gerentes de la NASA optaron por continuar la misión y, en marzo de 2014, bajar el periapso (punto de cierre) de cada órbita a menos de 50 km. Estas extensiones de misión, en particular acercando la nave espacial, pagaron grandes dividendos en términos de fotografía de superficie y ensayos geoquímicos.

El impacto de Messenger en Mercurio tuvo lugar en el lado invisible del planeta el 30 de abril de 2015. El cráter en la parte superior izquierda, Janacek, tiene 48 km (30 millas) de ancho. El color indica la altitud del terreno, con las regiones más altas que se muestran en rojo.

NASA / JHU-APL / Carnegie Inst. de Washington

Pero también significaba disparos de propulsores más frecuentes para evitar que la nave espacial descendiera demasiado y golpeara a Mercury prematuramente. Los ingenieros ordeñaron hasta el último propulsor de caída, e incluso expulsaron el presurizado de helio de los tanques de combustible, para maniobrar la nave en las últimas semanas de la misión.

Durante una conferencia de prensa el 16 de abril, el científico del proyecto Sean Solomon revisó su lista de los «10 principales» resultados científicos. En lugar de detallarlos aquí, los invito a ver esa lista (junto con útiles animaciones) en el sitio web de la misión. Allí también encontrará las 10 innovaciones tecnológicas más importantes de la misión, presentadas por Daniel O’Shaughnessy (ingeniero de sistemas de la misión) y Helene Winters (gerente de proyectos).

¿Por qué Mercurio es tan oscuro?

Antes de que se estrellara contra Mercury el 30 de abril de 2015, la nave espacial Messenger transmitió esta instantánea del piso del cráter Jokai. Los detalles más pequeños tienen solo 2 metros (7 pies) de ancho.
NASA / JHU-APL / Carnegie Inst. de Washington

Uno de los resultados más inesperados de la misión es que las rocas y el polvo en la superficie de Mercurio contienen muy poco hierro. Es desconcertante, en realidad, porque este planeta tiene un enorme núcleo dominado por el hierro que ocupa las tres cuartas partes del diámetro del planeta y la mitad de su volumen . Así que los geoquímicos esperaban que la superficie del planeta contuviera una gran cantidad de minerales ricos en hierro.

Este hallazgo, curioso en sí mismo, tiene relación con otro misterio de Mercurio. La superficie del planeta es muy oscura, reflejando solo el 7% de la luz solar que la golpea. Eso es incluso más oscuro que la Luna. Los investigadores han sabido por mucho tiempo que la superficie lunar se vuelve menos reflectante con el tiempo debido a pequeños meteoritos que salpimentan el polvo lunar, derritiendo momentáneamente sus minerales de silicato que contienen hierro y creando pedazos submicroscópicos de hierro metálico. Estas partículas de hierro son las que hacen que la Luna parezca oscura. Pero dada la superficie pobre en hierro de Mercurio, se debe involucrar algún otro proceso.

En la edición del 31 de marzo de Nature Geoscience, un trío de investigadores dirigido por Megan Bruck Syal (Lawrence Livermore National Laboratory) ofrece una alternativa razonable. «Una cosa que no se ha tenido en cuenta es que Mercury es objeto de dumping por una gran cantidad de material derivado de los cometas», señala Syal en un comunicado de prensa de la Universidad de Brown.

Ella y sus colegas primero estimaron que la entrada de cometas y polvo cometario en los últimos 200 millones de años podría haber infundido la capa superior de tierra de Mercurio con 3% a 6% de carbono. Luego llevaron a cabo simulaciones de impacto en el Ames Vertical Gun Range de la NASA para confirmar que el carbono transportado por el cometa en realidad se quedaría, en forma de diminutos cúmulos de partículas llamados aglutinados.

Además, la superficie resultante tendría un espectro muy insulso, exactamente lo que Messenger encontró. «Mostramos que el carbono actúa como un agente de oscurecimiento furtivo», explica el miembro del equipo Peter Schultz (Brown University). «Desde el punto de vista del análisis espectral, es como una pintura invisible» que se ha estado acumulando en la superficie de Mercurio durante miles de millones de años.

Juego de Nombre del Messenger

A medida que la misión de Messenger disminuyó, su equipo se unió a la Carnegie Institution for Science y la International Astronomical Union para llevar a cabo un concurso de nomenclatura de cráteres. Las reglas de presentación fueron estrictas, por ejemplo, los nominados deben haber sido reconocidos como A-lister durante al menos 50 años y deben haber fallecido en 2011 o antes. Se concedió especial énfasis a las naciones y grupos culturales que han estado subrepresentados en otros cuerpos planetarios.

El concurso atrajo más de 3.600 entradas. Los cinco ganadores, anunciados el 29 de abril, son:

• Carolan (83.8 ° N, 31.7 ° E): llamado así por el músico y compositor irlandés Turlough O’Carolan (1670-1738)
• Enheduanna (48.3 ° N, 326.2 ° E): nombre del autor y poeta de la antigua Mesopotamia
• Karsh (35.6 ° S, 78.9 ° E): llamado así por Yousuf Karsh (1908-2002), fotógrafo de retrato armenio-canadiense
• Kulthum (50.7 ° N, 93.5 ° E): llamado así por Umm Kulthum (muerto en 1975), cantante, compositora y actriz egipcia
• Rivera (69.3 ° N, 32.4 ° E): nombre de Diego Rivera (1886-1957), pintor y muralista mexicano

Cinco cráteres en Mercurio ahora llevan nombres presentados por el público.
IAU / NASA / Messenger team

 

 

 

 

Sonda en superficie de cometa

Philae (sonda espacial)

Philae

Organización: Agencia Espacial Europea

Tipo de misión: Aterrizador

Fecha de lanzamiento: 2 de marzo de 2004

Lugar de lanzamiento: Kourou

Duración de la misión: misión finalizada 2014-2015

Página web: www.esa.int/rosetta

Masa: 100 kg

Energía: Energía solar fotovoltaica

Philae es el nombre del módulo de aterrizaje de la sonda espacial Rosetta, que el 12 de noviembre de 2014 se desprendió de la misma y descendió sobre el cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko. Su descenso fue fallido ya que el sistema de gas a chorro que debía ser desplegado para evitar el rebote no funcionó, y tampoco se desplegaron los arpones de sus patas diseñados para un anclaje al cometa.¹​²​

Aunque abruptamente, es la primera nave que se posa sobre el núcleo de un cometa.

La masa total del módulo es de aproximadamente de 110 kg, de los cuales los instrumentos científicos en total tienen una masa de aproximadamente 27 kg.³​

El nombre de la sonda se debe a la isla Philae, donde se encontró un obelisco que sirvió, junto con la piedra Rosetta, para poder avanzar enormemente en el descifrado de los jeroglíficos egipcios. La isla Agilkia -que da nombre a la zona del cometa fijado para el aterrizaje de la sonda- es donde están una serie de templos antes situados en la isla Philae.⁴​

Objetivo

El objetivo de la sonda espacial Philae era aterrizar en la superficie de un cometa, fijarse en él y transmitir información sobre la composición del suelo. El sistema de cámaras a bordo de Philae, ÇIVA, mandó algunas imágenes antes de que los instrumentos fueran apagados por falta de energía; El sistema ROMAP tomó medidas de la magnetósfera marciana. La mayoría de los demás instrumentos necesitan contacto con la superficie para analizar y están ‘offline’ durante el vuelo. Se estimó inicialmente que el tiempo de la misión sería de cuatro a cinco meses.

Descenso

El 20 de enero de 2014 despertó del modo de hibernación en el que había permanecido 31 meses para prepararse para el tramo final de su viaje.⁵​ El 12 de noviembre de 2014, el módulo se desprendió de la sonda Rosetta para aterrizar en el punto seleccionado del cometa. Debido a que el módulo no posee propulsión propia ni sistemas de direccionamiento, la sonda Rosetta realizó una serie de complejos movimientos orbitales para finalmente ponerse en dirección de colisión con el cometa. En ese punto -estando a 22,5 km de la superficie- se desprendió Philae, y después Rosetta cambió su dirección para ponerse nuevamente en órbita.⁶​⁷​ Philae realizó un lento descenso que duró aproximadamente 7 horas.

Aterrizaje y actividad

Philae llegó a la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, aproximadamente a las 17 horas (GMT) del 12 de noviembre de 2014 tras un descenso de siete horas.⁷​⁸​⁹​

Tras la maniobra de aterrizaje, los arpones de Philae no consiguieron anclarse a la superficie del cometa, lo cual provocó que saliese «rebotado» hasta situarse en otra zona (bautizada como Abydos) a algo más de un kilómetro de distancia de la zona inicial.

Este cambio en el lugar de aterrizaje, provocó que el módulo Philae no pudiese recargar sus baterías, al encontrarse en una zona con menor exposición a la luz solar, por lo que el módulo solo permaneció activo durante menos de dos días completos y para luego entrar en hibernación.

El 13 de junio de 2015, el módulo volvió a emitir señales; la Agencia Espacial Europea confirmó que se restableció el contacto al recibir la sonda Rosetta una señal durante 40 segundos, según informó el Centro Nacional de Estudios Espaciales de Francia. De esta manera el módulo recuperó su actividad tras un periodo de hibernación debido al agotamiento de sus baterías y su larga estancia en la sombra. Eso puede indicar que las baterías se reactivaron al exponerse al sol y que el aparato pudo resistir las condiciones climáticas y ambientales del cometa.¹⁰​¹¹​¹²​

Resultados científicos

En julio de 2015, científicos del Centro Aeroespacial Alemán (DLR), presentaron en la revista Science¹³​ los resultados de los estudios y hallazgos que confirman la presencia de compuestos orgánicos considerados precursores de la vida, que intervienen en la formación de aminoácidos esenciales o de bases nucleicas en la superficie del cometa. En uno de estos estudios han participado investigadores españoles del Centro de Astrobiología perteneciente al Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), quienes explican que el Cometary Sampling and Composition (COSAC), uno de los principales instrumentos del módulo Philae, determinó la existencia de material orgánico en el cometa 67P.¹⁴​ Se encontraron, específicamente, 16 compuestos orgánicos, entre los que destacan acetamida, isocianato de metilo, propanal y acetona. Es la primera vez que se detectan estos compuestos en un cometa.²​

Galería

Representación del aterrizaje de Philae en el cometa. El aterrizaje real fue sobre una superficie mucho más escarpada.

Uno de los sistemas de anclaje sobre la superficie de Philae. En el aterrizaje real no funcionó.

Rosetta (sonda espacial)

Rosetta

Representación de la sonda espacial.

Información general

Organización: ESA

Estado: Finalizada

Fecha de lanzamiento: 2 de marzo de 2004¹​²​

Aplicación: Sonda de cometa

Masa: 3000 kg³​

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica²​

Rosetta fue una sonda espacial de la Agencia Espacial Europea (ESA) lanzada el 2 de marzo de 2004.¹​ La misión de la sonda fue la de orbitar alrededor del cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko en 2014 y 2015, enviando un módulo de aterrizaje, Philae, a la superficie del cometa. Tanto el orbitador como el aterrizador disponían de numerosos instrumentos científicos para analizar minuciosamente el cometa y sus características, uno de los cuales contaba con una perforadora para tomar muestras internas. Los instrumentos científicos incluían diversos espectrómetros especializados en diferentes aspectos, que analizaban la superficie del cometa, la coma y los gases expulsados. Se hicieron recuentos y estadísticas de las formas, colores, velocidades etc, de las partículas expulsadas. También incluía la medición del núcleo por ondas de radio.

La necesidad de ahorro de combustible obligó a planificar una compleja trayectoria de vuelo que incluyó tres sobrevuelos a la Tierra y uno a Marte para obtener sendas asistencia gravitatorias en cuatro vueltas al Sol cerca de la órbita terrestre, lo que le permitió ir ganando velocidad en cada una de ellos y así poder alcanzar la alejada órbita del cometa de destino. Rosetta alcanzó unos 108.000Km/h para su viaje y los mantuvo entre noviembre de 2009 y agosto de 2014, colocándose muy por delante de las sondas Voyager 1, New Horizons y Voyager 2 en velocidad. Sin esta trayectoria y dichas asistencias gravitatorias, la cantidad de combustible necesario para alcanzar la órbita del cometa habría hecho impensable la misión.

Tras suspenderse por problemas técnicos en dos ocasiones,⁴​ la misión comenzó el 2 de marzo de 2004 a las 7:17 UTC cuando la sonda fue lanzada con un cohete Ariane 5 desde la base de lanzamiento de Kourou en la Guayana Francesa. El cohete Ariane ubicó exitosamente en una órbita elíptica (de 200 X 4000 km) la etapa superior y su carga. Cerca de dos horas después, a las 9:14 UTC, la etapa superior se encendió para alcanzar la velocidad de escape necesaria para vencer la atracción terrestre y entrar en una órbita heliocéntrica. 18 minutos después, la sonda Rosetta fue liberada.²​

Los cometas reflejan la forma en que era primitivamente nuestro sistema solar, y han sufrido muy pocas modificaciones desde hace más de 4000 millones de años.⁵​ Por eso estudiarlos es una tarea prioritaria para la ciencia. Hasta el proyecto de esta sonda, solamente se realizaron sobrevuelos a los cometas, y esta es la primera sonda que estudia detalladamente un cometa, tanto orbitando alrededor de él, como llegando a la superficie, lo que incluye la toma de muestras directamente⁵​ y hacer estudios de forma coordinada entre la sonda madre y su módulo. Después de comenzar a orbitar el cometa, se desprendió un módulo, llamado Philae, que se posó sobre su superficie.

El nombre de la sonda está inspirado en la piedra de Rosetta, y nombres egipcios en general, ya que, también, el nombre del módulo de aterrizaje, Philae, está inspirado en la antigua ciudad egipcia del mismo nombre (en la actualidad sumergida), donde existió un obelisco imprescindible y complementario en el descifrado del texto de la piedra Rosetta.⁵​¹​ Al igual que la Piedra de Rosetta sirvió para desvelar los misterios de la escritura jeroglífica egipcia, se espera que la sonda Rosetta desvele muchos misterios del sistema solar.¹​

El 12 de noviembre del 2014, el módulo de aterrizaje Philae se posó exitosamente sobre el cometa 67P;⁶​⁷​ pero dos días después debió pasar a estado de hibernación por disponer de escasa energía, en razón de la reducida cantidad de luz solar recibida en su posición de aterrizaje. El 13 de junio de 2015, la sonda Philae salió de hibernación luego de haber acumulado energía suficiente en sus baterías.⁸​

• El 30 de septiembre de 2016 a las 11:19 GMT, Rosseta llevó a cabo su última maniobra iniciando su trayecto para colisionar sobre el cometa desde una altitud de 19 km. El destino de Rosetta era un punto en el lóbulo inferior de 67P/Churyumov-Gerasimenko, cerca de una zona de fosas activas en la región de Ma’at. El descenso brindó a Rosetta la oportunidad de estudiar el entorno de gas, polvo y plasma más cercano a la superficie del cometa, así como de capturar imágenes de muy alta

Objetivos

El objetivo principal de la sonda es investigar la composición y características del cometa de destino, lo que puede dar información sobre la formación del sistema solar.¹⁰​ Existe una muy bien fundada suposición de que los cometas son los objetos menos modificados del sistema solar desde su formación hace 4600 millones de años.

Una hipótesis importante que puede ser confirmada es si el agua de la Tierra procede de los cometas que impactaron contra ella a partir de que se enfrió y la menor temperatura permitió retener el agua. Se cree que la mayor parte del agua de los océanos tiene esta procedencia, puesto que es difícil que esta agua sea un remanente de la formación original de la Tierra.¹⁰​

Otra pregunta crucial es si el agua de los cometas tiene materia orgánica y de qué clase.¹⁰​ La respuesta puede ayudar a entender el origen de la vida en la Tierra.

El cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko

Artículo principal: 67P/Churiumov-Guerasimenko

El objetivo inicial de la Misión Rosetta era el cometa 46P/Wirtanen, pero debido al retraso del lanzamiento original en enero de 2003, 67P/Churiumov-Guerasimenko fue seleccionado como cometa de reemplazo.¹¹​

67P/Churiumov-Guerasimenko es un cometa periódico que se encuentra atrapado en las proximidades del Sol, después de haber sido impulsado por Júpiter.¹²​

El cometa fue detectado por el astrónomo Klim Churyumov, de la Universidad de Kiev, Ucrania, gracias a imágenes captadas por su colega Svetlana Gerasimenko, del Instituto de Astrofísica de Dushanbe, Tayikistán,¹³​ en una expedición a Alma Ata, usando telescopios de 50 cm¹⁴​

Después de la llegada de Rosetta al cometa en agosto de 2014, fue posible obtener datos muy precisos sobre el cometa. Este nivel de información no se posee de ningún otro cometa. Por ejemplo, se sabe su masa, densidad, forma, tamaño y datos orbitales.¹⁵​

Cronograma

Cronograma de actividades de la sonda:¹⁶​¹⁷​

• 2 de marzo de 2004, lanzamiento desde la Guayana Francesa.
• 4 de marzo de 2005, primera asistencia gravitacional de la Tierra (sobrevuelo a la Tierra).
• 25 de febrero de 2007, asistencia gravitacional de Marte (sobrevuelo a Marte, a 250 kilómetros de su superficie¹⁸​).
• 13 de noviembre de 2007, segunda asistencia gravitacional de la Tierra (sobrevuelo a la Tierra).
• 5 de septiembre de 2008, encuentro y fotografías del asteroide (2867) Šteins.
• 13 de noviembre de 2009, tercera asistencia gravitacional de la Tierra (sobrevuelo a la Tierra).
• 10 de julio de 2010, encuentro y fotografías del asteroide (21) Lutetia.
• 9 de junio de 2011, entra en hibernación completa.
• 20 de enero de 2014, sale de la hibernación para prepararse para el encuentro con el cometa.
• Mayo de 2014, mayor acercamiento al cometa y maniobra para preparar la puesta en órbita.
• Agosto de 2014, puesta en órbita alrededor del cometa y comienzo del cartografiado de su superficie.
• 12 de noviembre 2014, el módulo de aterrizaje Philae es lanzado desde Rosetta, para posarse sobre la superficie del cometa. Comienzan los estudios químicos y físicos del cometa.
• Agosto de 2015, mayor aproximación al Sol (perihelio de la órbita del cometa).
• Diciembre de 2015, final nominal de la misión.

Retraso en el lanzamiento

En el momento del planteamiento y diseño de la sonda, el objetivo era el estudio del cometa 46P/Wirtanen.¹⁹​

El lanzamiento estaba previsto para el 12 de enero de 2003, y después de las asistencias gravitacionales de la Tierra y Marte, maniobraría para llegar a la órbita del cometa el 29 de noviembre de 2011, para posteriormente, en agosto de 2012, hacer aterrizar al módulo Philae sobre el cometa y comenzar las mediciones y experimentos.¹⁹​

También estaba previsto originalmente el sobrevuelo a dos asteroides en el cinturón de asteroides: (4979) Otawara y (140) Siwa.²⁰​²¹​

Sin embargo, pocos días antes del lanzamiento, el 6 de enero de 2003 se anunció que se retrasaría dos días el lanzamiento de la sonda²²​ debido a la detección y estudio de una anomalía en el lanzamiento de Ariane 5 el 11 de diciembre de 2002.²³​

Posteriormente, la ESA anunció que no se lanzaría la sonda en enero, perdiendo la ventana de lanzamiento de enero para alcanzar al cometa 46P/Wirtanen, lo que obligó a buscar un nuevo objetivo para la sonda. Finalmente, en mayo de 2003, la ESA decidió que el nuevo objetivo sería el cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko, y el lanzamiento sería postergado hasta marzo de 2004.¹¹​ El lanzamiento sería con otro cohete Ariane de mayor capacidad (10 toneladas),²⁴​ frente al cohete de 3 toneladas de la planificación original.²⁵​ Este cambio implicó también el aumento en el presupuesto de mil millones de dólares adicionales.²³​

Otro cambio importante debido a la modificación de la trayectoria de vuelo por el retraso, fue que se seleccionaron otros dos asteroides diferentes en el cinturón de asteroides para su sobrevuelo y estudio. Fueron (2867) Šteins y (21) Lutetia.²⁰​

Trayectoria de vuelo

Trayectoria de Rosetta.
1 – marzo de 2004: lanzamiento de Rosetta ✓
2 – marzo 2005: primera asistencia gravitacional de la Tierra ✓
3 – febrero 2007: asistencia gravitacional de Marte ✓
4 – noviembre 2007: segunda asistencia gravitacional de la Tierra ✓
5 – septiembre 2008: sobrevuelo del asteroide Steins ✓
6 – noviembre 2009: tercera y última asistencia gravitacional de la Tierra ✓
7 – julio 2010: cita con el asteroide 21 Lutecia ✓
8 – julio 2011: puesta en hibernación de la sonda ✓
9 – enero 2014: reactivación de la sonda ✓
10 – agosto 2014: puesta en órbita alrededor del cometa ✓
11 – 12 de noviembre 2014: aterrizaje de Philae en la superficie del cometa ✓
12 – diciembre 2015: fin previsto de la misión ✓

La nave pasó tres veces cerca de la Tierra y una vez cerca de Marte para lograr, diez años después, el encuentro con el cometa. En la última etapa, cuando la sonda alcanzó la órbita de Júpiter, la sonda hibernó durante 31 meses, el periodo en que más lejos del Sol se encontraría en toda su trayectoria.²⁶​

El primer encuentro de Rosetta con un planeta, después de su lanzamiento, tuvo lugar el 4 de marzo de 2005, cuando se acercó a la Tierra, que le proporcionó el impulso gravitacional necesario para que la sonda tomara una trayectoria que la llevara a alcanzar Marte dos años más tarde.¹⁶​ El vuelo de reconocimiento la acercó a unos 250 km de la superficie de Marte, desde donde realizó observaciones científicas.¹⁸​ Después del sobrevuelo a Marte, Rosetta se dirigió a su segundo encuentro con la Tierra el 13 de noviembre del mismo año.¹⁶​ Los tres encuentros planetarios proporcionaron el impulso orbital necesario para que Rosetta pudiese adentrarse en el cinturón de asteroides, donde tuvo un acercamiento al asteroide Šteins, a unos 800 km, del que obtuvo muchas fotografías.³​

La sonda estuvo expuesta a un factor de variación de luz solar de 40. Como Rosetta viaja más allá de la órbita de Marte, depende de paneles solares especialmente diseñados por la ESA para poder captar la baja cantidad de energía proveniente del Sol a esas distancias.

El tercer y último encuentro con la Tierra en noviembre de 2009 envió a Rosetta hacia la órbita de 67P/Churiumov-Guerasimenko.

A mediados de 2011, cuando estuvo ubicada a unos 800 millones de kilómetros del Sol, la sonda encendió su motor principal para ubicarse en una trayectoria de intersección con la órbita del cometa. El 20 de enero de 2014, Rosetta fue activada y se preparó para una fase de acercamiento que duraría seis meses.

Sobrevuelos de asteroides

Debido a la trayectoria de vuelo, en la que requirió más de una asistencia gravitacional de la Tierra y Marte, la sonda pasó dos veces por el cinturón de asteroides, teniendo dos encuentros relativamente cercanos con dos asteroides, de los cuales obtuvo muchas fotografías.

Sobrevuelo de Šteins

El 5 de septiembre de 2008, Rosetta sobrevoló el asteroide (2867) Šteins, un asteroide irregular de tipo E, de unos 4,6 km de diámetro, a una distancia mínima de unos 800 km. El encuentro tuvo lugar a 360 millones de kilómetros de la Tierra y a una velocidad relativa de 8,62 km/s.³​

Sobrevuelo de Lutetia

El 10 de julio de 2010, Rosetta sobrevoló un segundo asteroide, (21) Lutetia. La máxima aproximación fue de 3162 km, y a una velocidad relativa de 15 km/s. La sonda tomó numerosas fotografías en el lapso de un minuto que duró el sobrevuelo. Adicionalmente, hizo estudios durante el sobrevuelo sobre una posible atmósfera muy tenue, posible campo magnético y posibles fragmentos de polvo flotando cerca de la sonda.²⁷​ Para ello utilizó diversos instrumentos de la sonda, incluyendo algunos del módulo de aterrizaje Philae.²⁷​

Observación de los restos de una colisión de asteroides

El 10 de marzo de 2010, poco después de la cuarta y última asistencia gravitacional (que fue con la Tierra), se dirigió la cámara OSIRIS hacia los restos de una colisión entre asteroides.²⁸​²⁹​

Inicialmente, al observar desde la Tierra esos restos, se pensó que se trataba de un cometa que se designó con el nombre P/2010 A2, y se lo definió como un cometa periódico. Sin embargo, al observar mejor el supuesto cometa, se notaron anormalidades, algo así como un cometa sin núcleo. Entonces se dispuso que el Telescopio espacial Hubble tomara imágenes del cometa. Además, la sonda Rosetta se encontraba casualmente cerca del objetivo, por lo que también se dispuso que la cámara OSIRIS de la sonda tomara fotografías. Con las fotografías obtenidas por las dos partes, se determinó que el supuesto cometa era en realidad los restos de una colisión entre asteroides, que ocurrió aproximadamente el 10 de febrero de 2009. La colisión resultó, después de un año de ocurrida, por la gravedad del Sol y la presión del viento solar, en una gran área dispersa en el espacio de gas, polvo y fragmentos, lo que hacía que se viera como la coma de un cometa.²⁸​²⁹​

Etapa «Despierta Rosetta» y campaña popular

Luego de 31 meses de hibernación completa de la sonda Rosetta, tiempo en el que su trayectoria fue de acercamiento al cometa, la sonda salió de su hibernación el 20 de enero de 2014 para comenzar la toma de las fotografías a distancia del cometa y hacer las correcciones orbitales necesarias.

Para el evento, el 10 de diciembre de 2013 la ESA lanzó una campaña propagandística con el título «Despierta Rosetta». A tono informal (y jocoso), la ESA indica que es muy difícil despertar sin café, y muy lejos del Sol, por lo que solicitó ayuda a la ciudadanía para que mucha gente gritara «despierta Rosetta» el día 20 de enero, y que Rosetta pudiera despertarse. La campaña se basó en un concurso de vídeos en los que se debía incluir las palabras «Despierta Rosetta». Los vídeos ganadores se recompensaron con premios, entre los que se incluye la asistencia a la celebración oficial cuando Philae (el aterrizador) descendió sobre el cometa. Además, el vídeo ganador fue transmitido a la sonda el día 20 de enero, por medio de las antenas de la ESA.³⁰​³¹​

Hibernación y reactivación en enero de 2014

La sonda estaba programada para entrar en hibernación durante muchos meses, mientras se acercaba al afelio de la órbita del cometa y lentamente le daba alcance, justamente cuando se encontraba a la mayor distancia del Sol en toda su trayectoria.³²​

El 8 de junio de 2011 se terminaron de apagar todos los instrumentos (antes ya se habían apagado algunos) y la sonda entró en hibernación completa durante 957 días (cerca de dos años y medio). Durante el periodo de hibernación, la sonda se puso en movimiento de rotación para evitar que se calentara más un lado que otro.³²​

El 20 de enero de 2014, a las 10 de la mañana (hora UTC) -obedeciendo a la programación preestablecida-, se reactivó y encendió sus sistemas, encendió su propulsor para eliminar el movimiento de rotación, calentó los instrumentos y sensores, y orientó su antena hacia la Tierra para enviar su señal de confirmación de despertado. Este proceso tardó varias horas, y a las 18:18 UTC la sonda envió su señal de confirmación, lo que causó alegría entre los técnicos y cientos de seguidores del proyecto.³²​

Luego de la comprobación de todos los sistemas, los técnicos concluyeron que todo estaba según lo esperado: la temperatura, energía almacenada, generación de energía por los paneles solares y otros datos generales están dentro de los parámetros normales y esperados, por lo que en general la sonda seguirá su misión con normalidad.³³​

Como dato anecdótico queda el hecho de que el puesto de control de la ESA no fue el único en captar la señal del despertar de Rosetta. Lo hizo también un radioaficionado con sus propios medios.³⁴​

Despertar de Philae

Dos meses después del despertar de la sonda, el módulo Philae fue despertado el día 28 de marzo de 2014. Como era de esperar, después de una hora y cuarenta minutos que tarda la señal en llegar desde la sonda, apareció el mensaje de Philae indicando que todo estaba en orden.³⁵​

Críticas a la ESA por la escasa información publicada

Cuando la sonda se iba acercando al cometa, entre julio y agosto de 2014, muchas instituciones y redes sociales esperaban fotografías e información de cada vez mayor calidad. Sin embargo la ESA, siguiendo una política interna, no publica la información ni las fotografías, sólo indicando que lo harán cuando terminen de analizar todo (es decir, luego de muchos meses o años), y si es que lo ven conveniente.³⁶​

Esto produjo muchas críticas en diversos medios, aludiendo principalmente a que la ESA es una institución pública que funciona con fondos públicos, y que esa política de falta de información aleja a los aficionados en lugar de crear mayor expectación, algo tan necesario en el momento actual, en que a nivel mundial se le da baja prioridad a la investigación espacial.³⁷​³⁸​

Cartografiado del cometa

Vista cercana del relieve atormentado y de los chorros de gas y polvo expulsados por el núcleo del cometa, montaje realizado a partir de la NAVCAM a bordo de Rosetta.

El 6 de agosto de 2014, la sonda arribó a las inmediaciones del cometa, acercándose hasta 100 km, lo que permitió comenzar con una órbita forzada (sobre la base de impulsos de cohete de la propia nave). La órbita que describió fue una especie de triángulo alrededor del cometa, durante muchos días hasta estabilizar la órbita al acercarse más.³⁹​⁴⁰​ Ya a esa distancia se pudo empezar a conocer mucho mejor el cometa y la cartografía empezó a ser desarrollada.

Vista del cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko tomada por Rosetta el 11 de agosto de 2014 a una distancia de unos 102 km del cometa.

Imágenes del cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko tomadas por Rosetta a una distancia de 7,8 km de la superficie del cometa. El lóbulo superior (el más grande de este cometa semejante a un patito de goma), ocupa las imágenes superiores, mientras que el cuello es lo que aparece en las inferiores. El lóbulo pequeño queda fuera de la vista hacia la derecha. Montaje de cuatro imágenes.

Fecha	Distancia	Información
6 de agosto de 2014	100 km	Llegada de la sonda a las inmediaciones del cometa
10 de agosto de 2014		Segundo acercamiento a 100 km
13 de agosto de 2014		Tercer acercamiento a 100 km
20 de agosto de 2014	80 km
24 de agosto de 2014	50 km	Primer acercamiento a 50 km
27 de agosto de 2014		Segundo acercamiento a 50 km
31 de agosto de 2014		Tercer acercamiento a 50 km
3 de septiembre de 2014		Inicio del cartografiado global
10 de septiembre de 2014	30 km
24 de septiembre de 2014		Primera incursión en la parte oscura
29 de septiembre de 2014	20 km
10 de octubre de 2014	10 km
12 de noviembre de 2014		Philae aterriza en el cometa
Fuente: ESA39​

Descenso sobre el cometa

Emplazamiento

En agosto de 2014¹⁶​ Rosetta empezó a acompañar al núcleo del cometa para producir un detallado mapa que permitió seleccionar un sitio de aterrizaje para el módulo de aterrizaje Philae.⁴¹​ Después de muchos estudios y consideraciones de los científicos encargados, se seleccionó el lugar de aterrizaje, ubicado en el extremo exterior del lóbulo menor del cometa.⁴²​ Inicialmente se llamó «J» al sitio (debido a que había muchas alternativas de identificación, cada una con una letra) y se confirmó esta elección el 15 de octubre. No obstante, decidió hacerse un concurso público para buscar un nombre más adecuado.

El 5 de noviembre, el director del proyecto, Fred Jansen, declaraba que el nombre del emplazamiento cambiaba por «Agilkia», por la analogía con otro ambicioso esfuerzo técnico de traslado de un templo egipcio desde la isla Philae a la isla egipcia homónima (para salvarlo de la inundación de la presa de Asuán en su creación). Como premio del concurso, el comité invitó al autor de esta propuesta, el francés Alexandre Brouste, a seguir en directo la misión desde el mismo Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt (Alemania).⁴³​

Desacoplamiento y aterrizaje

El 12 de noviembre de 2014 a las 8:35 UTC, Rosetta liberó a Philae y descendió a 22,5 km desde el centro del cometa, con un aterrizaje programado para siete horas más tarde en Agilkia.⁴³​

La aceleración de la gravedad en la superficie del cometa se ha estimado para la simulación a 10^-3 m/s², es decir, una diezmilésima parte de la de la Tierra.⁴⁴​ Debido al tenue campo gravitatorio del cometa, Philae, que tiene una masa de 110 kg,⁴⁵​ tuvo una levísima atracción, hasta que finalmente llegó a posarse en la superficie del cometa. Sin embargo, no es despreciable la pequeña fuerza del impacto, por lo que sin duda fue el momento más crítico de la misión.⁴⁶​ Gerhard Schwehm (científico del proyecto Rosetta⁴⁷​) en tono de broma indicó:⁴⁶​

Será como darte un coscorrón contra un muro mientras andas despacito, es decir, nada de lo que no podamos recuperarnos.

Para fijarse a la superficie y evitar rebotar en el aterrizaje, la sonda debía lanzar dos arpones que pretendían anclarla a la superficie.⁴¹​ Sin embargo, los arpones no funcionaron y la sonda rebotó en el cometa. Teniendo en cuenta el tiempo de viaje de la señal de Rosetta hasta la Tierra, hasta las 16:00 UTC no hubo confirmación del aterrizaje.⁴³​ Rosetta continuó sus observaciones del núcleo del cometa hasta diciembre de 2015 y tuvo un lugar privilegiado de observación cuando el cometa entró en un período de actividad al aproximarse al Sol en su perihelio en octubre de 2015.

Resultados científicos

Muchos fueron los resultados científicos que arrojó la sonda, incluyendo algunos que desmoronaron teorías anteriormente completamente aceptadas.

Destaca el resultado que arrojó el instrumento Rosina, analizando el agua de la coma del cometa. La teoría generalmente aceptada hasta antes de estas mediciones era que el agua de la tierra proviene de los cometas, cuando cayeron sobre la tierra aportando el agua que contenían. Esta teoría fue desmentida al comprobarse que la composición de isótopos y otros elementos del agua del cometa es completamente diferente a la composición de los océanos de la tierra. Frente a estos resultados, y en forma preliminar, surgió la teoría de que el agua de los océanos fue aportado por los asteroides, al no haber sido por los cometas.⁴⁸​

Otro importante resultado fue conseguido al medir el magnetismo del cometa con el uso conjunto de un instrumento en Rosetta y otro en Philae. Mientras Philae descendía sobre el cometa, e incluso luego de los rebotes, el ascenso y el nuevo descenso, se midió el magnetismo tanto en Philae como en Rosetta.

Los resultados llevan a la conclusión de que el cometa carece de campo magnético.

En la sonda principal (Rosetta) la medición fue hecha por el sensor MAG del instrumento RPC, y en Philae por el instrumento ROMAP.

Si es que el cometa tuviese campo magnético, las mediciones de Philae al acercarse al cometa, tendrían que haber ido en aumento, y exactamente lo contrario al alejarse. Sin embargo, en todo momento, tanto Philae como Rosetta arrojaron el mismo magnetismo, lo que indica que se trata de un magnetismo general de la zona y no propio del cometa, seguramente causado por el viento solar.

Anteriormente estaba aceptada la hipótesis de que el campo magnético de pequeños objetos, al momento de la formación del sistema solar hace más de 4000 millones de años, jugaron un papel importante en los acontecimientos hasta llegar a la forma actual. Sin embargo, con este descubrimiento puede descartarse esa hipótesis.⁴⁹​

Por supuesto, si el cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko es un cometa atípico, todos estos descubrimientos no pueden ser extrapolados a todo el sistema solar.

El 27 de mayo de 2016 se informó que Rosetta había encontrado en el cometa ingredientes considerados cruciales para el origen de la vida en la Tierra en concreto el aminoácido glicina, común en las proteínas, y el fósforo, un componente esencial del ADN y de las membranas celulares. ⁵⁰​ La glicina es el aminoácido más simple y pequeño y el único no quiral.

Características técnicas de la sonda

Estructura de la sonda Rosetta con la ubicación de sus instrumentos científicos

La masa total de la sonda (al momento del lanzamiento) es de aproximadamente 3000 kilogramos, de los cuales 1670 kilogramos es el propelente de cohetes; es decir, algo más de la mitad. El aterrizador Philae tiene una masa de 100 kilogramos y todos los instrumentos científicos del orbitador 165 kilogramos.⁵¹​

El sistema de propulsión es la parte vital de la sonda. En el centro de la sonda se encuentran dos tanques largos de propelente. El superior contiene el combustible y el inferior el oxidante.⁵¹​ Como sistema de propulsión fue seleccionado un estándar de 10 Newtons de fuerza, que utiliza monometilhidracina como combustible y tetróxido de dinitrógeno como oxidante.⁵²​ Tanto la recámara de combustión como las toberas están fabricadas con una aleación de platino sin recubrimiento, y preparada para resistir temperaturas de 1500 °C, que es la temperatura óptima de trabajo, y preparada también para soportar la presión (en la recámara), que será de entre 900 y 2300 kPa.⁵²​

Instrumentos científicos del orbitador

Los gases arrojados por 67P/Churiumov-Guerasimenko serán analizados por los instrumentos científicos a bordo de Rosetta, permitiéndole examinar su composición química exacta y de esta manera determinar las condiciones existentes hace 4500 millones de años, cuando se formó el Sistema Solar.

Los instrumentos científicos están agrupados en la parte superior de la sonda, mientras que los instrumentos de soporte se encuentran en la parte inferior.⁵¹​

Los instrumentos científicos a bordo del orbitador son los siguientes:

• ALICE analizará los gases de la coma y la cola, y medirá la cantidad de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono. (Investigador principal: Alan Stern, Southwest Research Institute, Estados Unidos).⁵³​
• CONCERT analizará la estructura interior del núcleo del cometa por medio del examen de la reflexión y difracción de ondas de radio que lo atravesarán. Parte de este instrumento se aloja también en el aterrizador Philae. (Investigador principal: Wlodek Kofman, Instituto de Paleontología y Astrofísica de Grenoble, Francia).⁵⁴​
• COSIMA analizará el polvo expulsado por el cometa, determinando si son compuestos orgánicos o inorgánicos, con un espectrómetro de masa. (Investigador principal: Martin Hilchenbach, Sociedad Max Planck, Alemania).⁵⁵​
• GIADA medirá el momento, las velocidades y masas de los granos de polvo provenientes tanto del núcleo como de otras partes del espacio. (Investigadora principal: Alessandra Rotundi, Universidad Parthenope, Italia).⁵⁶​
• MIDAS examinará los granos de polvo determinando la cantidad, tamaño, volumen y forma, con la ayuda de un microscopio de fuerza atómica. (Investigadores principales: Mark Bentley, instituto Weltraumforschung, Austria, Willi W. Riedler, Academia austriaca de ciencias, Austria).⁵⁷​⁵⁸​
• MIRO analizará el vapor a través de las marcas de microondas. Determinará la cantidad de los principales gases, la tasa de desgasificación del núcleo y la temperatura por debajo de la superficie. (Investigador principal: Samuel Gulkis, JPL, Estados Unidos).⁵⁹​
• OSIRIS permitirá cartografiar la superficie del cometa en gran detalle a través de cámaras de alta resolución. (Investigador principal: Holger Sierks, Sociedad Max Planck, Alemania).⁶⁰​
• ROSINA Por medio de dos espectrómetros se determinará la composición de la atmósfera e ionósfera del cometa, y la velocidad de las partículas cargadas. (Investigador principal: Kathrin Altwegg, Universidad de Berna, Suiza).⁶¹​⁶²​
• RPC analizará las propiedades físicas del núcleo y la estructura de la coma por medio de cinco sensores. También analizará la interacción con el viento solar. (Investigadores principales: Hans Nilsson, Instituto suizo de física del espacio, Suiza; James Burch, Instituto de Investigación del Suroeste, Estados Unidos; Anders Eriksson, Instituto suizo de física del espacio, Suiza; Karl-Heinz Glassmeier, Universidad Técnica de Brunswick, Alemania; Jean-Pierre Lebreton, Laboratorio de física y química del espacio, Francia; Christopher Carr, Escuela Imperial de Londres, Reino Unido).⁶³​
• RSI, usando las frecuencias de radio normales de transmisión de la sonda, medirá la masa y la gravedad del núcleo del cometa, y también deducirá la densidad y estructura interna del núcleo. (Investigador principal: Martin Pätzold, Universidad de Colonia, Alemania).⁶⁴​
• VIRTIS, por medio de un espectrómetro, anotará la temperatura de toda la superficie del cometa. También estudiará las características y las condiciones físicas de la coma. También se usarán estos datos para determinar el lugar del aterrizaje de Philae. (Investigador principal: Fabrizio Capaccioni, Instituto de astrofísica y planetología espacial, Italia).⁶⁵​

Philae, el módulo de aterrizaje

Maqueta del módulo Philae

Se verificó el mejor sitio para que el aterrizaje del módulo Philae mientras la sonda orbitaba; se desprendió y se posó en la superficie del cometa para quedar anclado en el mismo y empezar los experimentos y estudios científicos.

Philae fue diseñado por la ESA, en colaboración internacional liderada por Alemania, Francia e Italia.

La masa total del aterrizador es aproximadamente de 110 kg, de los cuales los instrumentos científicos en total tienen una masa de aproximadamente 27 kg.⁴⁵​

Gracias a las imágenes de alta resolución del orbitador, los operadores de la misión fueron capaces de enviar el módulo de aterrizaje a posarse en el núcleo del cometa. Este procedimiento se realizó a una velocidad de 5 km/h, permitiendo al módulo anclarse sobre el núcleo. Después, varios instrumentos miniaturizados examinaron la superficie. El módulo también lleva una pequeña estación de radio para el experimento CONSERT con el orbitador.

Instrumentos científicos del módulo de aterrizaje

• APXS Espectrómetro de rayos X y Rayos alfa que permitirá obtener información de la composición elemental de la superficie del cometa. (Investigador principal: Göstar Klingelhöfer, Universidad de Maguncia, Alemania).⁸³​
• ÇIVA Seis cámaras que aportarán imágenes panorámicas de las superficie.(Investigador principal: Jean-Pierre Bibring, Instituto de Astrofísica espacial, Francia).⁸⁴​
• CONCERT analizará la estructura interior del núcleo del cometa por medio del examen de la reflexión y difracción de ondas de radio que lo atravesarán. Parte de este instrumento se aloja también en el orbitador. (Investigador principal: Wlodek Kofman, Instituto de Paleontología y Astrofísica de Grenoble, Francia).⁵⁴​
• COSAC, al igual que PTOLEMY, es un analizador de gas. Detectará e identificará moléculas orgánicas complejas, además de analizar su composición molecular. (Investigador principal: Fred Goesmann, Instituto Max Planck para la investigación del Sistema Solar, Alemania).⁸⁵​
• PTOLEMY, al igual que COSAC, es un analizador de gas. Medirá con precisión la cantidad de isótopos presentes de las partículas ligeras. (Investigador principal: Ian Wright, Universidad Abierta del Reino Unido).⁸⁶​
• MUPUS Se trata de múltiples sensores en los arpones de sujeción de Philae, que medirán la densidad y las propiedades térmicas y mecánicas de la superficie del cometa. Adicionalmente consta de un martillo eléctrico para clavar los arpones a pequeños golpes.⁸⁷​ (Investigador principal: Tilman Spohn, Centro Aeroespacial Alemán).⁸⁸​⁸⁷​
• ROLIS Cámara de alta resolución, que obtendrá imágenes del descenso al cometa y -una vez en la superficie- obtendrá panorámicas estereoscópicas. (Investigador principal: Stefano Mottola, Centro Aeroespacial Alemán).⁸⁹​
• ROMAP Magnetómetro y monitoreo de plasma para estudiar el magnetismo local y el generado por la interacción con el viento solar. (Investigador principal: Hans-Ulrich Auster, Universidad Técnica de Braunschweig, Alemania; István Apáthy, Hungría).⁹⁰​
• SD2 Es un taladro que perforará la superficie del cometa hasta 20 centímetros. Colectará el material que se vaya extrayendo y lo enviará a los instrumentos COSAC, ÇIVA y PTOLEMY para su análisis. (Investigadora principal: Amalia Ercoli-Finzi, Politécnico de Milán, Italia).⁹¹​⁹²​
• SESAME Consta de tres instrumentos diferenciados que medirán las capas superiores del cometa: 1.- La forma en que se transmite el sonido (CASSE). 2.- las características eléctricas (PP). 3.- La caída de polvo (DIM). (Investigadores principales: CASSE: Klaus Seidensticker, Centro Aeroespacial Alemán. PP: Walter Schmidt, Instituto Meteorológico Finlandés. DIM: Harald Krueger, Instituto Max Planck para la investigación del Sistema Solar).⁹³​

Turista espacial de pago

Soyuz TM-32

Programa Soyuz

Insignia de la misión

Datos de la misión

Misión: Soyuz TM-32

Indicativo: Uran

Número de tripulantes: 3

Lanzamiento: 28 de abril de 200107:37:20 UTC Baikonur LC1

Aterrizaje: 3 de octubre de 200105:00:00 UTC 46°44′58″N 69°42′58″E Cerca de Arkalyk

Duración de la misión: 185 días 21 horas 22 minutos 40 segundos

Datos de las órbitas

Número de órbitas: ~3.025

 Operador: Rosaviakosmos

ID de COSPAR: 2001-017A

SATCAT no.: 26749

Propiedades de la nave espacial

Tipo de nave espacial: Soyuz-TM

Fabricante: RKK Energia

Señal de llamada: Криста́лл (Kristall)

 

De izquierda a derecha: Dennis Tito, Talgat Musabayev y Yuri Baturin

La Soyuz TM-32 una misión espacial rusa con tripulación lanzada el 28 de abril de 2001. Su objetivo era transportar una nueva tripulación y suministros a la Estación Espacial Internacional. Esta misión marcó un hito por ser la nave que llevó a Dennis Tito al espacio como el primer turista espacial de pago.

Tripulación

Despegaron

• Talgat Musabayev (3) – Comandante – Kazajistán
• Yuri Baturin (2) – Ingeniero de Vuelo
• Dennis Tito (1) – Participante espacial –  Estados Unidos

Aterrizaron

• Viktor Afanasyev (4) – Comandante
• Claudie Haigneré (2) – Ingeniero de Vuelo –  Francia
• Konstantin Kozeyev (1)

(1) número de vuelos espaciales completados por cada tripulante, incluyendo esta misión.

Parámetros de la misión

• Masa: ? kg
• Perigeo: 193 km
• Apogeo: 247 km
• Inclinación: 51,6°
• Periodo: 88,6 min

Acoplamiento con la ISS

• Acoplado a la ISS: 30 de abril de 2001, 07:58 UTC (al puerto nadir del Zaryá)
• Desacoplado de la ISS: 19 de octubre de 2001, 10:48 UTC (desde el puerto nadir del Zaryá)
• Acoplado a la ISS: 19 de octubre de 2001, 11:04 UTC (al módulo Pirs)
• Desacoplado de la ISS: 31 de octubre de 2001, 01:38 UTC (desde el módulo Pirs)

Resumen de la misión

La TM-32 llevó una tripulación de tres hombres (dos rusos y un americano, este último no era un astronauta profesional) a la Estación Espacial Internacional, ISS. Se acopló automáticamente con la ISS a las 07:57 UT del 30 de abril de 2001, justo unas pocas horas después de que el transbordador espacial Endeavour en la misión STS-100 se desacoplara. La nueva tripulación permaneció en la estación durante una semana y regresó en la Soyuz TM-31, que había estado acoplada a la estación, o cerca de ella, desde noviembre de 2000 funcionando como un «bote salvavidas» para la tripulación a bordo (Expedición 1 y 2).

Como un nuevo bote salvavidas para la Expedición 2 y luego para la Expedición 3, la TM-32 permaneció acoplada a la estación durante seis meses (excepto durante un pequeño periodo cuando fue desplazada entre los puertos de atraque) y finalmente, el 31 de octubre, trajo de vuelta a casa dos cosmonautas y un astronauta de la ESA que había llegado una semana antes en la Soyuz TM-33.

Enlaces externos

NASA Soyuz-33/Soyuz-32 (return) Taxi Crew (en inglés)

• Portal de vuelos espaciales

• NASA Soyuz-33 / Soyuz-32 (retorno) Equipo de taxi

← Soyuz TM-31

Soyuz TM-33 →

El Soyuz TM-32 permaneció acoplado a la estación hasta octubre; durante este tiempo sirvió como bote salvavidas para la tripulación de la Expedición 2 y más tarde para la tripulación de la Expedición 3 . En octubre aterrizó la tripulación de la ISS EP-2 , que había sido lanzada por Soyuz TM-33 .

• Atracado a la ISS: 30 de abril de 2001, 07:58 UTC (al puerto nadir de Zarya )
• Desacoplado de la ISS: 19 de octubre de 2001, 10:48 UTC (desde el puerto nadir de Zarya )
• Acoplado a ISS: 19 de octubre de 2001, 11:04 UTC (al módulo Pirs )
• Desacoplado de ISS: 31 de octubre de 2001, 01:38 UTC (desde el módulo Pirs )

Soyuz TM-32 saliendo de la ISS

Turista espacial. Viajes espaciales. Astronáutica

Primer turista espacial

Dennis Anthony Tito

Nacimiento: 8 de agosto de 1940

Estados Unidos, Queens, Nueva York

Agencia espacial: Agencia Espacial Soviética

Misiones: Soyuz TM-32

Dennis Anthony Tito (8 de agosto de 1940, Queens, Nueva York) es un multimillonario estadounidense famoso por ser el primer turista espacial de la historia.

Vida

Tito nació en Queens, New York, dentro de una familia de emigrantes italianos de origen campesino y poca educación. Fue un niño muy despierto y soñador con excelentes calificaciones escolares. En 1962 se graduó en ingeniería astronáutica y aeronáutica, estudios que completó en 1964 con un grado de máster en ingeniería científica. A fines de ese año entró a trabajar como ingeniero de la NASA, donde participó durante cinco años en proyectos como las sondas espaciales Mariner IV, la Mariner V y la Mariner IX.

Desde los años 70 Tito dedicó su tiempo a las finanzas en Wall Street, lo que le convirtió en millonario, creando un fondo de inversiones y fundando la compañía Wilshire Associates, no obstante la NASA lo llamó nuevamente para varias colaboraciones en ingeniería.

El multimillonario Dennis Anthony Tito, nacido el 8 de agosto de 1940 en Nueva York, ostenta el título de ser el primer turista espacial de la historia. Desde que en 1957 viera el lanzamiento del Sputnik I, Tito no paró de soñar con viajar al espacio. El camino para conseguir su sueño fue arduo.

Tito no poseía los requisitos físicos para ser astronauta, ni formaba parte de las Fuerzas Armadas de Estados Unidos. Su primera oportunidad fue en 1990, gracias al Programa de Invitados de la URSS, pero la desintegración de la Unión Soviética en 1991 acabó con esta posibilidad. En el año 2000, Tito pudo haber viajado al espacio con la compañía holandesa MirCorp, pero la decisión del gobierno ruso de destruir la MIR arruinó el plan.

Finalmente, y gracias al apoyo de Edwin Aldrin y a los 20 millones de dólares que pagó Tito a la administración espacial rusa, consiguió incorporarse a la tripulación de la Soyuz TM-32, que fue lanzada el 28 de abril de 2001. El objetivo de esta misión era transportar una nueva tripulación y suministros a la Estación Espacial Internacional (ISS).

Dennis Anthony Tito permaneció en la estación durante una semana y regresó a la Tierra en la Soyuz TM-31. Esta nave llevaba acoplada a la estación desde noviembre del año 2000, por si era necesaria utilizarla urgentemente por la tripulación de la ISS.

A la edad de sesenta años de edad, Tito se convirtió en el primer turista espacial y en la segunda persona más vieja en llegar al espacio, sólo superado por John Glenn. Tras su regreso, el 6 de mayo del 2001, Tito comentó emocionado: «Vengo del paraíso».

Más información en: http://www.spacefacts.de/mission/english/soyuz-tm32.htm

Satélite regresa con muestras de cometa

Stardust (sonda espacial)

Stardust

Representación artística de la sonda Stardust

Información general

Organización: NASA

Estado: Finalizada

Fecha de lanzamiento: 7 de febrero de 1999

Aplicación: Sonda de cometa

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica

Stardust es una sonda espacial estadounidense interplanetaria lanzada el 7 de febrero de 1999 por la NASA. Su propósito fue investigar la naturaleza del cometa 81P/Wild (o Wild 2) y su coma.

Misión y retorno

La Stardust voló cerca del Wild 2 el 2 de enero de 2004. Durante su paso por la cola del cometa recolectó muestras de polvo de su coma y tomó fotografías detalladas de su núcleo de hielo. Stardust aterrizó el 15 de enero de 2006 en el Gran Desierto del Lago Salado, en Utah, cerca del Campo de Pruebas del Ejército de los EE.UU. (Dugway), con la cápsula que contiene la muestra de material espacial.

Es el primer intento de recoger polvo espacial más allá de la Luna. La edad de las partículas se remonta posiblemente a los orígenes del Sistema Solar.

Imagen de la cápsula con las muestras a su regreso.

En el momento de su retorno a la Tierra, la cápsula viajaba a 46 446 kilómetros por hora (28 860 millas por hora), lo cual la convierte en el objeto hecho por el hombre que más rápido ha reentrado en la atmósfera terrestre. Como punto de comparación, el representante de la NASA en Utah declaró que a esa velocidad sería capaz de viajar entre Salt Lake City y Nueva York en menos de 6 minutos. Una gran bola de fuego y la onda acústica debió haberse notado al oeste de Utah y al este de Nevada.

Los responsables de la NASA han dicho que la nieve pronosticada por el Servicio Nacional del Clima, sobre una alerta de 12 pulgadas y acompañada de tormentas eléctricas, no representó ninguna complicación para la reentrada. [1]

Donald Brownlee, de la Universidad de Washington, es el investigador principal de la misión Stardust.

La nave

La nave espacial Stardust se compone de una caja principal en forma de bus de 1,6 m de largo, 0,66 m de ancho y 0,66 m de profundidad con una antena de alta ganancia instalada en una de las caras de la caja. La masa total de la nave espacial incluyendo la cápsula de retorno y 85 kg de combustible es de 385 kg. El bus está hecho de paneles planos fabricados con finas láminas de fibras de grafito en resina polycyanate cubriendo un ligero núcleo de nido de abeja de aluminio. Dos paneles solares rectangulares (4,8 m de punta a punta) conectados por puntales se extienden a los lados opuestos de la nave espacial a lo largo del eje longitudinal de la nave espacial con su superficie en el mismo plano de esta cara, que se extiende paralela a los demás en sus direcciones de largo. La cápsula de reentrada de muestras en forma de cono de 0,8 m de diámetro, 0,5 m de altura, 46 kg se adjunta por su extremo más estrecho a la cara trasera del bus. Un disco en forma de pala de recogida de muestras se extiende desde la cápsula durante los períodos de muestreo, y se almacenan dentro de la cápsula cerrada por una tapa cuando no esté en uso. Las unidades de propulsión están en la cara posterior de la nave. Un protector de polvo de Whipple en la parte delantera de la nave protege el núcleo principal del bus y está equipado con monitores de flujo de polvo, vibro-sensores acústicos capaz de detectar los impactos de partículas en el escudo. Los paneles solares también cuentan con dos pequeños escudos protectores.

La nave también está equipada con una cámara de navegación óptica, un monitor de flujo de polvo, y un espectrómetro de polvo / analizador de impacto de partículas. No hay plataformas de exploración, todos los instrumentos de ciencia están montados en el cuerpo. La propulsión es proporcionada por un sistema de monopropelentes de hidracina. El control de actitud se mantiene por ocho propulsores de 4,4 N y ocho propulsores de 0.9 N, todo montado en la parte inferior de la nave, lejos del colector de la muestra para evitar la contaminación. La detección de actitud de tres ejes es provista por una cámara de estrellas y giroscópico unidad de medición inercial. La alimentación se suministralos paneles solares de silicio que proporcionan entre 170 y 800 W dependiendo de la distancia desde el sol. En el encuentro con el cometa Wild-2 se generaron cerca de 330 W. Las telecomunicaciones se realizan a través de la banda X por medio de una antena de baja ganancia de 0,6 m de diámetro. La energía del sistema es de 15 W, la tasa de datos esperados en el momento del encuentro es de 7,9 kbits/seg con la antena de 70 m de la estación terrena «Deep Space Network» de la NASA.

Para poder capturar las partículas de polvo del cometa, la nave espacial Stardust usó un material extraño llamado, aerogel. A medida que se acercaba al cometa, el polvo se movía muy de prisa – a aproximadamente 21 960 kilómetros (13 650 millas) por hora -. Aerogel es tan liviano y esponjoso que pudo detenerse y recoger algunos granos sin destruirlos. En enero del 2006, una cápsula de la nave espacial regresó a tierra con granos de polvo. Así mismo, durante su viaje junto a Wild 2, Stardust logró obtener las mejores fotografías del núcleo de un cometa.

Primera nave que recoge muestras de las proximidades de un cometa, y las trae de vuelta a la Tierra.

Enlaces externos

• Stardust Project
• NASA Stardust Página de la misión
• Catalogue of raw images taken by Stardust
• Extrasolar-planets.com – Stardust
• Stardust capsule back on Earth en Aljazeera.net
• Stardust of yesterday en CNN.com
• Hielo y fuego en los cometas en elmundo.es

La nave regresó a la Tierra en enero de 2006

Las partículas traídas por la ‘Stardust’ arrojan nuevos datos sobre el origen de los cometas

Imagen de una de las partículas atrapadas en el aerogel. (Foto: NASA)

Actualizado lunes 18/12/2006 12:33 (CET)

EUROPA PRESS

MADRID.- El análisis de los materiales recuperados del cometa Wild 2 por la sonda ‘Stardust’ de la NASA, que suponen los primeros componentes obtenidos ‘in situ’ de un objeto del sistema solar, podría aportar nuevos datos sobre el origen de los cometas y del Sistema Solar, hace 4.570 millones de años. El estudio, en el que ha participado el Doctor en Astrofísica Josep M. Trigo Rodríguez, del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC) e Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC), muestra que el disco protoplanetario a partir del que se formarían los planetas se extendía más allá de la distancia hoy ocupada por Neptuno.

Las principales conclusiones de la investigación aparecen publicadas esta semana en dos artículos de la revista ‘Science’. Se trata de dos trabajos que profundizan en la estructura y composición de los cometas, objetos helados formados en regiones suficientemente alejadas del Sol para haber permitido la consolidación de materiales rocosos diminutos junto con abundantes hielos, mezcla de componentes como el agua, el metano o el amoníaco.

Según explicó Josep M. Trigo, «particularmente hemos estudiado la composición química e isotópica de las partículas que hoy en día desprende el cometa periódico ‘Wild 2’ a fin de entender cómo este objeto se ha formado y cómo es representativo de los materiales primigenios que darían origen a los planetas».

Entre las conclusiones más relevantes, el investigador destaca que el cometa ‘Wild 2’ es un objeto que podría considerarse muy primitivo, es decir, su contenido mineralógico es representativo de los materiales que giraban alrededor del joven Sol formando el disco protoplanetario.

«En otras palabras -señala el científico- se ha podido recuperado material tal y como era hace 4.570 millones de años, cuando los primeros objetos grandes, llamados planetesimales y cometesimales, según su mayor abundancia en componentes rocosos o volátiles, respectivamente, estaban agregándose por la colisión de partículas más pequeñas».

Esto supone una prueba fehaciente de que las teorías de formación de los cometas y los planetas son correctas, es decir, se formaron por la acumulación de objetos más pequeños con materiales diminutos condensados de la nebulosa solar o de estrellas cercanas (granos presolares).

Los resultados permiten comprender mejor las primeras etapas formativas del sistema solar y confirman los modelos actuales de colapso y formación de un disco de material alrededor del joven Sol.

Así, los investigadores han descubierto que el disco protoplanetario del que se formarían posteriormente los planetas se extendía más allá de la distancia hoy ocupada por el planeta Neptuno y que era una región plagada de innumerables partículas con dimensiones de polvo fino (pocas micras).

Una parte de ellas aparecieron fruto de la condensación del gas remanente que persistía a su alrededor tras nacer el Sol y que según enfriaba daba origen a granos minerales, pero otra parte importante que ha sido preservada contenía partículas expulsadas desde estrellas cercanas como muestra su composición isotópica.

Los materiales contenidos en el cometa ‘Wild 2’ están mezclados con abundantes hielos que no eran estables en la proximidad solar, lo que sugiere que este objeto se formó en una región alejada del Sol, el llamado cinturón de Kuiper, situado más allá de Neptuno.

La gran sorpresa es que, a pesar de su formación a tan grandes distancias del Sol, el cometa ‘Wild 2’ está formado en buena medida por diminutos granos minerales refractarios que debieron formarse muy cerca del Sol, como por ejemplo granos de olivino y troilita. «Esto quiere decir que debieron existir procesos de turbulencia a gran escala que enviaron esos materiales a la región externa del disco protoplanetario donde se formó este cometa», explica Trigo.

Los materiales estudiados en la misión son primigenios y representativos de aquellos que se forman en otros sistemas planetarios en formación. A partir de estos diminutos granos minerales es posible estudiar las estrellas que rodeaban al Sol durante su formación (granos presolares) o bien datar el tiempo de formación de nuestro sistema solar (4.570 millones de años).

Trigo explica que dado que la deceleración de las partículas se ha realizado utilizando un aerogel de dióxido de silicio (SiO2), el estudio de cómo esa captura ha afectado a los materiales primigenios tiene innumerables aplicaciones prácticas en el desarrollo de nuevos aerogeles que se puedan emplear en el futuro para la captura de partículas de altísima velocidad (22.000 km/hora en el caso de Stardust).

Por supuesto, estos aerogeles de alta tecnología tendrán innumerables aplicaciones prácticas en la industria dada su baja densidad (1 metro cúbico del empleado en la misión pesaría sólo 3 kg) pero gran consistencia.

Son los primeros materiales recuperados «in situ» de un objeto del sistema solar, desde que en los años setenta las misiones ‘Apolo’ de la NASA y ‘Luna’ de la Unión Soviética trajesen cientos de rocas lunares.

La nave Stardust se encuentra con una sorpresa

Cuando la nave Stardust de la NASA voló junto al cometa Wild-2, encontró algo que sorprendió a los científicos

Enero 16, 2004: El 2 de enero de 2004, la nave Stardust (Polvo de Estrellas) de la NASA se aproximó al cometa Wild 2 y voló en medio de una tormenta. Ráfagas de polvo cometario apedrearon al aparato. Por lo menos media docena de gránulos que se movían más rápido que una bala penetraron las defensas exteriores de la Stardust. Los 16 motores cohete de la nave lucharon por mantener el curso mientras un recolector, de un tamaño similar al de una raqueta de tenis, recogía algo del polvo para traerlo a la Tierra dentro de dos años.

Todo sucedía como se esperaba.

Luego vino la sorpresa. Ocurrió mientras la Stardust pasaba junto al núcleo del cometa, a solamente 236 km de distancia, y lo fotografiaba utilizando una cámara de navegación. La intención era utilizar las imágenes para mantener a la nave en curso. Revelaron también un pequeño mundo de asombrosa belleza.

Derecha: El núcleo del cometa Wild-2 fotografiado por la Stardust con una resolución aproximada de 20 metros. Haga click en la imagen para ver una versión ampliada.

En el corazón de cada cometa hay una «bola de nieve sucia», un núcleo compacto de hielo y polvo que el sol vaporiza, poco a poco, para formar la espectacular cola del cometa. Estos núcleos son difíciles de observar. Por un lado, la mayoría son más oscuros que el carbón; reflejan muy poco de la luz solar hacia las cámaras. Además, están escondidos muy adentro de una nube de gas y polvo, llamada «coma». La zambullida de la Stardust dentro de la coma del Wild-2 le permitió ver al núcleo desde una corta distancia.

Sobrevuelos anteriores, en el cometa Halley por la sonda europea Giotto y en el cometa Borrelly por la Deep Space I de la NASA revelaron núcleos grumosos sin un terreno muy interesante (como se esperaba). Estos cometas habían sido calentados por el Sol a lo largo de muchos miles de años. El calor solar había fundido sus rasgos más sobresalientes.

El cometa Wild-2, sin embargo, luce diferente. «Estábamos asombrados por la superficie rica en rasgos del cometa», dice Donald Brownlee de la Universidad de Washington, investigador principal de la misión. «Es altamente compleja. Hay rocas del tamaño de graneros, riscos de 100 metros de alto, y un poco de terreno extraño, diferente a todo lo que hayamos visto antes. Hay también algunos elementos circulares», agrega, «que parecen cráteres de impacto tan extensos como de un kilómetro de diámetro».

«Los altos riscos nos dicen que la corteza del cometa es razonablemente sólida», hace notar Brownlee. Es probablemente una mezcla de material rocoso de grano fino que se mantiene unido por agua congelada, monóxido de carbono y metanol. Ciertamente, un aterrizador podría bajar hasta allí, o un astronauta podría caminar por la superficie sin preocuparse demasiado por un colapso del suelo.

Un astronauta parado en el cometa Wild-2 vería un paisaje realmente fantástico, especula Brownlee. «Lo imagino dentro de uno de los cráteres, rodeado de los enormes riscos». Agujas heladas, tan altas como una persona, se elevarían sobre el suelo del cráter. «Serían los equivalentes cometarios de las «púas de nieve», esas pequeñas crestas dentadas que se forman cuando la nieve queda expuesta a la luz solar y se funde.

Salir del cráter resultaría fácil. «Simplemente saltando», dice Brownlee, «pero no muy fuerte». La gravedad del cometa es de solamente 0,0001 g, así «que uno podría fácilmente ponerse en órbita».

Algunas de las fotos de la Stardust revelan chorros gaseosos. «Los chorros provienen de regiones activas en la superficie del cometa, probablemente fisuras o ventilas, donde el hielo se está vaporizando y escapando hacia el espacio», dice Brownlee. Así es como se transfiere la masa desde el núcleo del cometa hacia su cola.

Izquierda: Exposiciones prolongadas del núcleo del Wild-2 revelan tenues chorros indicados por las flechas. Crédito: NASA/Stardust.

Vistos desde la superficie, los chorros serían casi transparentes. Pero un astronauta podría detectarlos al buscar «polvo mezclado con el gas. Los gránulos de polvo centelleando a la luz del sol parecerían como balas trazadoras disparadas desde el suelo».

Un explorador cuidadoso recorrería el núcleo entero de 5 kilómetros en unas pocas horas, saltando alto sobre la superficie, esquivando algún chorro ocasional. «¡Qué experiencia sería ésa!», dice.

Hay miles de millones de cometas en el sistema solar. «Hemos visto de cerca solamente a tres de ellos», dice Brownlee. Y uno de los tres, el cometa Halley, presentó a la cámara su lado oscuro. Así que es demasiado pronto para decir que el cometa Wild-2, entre los cometas, es realmente inusual.

A diferencia de los cometas Halley y Borrelly, hace notar Brownlee, «Wild-2 es un recién llegado al sistema solar interior». Por miles de millones de años se mantuvo en órbita solar en el frío espacio profundo más allá de Júpiter hasta 1974, cuando fue empujado por la gravedad de Júpiter a una órbita más próxima al sol. Desde entonces, el cometa ha pasado cerca del Sol solamente cinco veces; el calor del sol está recién comenzando a modelar su superficie.

Y de acuerdo con Brownlee, ésa podría ser la clave para la apariencia del cometa. «La superficie de Wild-2 es una mezcla de lo nuevo y lo viejo que no habíamos notado antes», explica. Los rasgos jóvenes incluyen posibles sumideros que colapsan al calentarse el terreno. Los cráteres de impacto y sus eyecciones, por otro lado, son viejas cicatrices del tiempo pasado en el sistema solar exterior.

Derecha: Dentro de una minúscula cápsula estilo Apolo, las muestras del Wild-2 regresarán a la Tierra en 2006. [más información]

Las partes viejas del Wild-2 son las que hacen del cometa un blanco atractivo para la sonda Stardust, que capturó más de mil gránulos de polvo del cometa durante su sobrevuelo. Ese material, poco alterado desde la formación del sistema solar, podría decirnos mucho acerca de nuestros orígenes.

Los preciosos granos recolectados regresarán a la Tierra en el 2006 para ser analizados por los científicos. Si una simple imagen de la cámara de navegación puede sorprender a los investigadores, imaginemos lo que habrá allí almacenado cuando puedan poner sus manos sobre mil pedazos del propio cometa.

 

Cometa Wild 2

El cometa Wild 2 lleva ese nombre en honor al científico que lo descubrió. Paul Wild es un astrónomo suizo que descubrió el cometa en enero de 1978. Wild 2 se pronuncia, «Vilt 2».

El cometa orbita alrededor del Sol cada 6.39 años, lo cual es un corto período de tiempo para un cometa. ¡Algunos cometas tardan más de 100 años en darle una sola vuelta al Sol!. La órbita de un cometa no es circular. Su órbita es de forma ovalada. Los astrónomos la llaman elipse. Cuando el cometa se encuentra en el extremo interno de la elipse, está muy cerca del Sol. Cuando se encuentra en la parte externa, está lejos del Sol. La órbita de Wild 2 lo acercará mucho más al Sol, que el planeta Marte . La órbita también llevará al cometa más allá de Júpiter.

Cuando vemos a un cometa desde Tierra, lo que en realidad vemos es polvo y gas que emana de él. El gas y el polvo provienen de la «coma» y de las colas, que se encuentran a miles de kilómetros (millas) de largo. A la parte sólida de un cometa se le llama núcleo, y se encuentra en medio de la coma. El núcleo de Wild 2 es de sólo cinco km. (tres millas) de diámetro.

En enero del 2004, una nave espacial llamada Stardust voló junto al cometa Wild 2, y obtuvo unas excelentes fotografías del núcleo, y recogió algunas partículas de polvo. La nave espacial Stardust traerá estas partículas de regreso a la Tierra, para que los científicos las puedan estudiar.

Este diagrama muestra la forma y tamaño de la órbita del cometa Wild 2. La órbita del cometa se ve en color azul claro. También se ven las órbitas de Júpiter, Marte y la Tierra. Imagen cortesía de la NASA/JPL.

Satélite de satélite (Titán)

Cassini-Huygens

Concepción artística de la sonda Cassini en su maniobra de inserción en órbita alrededor de Saturno.

Cassini-Huygens fue un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trataba de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo era estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, coloquialmente llamados lunas. La nave espacial constaba de dos elementos principales: la sonda Cassini y el módulo de descenso Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral con un cohete Titan IVB/Centaur de dos etapas y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trataba de la primera nave que orbitaba Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visitaba. Su nombre se debe a los astrónomos Giovanni Cassini y Christiaan Huygens.

Lanzamiento de la misión Cassini-Huygens.

Inicialmente estaba previsto que el orbitador Cassini sobrevolase Saturno y sus lunas durante cuatro años, y que la sonda Huygens penetrase en la atmósfera de Titán y aterrizase en su superficie.

La misión Cassini-Huygens fue el resultado de la colaboración entre tres agencias espaciales y la contribución de veintisiete países para su desarrollo.¹​ ²​El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la Agencia Espacial Europea (ESA), mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini. El coste total de la misión fue de 3260 millones de dólares, de los cuales EE. UU. aportó 2600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

El 26 de abril de 2017 Cassini se adentró en el espacio entre Saturno y sus anillos, cumpliendo su última misión antes de desintegrarse el 15 de septiembre del mismo año. Fue la primera sonda espacial en adentrarse entre el planeta y los anillos.³​⁴​⁵​

Debido al cercano agotamiento del combustible de la sonda, que la dejaría sin posibilidad de control, se planificó su destrucción para evitar que eventualmente ocasionara una contaminación biológica (o radiactiva ya que Cassini contenía un RTG) en Titán o Encélado (satélites naturales con altas probabilidades de albergar vida). El viernes 15 de septiembre de 2017, se internó en Saturno, y quedó destruida en las capas superiores de la atmósfera.⁶​⁷​⁸​

Los principales objetivos de la nave Cassini eran:

1. Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
2. Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
3. Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
4. Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
5. Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
6. Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
7. Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán

Descubrimientos

Júpiter

El 30 de diciembre de 2000 Cassini llegó al punto en el que se encontraría más próxima a Júpiter. La nave obtuvo imágenes y aportó información de ondas, movimientos de nubes y anillos del gigantesco planeta. Los resultados de la investigación se publicaron en marzo de 2003.

Teoría de la relatividad

La teoría de la relatividad de Albert Einstein fue ratificada en 2003 por los científicos que estudiaron fotografías y otra información proporcionada por la sonda Cassini.

Lunas

Tras descubrir los primeros días de junio de 2004 dos nuevos satélites de Saturno, Metone y Palene, Cassini sobrevoló la luna Febe (Phoebe) el día 11 del mismo mes. Febe orbita Saturno en dirección contraria al resto de satélites. Parece ser que esta luna podría tener agua bajo su superficie.

Imágenes de los anillos y Titán

Tras penetrar en el área de influencia de Saturno, la sonda obtuvo las primeras imágenes de los anillos del planeta y de su luna más grande, Titán.

Órbita a Saturno

El 28 de junio de 2004 la sonda comenzó a investigar la rotación del planeta y el 1 de julio de ese mismo año se convirtió en el primer vehículo en orbitar de este lejano objeto y acercarse a sus anillos (más adelante se descubriría un nuevo anillo).

Vuelos sobre Titán y fotografías de Mimas

El 2 de julio de 2004 Cassini se encontró con Titán y obtuvo más imágenes que servirían para demostrar la existencia de metano en el satélite. En agosto obtuvo fotografías de otro satélite, Mimas. En octubre de ese año comenzarían las 45 pasadas sobre Titán de su misión primaria que aportarían imágenes sobre la superficie del satélite.

Desprendimiento de la sonda Huygens

Cassini se separó el 25 de diciembre de 2004 de la sonda Huygens y ésta entró en la atmósfera de Titán el 14 de enero de 2005.

Encélado

Durante estas primeras pasadas de 2005 se detectó, al encontrarse Cassini con la luna Encélado, que esta tenía un débil campo electromagnético y una atmósfera significativa.

Los anillos

El 1 de mayo de 2005 Cassini detectó un nuevo satélite entre los anillos, que por ese periodo comenzó a investigar exhaustivamente; volando tras ellos y detectando en éstos iones de oxígeno (un hecho inesperado).^{[cita requerida]} Este satélite genera ondas como efecto gravitacional en los anillos.

Superficie de Encélado

Tras descubrir en el último periodo de 2005 actividad volcánica (actividad que solo poseen Ío, la Tierra y quizá Tritón en el sistema solar), Cassini hizo un nuevo descubrimiento en marzo de 2006: en Encélado hay grandes cantidades de agua (posiblemente helada) que es expulsada a la atmósfera de forma parecida a un géiser.

Diseño de la nave

La nave Cassini era relativamente sencilla pero una de las mayores construidas para la exploración espacial. Solamente las dos naves del proyecto Phobos, enviadas a Marte por la Unión Soviética, eran más pesadas. Contenía 1630 circuitos interconectados, 22 000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado. Su estructura principal consistía en un cilindro y un decágono. La nave medía más de 6.8 metros de longitud y más de 4 metros de diámetro. En la parte superior se montó una gran antena parabólica de 4 metros de diámetro.

La nave tenía tres módulos: Un módulo de equipamiento menor, que contenía los equipos electrónicos, un módulo de propulsión que contenía los sistemas de propulsión y un módulo de equipamiento inferior con los RTG, los cohetes, motores, etc. En un lado del cilindro llevaba los instrumentos ópticos, el magnetómetro montado en un brazo de 11 m, y otros instrumentos científicos. La masa de la nave era de 3867 kg, de los cuales 2125 kg eran de propelente y 687 de instrumental. La electricidad era producida por 3 generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), cada uno de los cuales usaba 10.9 kg de plutonio 238, y convertía el calor generado en electricidad. Cada generador producía 300 vatios de potencia a una tensión de 30 voltios. Los RTG alimentaban todos los equipamientos de la nave de manera continua. Tras 11 años, la potencia se redujo a 210 vatios por generador. El cableado en la nave se usaba para las interconexiones entre equipos, y solamente transmitían señales eléctricas.

Los motores proporcionaban, por una parte, apoyo mecánico, y por otro servían para alinear los equipamientos. Se usaron motores para la separación de la nave del vehículo de lanzamiento, el despliegue del brazo del magnetómetro, la orientación de los cohetes de maniobra, la regulación de las persianas, y las unidades de calentadores de radioisótopos. El control de temperatura era necesario para mantener caliente la nave. Se usó la antena de alta ganancia para dar sombra durante el vuelo en las cercanías al Sol. Las mantas térmicas aislantes que envolvían toda la nave absorbían el calor para mantenerla a la temperatura adecuada. Las persianas, montadas en el decágono servían para regular la temperatura interna de la electrónica. Cada instrumento tenía un calentador. También se usaron los calentadores eléctricos, los calentadores de radioisótopos (RHU) y el calor de los RTG para irradiar más calor. La actitud venía determinada por un sistema AACS. La nave estaba estabilizada en los tres ejes. Se usó una unidad de referencia inercial (IRU), integrada de giroscopios de estado sólido. La unidad de referencia estelar usaba cámaras de navegación con un mapa de 5000 estrellas.

La propulsión se usaba para mantener la posición de la nave, la inserción orbital, correcciones y la orientación de la nave. Para ello se usaban 2 motores principales, uno primario y el otro como repuesto si el primero hubiese fallado. Ambos proporcionaban un empuje de 445 N. También se usaban 16 cohetes de 0.5 N, montados en 4 grupos de 4, para las correcciones de posición. En el cilindro se montaron dos tanques, uno con tetróxido de nitrógeno y otro de monometil-hidracina. Además de varios componentes de propulsión como válvulas, filtros, etc. Este sistema incluía también un único tanque de helio gaseoso para presurizar los motores y el combustible, además de un tanque de hidracina para los cohetes pequeños. Las telecomunicaciones se hacían en banda X con una frecuencia de 8.4 GHz. Los componentes de este sistema eran: un tubo amplificador de onda de 20 W para amplificar la señal, dos transpondedores de espacio profundo que recibían y transmitían, y el oscilador ultraestable. Las telecomunicaciones usaban una antena parabólica de alta ganancia de 4 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia para comunicaciones auxiliares. La velocidad de envío de datos variaba entre 5 b/s y 249 kb/s. Desde que la nave Cassini llegó a Saturno, se encontraba a una distancia de entre 8.2 y 10.2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envió o que se le mandaron desde la Tierra tardaban entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significó que los controladores en tierra no podían operar en tiempo real la nave, ya fuera para operaciones cotidianas o en caso de que hubiese habido una avería inesperada.

La nave procesaba instrucciones usando un subsistema de instrucciones y gestión de datos para las actividades de la nave y sus instrumentos; este sistema fue el cerebro de la nave. Los datos eran almacenados en dos grabadoras de estado sólido; en ellas se almacenaban los datos de la nave y científicos para su posterior transmisión a la Tierra de forma periódica, y además almacenaban programas. Una vez enviados, los datos eran borrados para dejar espacio a otros nuevos. Las dos grabadoras tenían una capacidad de 2 Gb, y estaban protegidas de la radiación mediante una cubierta de aluminio. Todos los equipos electrónicos estaban montados en doce compartimientos controlados y protegidos de la radiación.

Ensamblaje de la nave Cassini

Instrumentación

La instrumentación de la Cassini consistía en un radar, dos cámaras CCD, un espectrómetro de luz visible e infrarroja, un espectrómetro compuesto infrarrojo, un analizador de polvo cósmico, un experimento de ondas de radio y plasma, un espectrómetro de plasma, un espectrógrafo ultravioleta, un analizador de imágenes magnetosféricas, un magnetómetro y un espectrómetro de masa. A esto hay que añadir una serie de antenas, unas para comunicaciones con la Tierra y otras para realizar mediciones científicas.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Este instrumento medía la energía y carga eléctrica de partículas como electrones y protones que se hubieran detectado. El espectrómetro medía las moléculas que se originaban en la ionosfera de Saturno y determinaban la configuración de su campo magnético. También se analizó el plasma de estas áreas así como el viento solar en la magnetosfera de Saturno.⁹​

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

El analizador de polvo cósmico determinaba el tamaño, velocidad y dirección de partículas de polvo cerca de Saturno. Algunas de ellas orbitan Saturno, mientras que otras podrían proceder de otros sistemas solares.¹⁰​

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Este espectrómetro medía la luz infrarroja procedente de un objeto (como la atmósfera o la superficie de un planeta) para conocer mejor su temperatura y composición. Este instrumento creó un mapa tridimensional de Saturno para determinar las diferencias de temperatura y presión en diferentes altitudes, entre otras cosas.¹¹​

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Fue el encargado de medir las partículas con carga (protones e iones pesados) y partículas neutras (como los átomos) cercanas a Saturno y Titán para conocer mejor sus atmósferas.¹²​

Imaging Science Subsystem (ISS)

El llamado Subsistema de Imágenes se encargaba de capturar imágenes en el espectro de luz visible, y mediante el uso de filtros también en el ultravioleta y en el infrarrojo. Incorporaba dos cámaras: una de gran angular y otra de campo estrecho, ambas de tipo CCD y con una matriz cuadrada de 1.024*1.024 píxeles (1 megapíxel).¹³​

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Este magnetómetro medía la intensidad y la dirección del campo magnético de Saturno. Dicho campo estaba generado en parte por el núcleo extremadamente caliente de Saturno, y medirlo permitió saber más sobre sus características.¹⁴​

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Este instrumento proporcionó imágenes y otros datos sobre las partículas atrapadas en el gigantesco campo magnético de Saturno.¹⁵​

Radio Detection and Ranging Instrument (RADAR)

Este radar nos permitió crear mapas de la superficie de Titán y de sus elevaciones y depresiones (montañas, cañones, etc.) mediante el uso de ondas de radio, que podían atravesar su densa atmósfera. Además, captaba las señales de radio que procedían de Saturno o sus lunas.¹⁶​

Radio and Plasma Wave Science instrument (RPWS)

Además de las ondas de radio, este instrumento medía los campos magnético y eléctrico del medio interplanetario y en las magnetosferas de los planetas. También determinaba la densidad de electrones y la temperatura en Titán y en algunas regiones de Saturno.¹⁷​

Radio Science Subsystem (RSS)

Básicamente utilizaba los radiotelescopios situados en la Tierra para observar cómo cambiaban las señales emitidas por la nave al atravesar objetos como la atmósfera de Titán, los anillos de Saturno, o incluso desde detrás del Sol.¹⁸​

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

El espectrógrafo ultravioleta era un instrumento que capturaba imágenes de la luz ultravioleta que reflejaba un objeto, como las nubes de Saturno o sus anillos, y sirvió para aprender más sobre su estructura y composición.¹⁹​

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Compuesto por dos cámaras, este instrumento captaba con una de ellas la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se puedieron recoger detalles nuevos sobre la superficie de Saturno y sus satélites: su composición, la de sus atmósferas y anillos.²⁰​

Polémica sobre el uso de energía nuclear

Debido a la gran distancia entre Saturno y el Sol, los paneles solares eran insuficientes para proveer de electricidad a la nave al llegar a su destino. Para conseguirlo tendrían que haber sido demasiado grandes y pesados. Así, Cassini se alimentó finalmente de tres RTG (generadores termoeléctricos de radioisótopos), que producen electricidad a partir de la desintegración radiactiva espontánea de plutonio radiactivo. Al final de su periodo de servicio (once años) aún eran capaces de generar 628 vatios de energía entre todos ellos. El uso de esta tecnología provocó las protestas de grupos de defensa del medio ambiente, algunos físicos (el más notable Michio Kaku) e incluso antiguos miembros de la NASA, a pesar de las afirmaciones por parte de la Agencia Espacial Norteamericana de que el riesgo de accidente nuclear era muy bajo.

La sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando su atmósfera y descendiendo en paracaídas sobre la superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargó de realizar diversos análisis y de enviar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviaba a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo casi con total éxito su misión y convirtiéndose no solo en la primera sonda que aterrizaba en un satélite que no fuera la luna terrestre, sino también en la primera en hacerlo en un objeto del sistema solar exterior [7] (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial y la última versión)..

Instrumentación

La sonda Huygens contenía seis complejos instrumentos a bordo que proporcionaron una amplia variedad de datos a los científicos tras su descenso en la atmósfera de Titán. Estos instrumentos eran:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Este instrumento contenía una serie de sensores que midieron las propiedades físicas y eléctricas de la atmósfera de Titán. El acelerómetro permitió medir la densidad de la atmósfera de Titán y las corrientes de aire. Los sensores de temperatura y presión determinaron las propiedades térmicas de la atmósfera. El HASI también contenía un micrófono, que grabó sonidos durante el descenso y el aterrizaje de la sonda.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Este experimento usaba un oscilador ultrasensible para mejorar la comunicación con la sonda, dotándola de una señal muy estable. Los vaivenes producidos por los vientos de la atmósfera se pudieron entonces medir para sacar conclusiones acerca de sus características.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Los detectores de imágenes y de espectros de este instrumento realizaron diversas mediciones sobre la radiación y el tamaño y densidad de las partículas en suspensión. Las imágenes, en el espectro de la luz visible e infrarroja, crearon un mosaico que permitió reconstruir la zona de aterrizaje y sus alrededores.

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Este instrumento era un versátil analizador químico de gases, diseñado para identificar y medir sustancias químicas en la atmósfera de Titán. Estaba equipado con dos módulos para toma de muestras que se llenaron a gran altitud para un posterior análisis. El espectrómetro de masas servía para construir un modelo de la masa molecular de cada gas, mientras que el cromatógrafo de gases llevaba a cabo un estudio más detallado de las muestras de isótopos y moléculas. Poco antes del aterrizaje se calentó el instrumento, a fin de que en contacto con la superficie se evaporasen los materiales que la componen y se pudiesen analizar mejor.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Este dispositivo experimental captó partículas de la atmósfera y las introdujo en el interior de un horno, para calentar las muestras atrapadas y, mediante un proceso de pirólisis, descomponer los materiales orgánicos volatilizados para estudiarlos.

Surface-Science Package (SSP)

El SSP contenía varios sensores diseñados para determinar las propiedades físicas de la superficie de Titán en el punto de impacto. Un sónar vigiló durante los últimos 100 metros la distancia a la superficie, midiendo la velocidad de descenso y la rugosidad del suelo.

Subfases de la misión primaria

Además de ser uno de los principales objetivos de su misión, la gravedad de Titán ayudó a variar la órbita de la sonda, permitiéndole así realizar los distintos estudios para los que fue preparada. Esta es la razón de que las subfases que se detallan a continuación comenzaban y acababan con un sobrevuelo de Titán, salvo dónde se especifique lo contrario.

1. Entrada en órbita alrededor de Saturno y lanzamiento de la sonda Huygens. Esta secuencia abarcó desde el día 1 de julio de 2004 —día en el que la sonda se situó en órbita alrededor de Saturno— hasta el día 15 de febrero de 2005. Durante esta fase, la sonda realizó tres órbitas alrededor de Saturno y cuatro sobrevuelos a Titán —incluyendo el correspondiente para recoger los datos enviados desde Titán por la sonda Huygens— además de uno de Jápeto. Además de la entrada en órbita alrededor de Saturno de la sonda Cassini, el principal evento de esta parte de la misión fue el descenso de la sonda Huygens a Titán.
2. Secuencia de ocultación. Duró desde el día 15 de febrero de 2005 hasta el día 7 de septiembre de 2005. En ella la sonda realizó 11 órbitas alrededor de Saturno, llegando a tener éstas cierta inclinación respecto al ecuador del planeta. Durante esta parte de la misión, se aprovechó el hecho de que Cassini podía ver cómo el Sol y la Tierra eran ocultados por los anillos del planeta para estudiar la estructura y evolución de estos últimos. También se realizaron cuatro nuevos sobrevuelos de Titán, y tres de Encélado.
3. Secuencia de estudio de la magnetocola. Esta parte de la misión duró desde el día 7 de septiembre de 2005 hasta el 22 de julio de 2006. Cassini realizó durante esos 10 meses y medio 12 órbitas alrededor de Saturno. En su transcurso, la órbita de la nave fue cambiando hasta situarse primero en el plano ecuatorial de Saturno y luego en el lado nocturno del planeta, para estudiar su magnetocola y durante ella Cassini, además de realizar un sobrevuelo de cada una de casi todas las principales lunas de Saturno —excepto Japeto y Febe—, realizó nueve sobrevuelos de Titán.
4. Transferencia de 180º. Empezó el día 22 de julio de 2006 y acabó el 30 de junio de 2007. Durante ella, la sonda utilizó la gravedad de Titán para primero cambiar su órbita hasta situarse prácticamente perpendicular al ecuador de Saturno, pudiendo así estudiar sus anillos y sus regiones polares desde «arriba», y luego devolverla al plano ecuatorial de éste, y también para progresivamente situarse de nuevo en el lado diurno del planeta. Se realizaron en total diecisiete sobrevuelos de Titán, siendo la parte de la misión primaria en la que la mayor luna de Saturno fue más veces estudiada de cerca. Asimismo a mediados de septiembre de 2006, la órbita de Cassini la llevó a un punto en el que el Sol sería ocultado durante varias horas por Saturno, algo que probablemente no se repetiría durante el resto de la misión. Durante esas horas se realizaron estudios intensivos de los anillos y se tomaron numerosas imágenes del planeta y de éstos, pudiéndose ver en una de ellas la Tierra próxima a los anillos.
5. Subfase de estudio de lunas heladas. Duró desde el día 30 de junio hasta el 31 de agosto de 2007. La sonda orbitó Saturno apenas un par de veces. Esta parte de la misión se caracteriza por estar la nave en el plano del ecuador de Saturno, habiendo varios encuentros relativamente cercanos con las lunas heladas de Saturno, además de dos sobrevuelos de Titán.
6. Secuencia de alta inclinación. Abarcó desde el día 31 de agosto de 2007 hasta el día 30 de junio de 2008, final de la misión primaria. Cassini realizó veinticinco órbitas alrededor del planeta anillado en las cuales de nuevo su órbita estuvo fuertemente inclinada respecto a su ecuador, pudiendo estudiarse así de nuevo sus anillos y sus regiones polares. También se realizaron: un sobrevuelo de Encélado, uno de Japeto, y nueve sobrevuelos de Titán.

Prórrogas de la misión y «Grand Finale»

En abril de 2008 la NASA decidió prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más,²¹​ habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tuvo lugar el equinoccio en Saturno.²²​ Durante esos dos años, Cassini realizó sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rea, y otro de Helena. Esta misión extendida se dividió en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán.²³​

Se propuso también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha en la que tuvo lugar el solsticio en Saturno,²⁴​ lo cual fue finalmente aprobado por la NASA.²⁵​ Dicha nueva prórroga de la misión fue bautizada por ello como Misión del Solsticio.

Se barajaron diversas opciones para el destino final de la sonda Cassini, que incluían hacerla impactar contra Saturno —como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter—, lo que en principio no parecía factible, ya que, si se hacía en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta, la presencia de los anillos harían probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave; estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno (descartado, debido al calor generado en la colisión y por sus generadores termoeléctricos de radioisótopos, que podrían haber perturbado posibles formas de vida, particularmente en los casos de Titán y Encélado); situarla en una «órbita de aparcamiento» en la que no existiera riesgo de colisión con ninguna otra luna, o sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar incluso expulsándola del sistema solar.²⁶​ Sin embargo la opción que se tomó finalmente, y que recibió el apoyo de una buena cantidad de científicos de la misión por los datos que podría proporcionar, consistió en enviar a Cassini a una órbita de muy alta excentricidad que la llevó entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través del espacio de 3800 kilómetros que hay entre el planeta y los anillos y en la que, tras realizar 20 de tales órbitas, se precipitó contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017 a las 11:55 UTC,²⁷​ evitando así los riesgos de contaminación biológica y radioactiva mencionados, siendo de esta manera este el destino final de Cassini y el último objetivo y el final último de la misión..²⁸​²⁹​²⁴​ Esta ultima fase fue bautizada por la NASA como Grand Finale.³⁰​

Itinerary

Selected destinations (ordered by size but not to scale)
Titan	Earth’s Moon	Rhea	Iapetus	Dione	Tethys	Enceladus
Mimas	Hyperion	Phoebe	Janus	Epimetheus	Prometheus	Pandora
Helene	Atlas	Pan	Telesto	Calypso	Methone

Spacecraft design

Cassini-Huygens assembly

A Cassini RTG before installation

Plutonium power source

Cassini-Huygens

La misión Cassini-Huygens, en la que participan ESA, NASA y la Agencia Espacial Italiana, ha modificado muchas de nuestras ideas acerca del sistema de Saturno. Se lanzó desde Florida en octubre de 1997 y tardó casi siete años en llegar a Saturno, tras desplazarse casi 3.500 millones de kilómetros. La nave espacial de 5,6 toneladas se componía de dos partes, el orbitador Cassini y la sonda Huygens.

El Cassini-Huygens es el primer vehículo espacial en orbitar alrededor de Saturno. Lleva a bordo 12 experimentos. Desde su llegada a Saturno el 1 de julio de 2004, el Cassini ha estado enviando a la Tierra enormes cantidades de información sobre este planeta, sus anillos, sus lunas y su campo magnético.

Planificada originalmente como una misión de cuatro años, el éxito de Cassini-Huygens ha sido tan importante que se ha ampliado al menos hasta 2017. Ya ha pasado junto a siete de los satélites más grandes, incluido el gigante Titán, de mayor tamaño que el planeta Mercurio. El orbitador ha pasado junto a Titán más de 70 veces. Al volar a 880 km de la luna, ha conseguido estudiar las nubes anaranjadas y la atmósfera rica en nitrógeno de Titán. También ha cartografiado su superficie con un radar generador de imágenes.

El día de Navidad de 2004, Huygens se separó de Cassini. Tres semanas después, penetró en la densa atmósfera de Titán y se convirtió en la primera sonda que se ha posado en la superficie de un satélite planetario (distinto de nuestra Luna). La sonda, protegida por un escudo térmico, redujo su velocidad de 18.000 a 1.400 km por hora en apenas tres minutos Poco después, se abría un gran paracaídas. A una altura de unos 160 km los instrumentos de la sonda empezaron a captar imágenes y a estudiar la atmósfera. Durante más de dos horas, la nave Cassini, que sobrevolaba la zona, recibió y almacenó los datos enviados por la sonda Huygens.

Las imágenes y otros datos enviados por sus seis instrumentos nos mostraron por primera vez el verdadero aspecto de esa luna naranja. Huygens se posó en el lecho seco de un río cubierto de pequeños cantos de hielo.

Encelado (Jaime Serra)

Así, ha descubierto que Encélado, a pesar de su reducido tamaño, tiene una intensa actividad geológica cerca del polo sur y reservas de agua líquida, puesto que alberga un océano de agua líquida global, con sales y moléculas orgánicas simples, que emite vapor y gel de agua a través de géiseres en grietas que hay en su superficie. La existencia de este océano ha convertido a Encélado en uno de los lugares más prometedores del sistema solar para buscar vida.

Desde que Cassini llegó a Saturno, ha demostrado que son posibles mundos habitables con océanos

Cassini también ha resuelto uno de los misterios que más hipótesis había generado durante años: por qué Encélado era el objeto más brillante del sistema solar. Cassini ha descubierto que se debe a que es un cuerpo helado.

Titán es también una firme candidata. La sonda Huygens que transportaba Cassini aterrizó sobre la superficie de esta luna y halló también evidencias de un océano bajo su superficie de hielo, seguramente compuesto por agua y amoníaco, y una atmósfera repleta de moléculas prebióticas. Vio que contenía de un completo sistema hidrográfico, con ríos, lagos y mares de metano y etano líquidos. Basándose en modelos, los científicos creen que Titán también podría contener fuentes hidrotermales en sus océanos que proporcionaran energía para la vida. De ahí que los científicos quieran conservar sus condiciones prístinas para futuras exploraciones y hayan optado por hacer que Cassini se “suicide” contra Saturno, para evitar que pudiera caer en esta luna y la contaminara.

Imagen de la superficie de Titán, la luna más grande de Saturno (EP / EP)

En Titán, también, la misión nos ha mostrado un mundo parecido a la Tierra, con un clima y una geología que ayudan a entender nuestro propio planeta.

Cassini, de alguna forma, es como una máquina del tiempo, que nos ha abierto una ventana para ver los procesos físicos que probablemente formaron el desarrollo del sistema solar, así como los sistemas planetarios alrededor de otras estrellas.

La nave ha proporcionado una mirada al sistema de Saturno. Ha obtenido información sobre la composición y temperatura de la atmósfera alta, de las tormentas y de las potentes emisiones en radio. Ha observado por primera vez rayos en las caras diurnas y nocturnas del planeta. Y sus anillos, un laboratorio natural para estudiar los procesos que forman los planetas, una especie de mini sistema solar.

El progreso de una tormenta en Saturno, captado por la Cassini (NASA)

Hasta la llegada de Cassini los científicos no habían tenido la oportunidad de estudiar con detalle el tamaño, la composición, y distribución de estos aros alrededor del planeta. Durante la misión los instrumentos de la nave han permitido ver el rango de partículas que los componen –las hay minúsculas, como granos de arena y las hay tan grandes como una montaña-. También han podido identificar de qué está compuesto el anillo externo E, formado por partículas de agua congelada de la luna Encélado.

Saturno, fotografiado por ‘Cassini’ en octubre de 2016. Foto: NASA /Vídeo: ALEJANDRA

También gracias a Cassini los científicos han averiguado por qué el sistema de anillos de Saturno es estable. Se debe a las pequeñas lunas que viajan en los espacios vacíos, las llamadas ‘lunas pastoras’, que ya otearon las naves Voyager. Cassini ahora las ha escudriñado de cerca.

Aterrizaje en Titán

Cassini-Huygens es una misión conjunta de la NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA) y la agencia italiana (ASI), que comprendió el lanzamiento de dos sondas que viajaron juntas hasta el sistema de Saturno. Cuando llegaron, en 2004, se separaron. Cassini, de la NASA, orbitó Saturno y las lunas, mientras Huygens, de la ESA, aterrizó en Titán el 14 de enero de 2005.

La Tierra vista desde Saturno. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute y NASA/Johns Hopkins

«Fue la primera sonda que se posó en una luna de otro planeta», recuerda el ingeniero de la ESA Miguel Pérez Ayúcar, que entre 2002 y 2007 formó parte de la misión Huygens.

«Cuando pasaron por Titán, las sondas Voyager descubrieron que su atmósfera es muy densa y opaca, pero no pudieron observar su superficie. Huygens mostró lo que había bajo su atmósfera. Entramos en ella con paracaídas y durante las dos horas y media de descenso, tomó datos de este mundo helado, que tiene temperaturas de -170ºC», recuerda. Como no sabían como sería Titán, diseñaron la sonda para que pudiera caer tanto en una superficie sólida como líquida. «Finalmente cayó en una zona sólida».

Estudiar la composición de la atmósfera de Titán -el nitrógeno es su ingrediente principal-, es como si estudiáramos la atmósfera terrestre antes de que surgiera la vida. «Es como si hubiera quedado congelada en el tiempo. Además, es muy interesante porque el metano se descompone en moléculas complejas basadas en el carbono que luego pueden unirse para formar organismos», señala.

¿Mundos habitables?

En su opinión, el descubrimiento más importante de Cassini-Huygens es que bajo la corteza helada de las lunas hay líquido. «Se ha medido muy bien, sobre todo en Encélado, donde se observaron géiseres que salían por brechas de la superficie. Hasta entonces no estaba claro si debajo de la corteza de estas lunas había agua o no, y esto tiene implicaciones importantes porque la vida puede formarse en sitios extremos. Si añades el calor interno que posiblemente hay en zonas termales, significa que puede haber vida o se puede formar», argumenta Pérez.

«Cassini-Huygens ha sido una misión muy fructífera, que ha dado muchas sorpresas tanto en relación al planeta Saturno como a los satélites del sistema», resume Olga Prieto Ballesteros, investigadora del departamento de Planetología y Habitabilidad del Centro de Astrobiología (CAB/CSIC-INTA).

Dentro de su campo de estudio, destaca dos descubrimientos. Por un lado, «la detección de las plumas de materiales surgiendo de las fracturas del hemisferio sur de Encélado y el análisis de la composición rica en agua y compuestos orgánicos, que ha revelado que esta luna es potencialmente habitable». Por otro lado, considera importantes «las observaciones de evidencias de un ciclo activo del metano parecido al del agua en la Tierra, lo cual permite que este compuesto se encuentre en los tres estados de la materia: en partículas sólidas como rocas y sedimentos de dunas, en líquido almacenado en lagos o cayendo como gotas de lluvia, en vapor en la atmósfera, expuesto a las radiaciones y reaccionando para formar otros compuestos orgánicos».

Asimismo, destaca el descubrimiento de la intensa dinámica atmosférica de Saturno, cambiante en estaciones y que forma tormentas extrañas como el hexágono detectado en el polo sur previamente por las naves Voyager.

¿Qué aspectos quedan por averiguar del sistema de Saturno? «Como suele ocurrir con las misiones espaciales, se han multiplicado las preguntas que ya teníamos sobre el sistema planetario de Saturno. Así pues, se necesitarán nuevas misiones para resolver las incógnitas abiertas». En su opinión, la pregunta más relevante a resolver en el futuro es si son habitables Encélado y/o Titán: «Para ello se necesita que contemos con misiones que tengan como objetivo caracterizar los océanos, determinar la actividad actual de las lunas y la datación de las diferentes regiones y el análisis detallado de la química en diferentes capas (la superficie, la subsuperficie, la atmósfera y la exosfera)», propone.

En Titán, explica Prieto, es importante «hacer un seguimiento del ciclo de metano, y en misiones más arriesgadas se debería comenzar a buscar señales de vida (por ejemplo en las plumas de Encélado)».

Imagen del sistema de Saturno NASA

Caltech/Space Science Institute y NASA/Johns Hopkins

Artist’s impression of the surface of Titan

Restos humanos incinerados

Celestis

Celestis, Inc.

Tipo: Subsidiario

Industria: Entierros espaciales

Fundado: 1994

Fundadores: Charles M. Chafer, R. Chan Tysor

Sede: Houston , Texas , Estados Unidos

Padre: Space Services Inc.

Sitio web: www.celestis.com/

Celestis, Inc. es una compañía que lanza restos humanos cremados al espacio, un procedimiento conocido como entierro espacial. Es una subsidiaria de la compañía espacial privada Space Services Inc.^[1] La compañía compra lanzamientos como una carga útil secundaria en varios cohetes y lanza muestras de los restos cremados de una persona. Lanzar los restos cremados completos de un individuo (que pesan entre cuatro y ocho libras)^[2] sería prohibitivamente caro para la mayoría de las personas, por lo que Celestis lanza muestras de 1 o 7 gramos de restos incinerados para brindar un servicio asequible.^[3]

Historia

Celestis ha volado una serie de participantes notables en los últimos años. Su primer vuelo: El vuelo de los fundadores: los restos cremados del creador de Star Trek, Gene Roddenberry, y el ícono de la década de 1960, Timothy Leary, en la órbita de la Tierra. También a bordo se encontraban los restos del físico y visionario espacial Gerard K. O’Neill, el destacado científico de cohetes Krafft A. Ehricke y otros 20.^{[4] El} Dr. Eugene Shoemaker, un famoso geólogo planetario y co-descubridor del cometa Shoemaker-Levy 9, fue lanzado a la luna en la misión Lunar Prospector de la NASA en 1998: Celestis ayudó a los amigos del Dr. Shoemaker a incluir una muestra de sus restos cremados. en esa misión^{[5] El} astronauta L. Gordon Cooper de Mercury 7,^{[6] el} actor de Star Trek James Doohan («Mr. Scott»),^[7] y una serie de otros de diversos ámbitos de la vida fueron lanzados a bordo de The Legacy Flight en 2007.^{[8] El} explorador Titanic Ralph White estaba a bordo de los vuelos Discovery ^[9] y Pioneer ^[10].

Los familiares y amigos de los participantes del vuelo generalmente pueden asistir al lanzamiento. Celestis generalmente organiza un recorrido por las instalaciones de lanzamiento y aloja un servicio conmemorativo no sectario antes del lanzamiento.^[3] Celestis también ayuda a las personas a organizar sus propios vuelos espaciales conmemorativos para el futuro.^[11]

Misiones

Se han realizado múltiples misiones desde la primera el: 1997-04-21 11:59, denominada Celestis 01, con diversos cohetes: Pegasus, Atenea, Tauro, etc. También con nombres rimbombantes de cada misión. En órbitas terrestres, lunares, con impacto en suelo, o sin él, y también con errores o fallos técnicos.

Por ser la primera se desarrolla un poco.

Celestis 01

También se llama CPAC 01 (Celestis Payload Attached Container) y vuelo de los fundadores.

Designacion	24780 / 97018B
Fecha de lanzamiento	21 de abril de 1997
Sitio de lanzamiento	Gando, L-1011 Islas Canarias / España
Vehículo de lanzamiento	Pegasus-XL (# 17)
Misión	Entierro espacial
Órbita de la tierra:
Perigeo / Apogeo	554 x 582 km
Excentricidad
Inclinación	151 grados (registro de inclinación)
Período	96.1 min

Vuelos futuros

En 2014, un servicio conmemorativo para el difunto Majel Barrett Roddenberry, «Nurse Chapel» de Star Trek, la voz de la computadora a bordo de la nave espacial de ficción Enterprise, y Lwaxana Troi en Star Trek: The Next Generation, volarán con su difunto esposo Gene Roddenberry, juntos, «en un viaje infinito hacia el espacio profundo a bordo de su Servicio de Vuelo Espacial Conmemorativo Voyager… llevará sus espíritus, sus recuerdos y el mensaje del trabajo de su vida al cosmos». —Eugene «Rod» Roddenberry II. ^27]

Cenizas mortuorias en órbita

MAURICIO BERNAL

30/07/2007 03:45

El monumento que recuerda al astrónomo estadounidense Eugene Schoemaker se encuentra en un cráter de unos 50 kilómetros de diámetro ubicado en el polo sur de la Luna. Es posible que como monumento carezca de la nobleza de ciertas estatuas de Occidente, pero hay gente que considera que lo que sea que haya quedado en el lugar donde el Prospector se hizo pedazos después de caer en picado a 6.000 kilómetros por hora es una especie de mausoleo. Parte de los restos cremados de Schoemaker iban a bordo de esa sonda lunar.

En realidad, la NASA no tenía intención de levantarle un monumento a nadie y simplemente estrelló la sonda contra la Luna para comprobar si el cráter escondía un depósito de agua subterránea. La empresa Celestis, pionera de la extravagante modalidad de los entierros espaciales, había inaugurado su denominado Servicio Luna instalando una diminuta cápsula con una muestra de las cenizas de Schoemaker en la Prospector.

Pero no era la primera vez que hacían algo parecido. En ese momento había una cincuentena de cápsulas llenas de cenizas dando vueltas a la Tierra a bordo de satélites alquilados por Celestis.

El sector celebró hace tres meses el 10° aniversario del primer viaje espacial mortuorio. Fue el 21 de abril de 1997, cuando un avión provisto de un pequeño cohete despegó de las islas Canarias. Una vez que el aparato superó los 10.000 metros, el cohete se puso en marcha, salió disparado hacia el espacio y dejó en órbita un diminuto satélite con las cenizas de 24 personas, entre ellas las del creador de la serie Star Trek, Gene Roddenberry. Es lo que se conoce como Servicio Orbital: el Celestis 01 sigue dando vueltas alrededor de la Tierra, y la web de la empresa permite ubicarlo a toda hora y tener una visión del planeta como si se estuviera a bordo. Para los más entregados, se trata de ver la Tierra como la verían las cenizas si tuvieran ojos; es gente que cree que sí los tienen.

Desde entonces se han producido cinco vuelos —o lanzamientos, la expresión favorita en el sector— que han llevado al espacio los restos incinerados de alrededor de 200 personas. El último fue el pasado 28 de abril y supuso inaugurar una nueva modalidad: el Servicio de Ascenso Terrenal. Un cohete llega al espacio y el módulo que contiene las cenizas se desprende y cae a tierra con la ayuda de un paracaídas. Un breve paseo espacial. Ese día hubo momentos de nerviosismo porque los empleados de la compañía no hallaban el módulo y durante un par de días los diarios locales acusaron a la empresa de extraviar las cenizas de 121 personas, entre ellas las de James Doohan, actor también de Star Trek. Al final las encontraron, Celestis se ahorró las demandas y el ritual posterior se llevó a cabo con normalidad.

¿Rituales Por supuesto: una ceremonia fúnebre como en cualquier entierro que se respete. «Todo es muy conmovedor», explica Susan Schonfeld, portavoz de Space Services, la empresa que surgió de la fusión de Celestis con otra compañía del sector. «Hay una sesión informativa la víspera del lanzamiento, luego un tour alrededor del cohete y un servicio conmemorativo. Al día siguiente llevamos a las familias a ver el lanzamiento, y luego hay una recepción privada con chelos y 1997-04-21 11:59violines. Repito, todo es muy conmovedor. Cuando el cohete se eleva la gente grita, llora y cae de rodillas», manifiesta.

Solemnidad y humor

La gente entra en trance, pues, mientras las cenizas se elevan hacia el firmamento en un dispositivo no más grande que una caja de zapatos. Dentro, entrelazados como un juego de cohibas, están los cilindros con las cenizas correspondientes.

Descripción:

• Primer vuelo espacial conmemorativo privado
• Celestis es la primera empresa en ofrecer enterramientos espaciales. Las cargas útiles de Celestis son contenedores pequeños (CPAC, Celestis Payload Attached Container), que están atornillados a la última etapa (Orion-38) de los vehículos de lanzamiento Pegasus-XL.
• Los contenedores contienen una pequeña cápsula de aluminio del tamaño de una barra de labios, que contiene 7 g de restos cremados simbólicos.

Detalles de la misión:

• El primer vuelo espacial conmemorativo privado del mundo tuvo lugar el 21 de abril de 1997. El cohete Pegasus lanzó las cápsulas de vuelo del creador de «Star Trek» Gene Roddenberry, ícono de los años 60 Timothy Leary, defensor de la colonia espacial Gerard O’Neill, Krafft Ehricke y otros 20 desplegado sobre las Islas Canarias mientras impulsaba la nave espacial Celestis en órbita. Las cápsulas de vuelo individuales permanecieron dentro de la nave espacial Celestis a lo largo de su órbita y volvieron a ingresar a la atmósfera el 20 de mayo de 2002 al noreste de Australia.
• A las 6:00 am, hora estándar central, 1:00 pm hora de Madrid, el avión Starbazer de Orbital Sciences Corporation despegó de las Islas Canarias, España, transportando el vehículo de lanzamiento Pegasus con la carga útil de Celestis. Después de llevar el propulsor Pegasus XL a una altura de aproximadamente 38,000 pies, el Stargazer lanzó el cohete alado para una caída libre de cinco segundos antes de que el motor principal se encendiera, lo que impulsó al vehículo de combustible sólido de tres etapas a la órbita baja de la Tierra.
• La primera etapa de ignición ocurrió a las 7:00 am, hora estándar central, 2:00 pm hora de Madrid.
• Vea el video oficial de Celestis del vuelo de los fundadores proporcionado a las familias de los que están a bordo.

Más información en: https://www.celestis.com/launch-schedule/

Celestis 05 [Celestis]

Satélite a asteroide

NEAR Shoemaker

Representación artística de NEAR Shoemaker sobre Eros

 

Información general

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 17 de febrero de 1996

Aplicación: Sonda de asteroide

Configuración: Cilíndrica

Masa: 818 Kg

Dimensiones: Diámetro 1,7 m, longitud 2,75 m

Propulsión: Química

Equipo:

MultiSpectral Imager (MSI)
Espectrómetro de rayos X y rayos gamma (XGRS)
Near-Infrared Spectrograph (NIS)
Magnetómetro

NEAR Laser Rangefinder (NLR)

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica

Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR), más tarde renombrada como NEAR Shoemaker en honor a Eugene Shoemaker, fue una misión espacial (la primera perteneciente al programa Discovery) consistente en el envío de una sonda a un asteroide cercano a la Tierra, en concreto a (433) Eros (el segundo mayor asteroide cercano a la Tierra, con un tamaño de 13 x 13 x 33 km). Se trató de la primera sonda en orbitar y finalmente aterrizar (improvisadamente) en un asteroide. NEAR pasó un año estudiando Eros antes de posarse sobre él.

NEAR fue la primera sonda de la historia en orbitar un satélite, lo estuvo haciendo durante un año para finalmente posarse en su superficie.

La sonda fue lanzada el 17 de febrero de 1996 a las 20:43:27 UT a bordo de un cohete Delta desde Cabo Cañaveral. Tras el sobrevuelo del asteroide (253) Matilde, se acercó a la Tierra para una maniobra de asistencia gravitatoria el 23 de enero de 1998. El 20 de diciembre de ese mismo año debería haber ejecutado el primero de varios encendidos del motor necesarios para alcanzar Eros, pero un fallo de software lo impidió, haciendo que se perdiese el contacto con la nave temporalmente. Tras restablecer el contacto y resolver el problema, se diseñó un plan mediante el cual NEAR sobrevolaría Eros el 23 de diciembre a las 18:41:23 UT a una velocidad de 965 m/s y una distancia de 3827 km, y seguiría su camino para, tras varios encendidos del motor, seguir una trayectoria de acercamiento al asteroide y finalmente alcanzarlo de nuevo y entrar en su órbita el 14 de febrero de 2000.

La órbita inicial de NEAR alrededor de Eros era aproximadamente circular, con un radio de unos 200 km. La órbita fue reduciéndose mediante sucesivos encendidos del motor, primero a una órbita de unos 50 km de radio el 30 de abril de 2000, y a una de 35 km el 14 de julio de 2000. Fue elevada de nuevo a 200 km y luego reducida de nuevo a 35 km en el periodo hasta el 13 de diciembre. Finalmente, la sonda aterrizó en la superficie del asteroide el 12 de febrero de 2001.

Nave

NEAR era una nave estabilizada en los tres ejes y con control térmico pasivo. La alimentación eléctrica corría a cargo de cuatro paneles solares que proporcionaban 1600 vatios de potencia a una distancia de 1 unidad astronómica. Las comunicaciones se producían en banda X mediante una antena de alta ganancia de 1,5 m de diámetro, con tasas de datos de entre 1 y 27 kbps. Los datos podían ser almacenados en una unidad de 1 gigabit de capacidad. El sistema de propulsión estaba alimentado por hidracina.

Especificaciones

• Longitud: 2,75 m
• Diámetro máximo: 1,7 m
• Masa: 818 kg

Instrumentos

• MultiSpectral Imager (MSI): se trataba de un telescopio refractor con CCD sensible a longitudes de onda de entre 400 y 1100 nanómetros para fotografiar y cartografiar el asteroide, determinar su morfología y composición química en superficie. Podía dar una resolución de entre 10 y 16 metros a una distancia de 100 km de altura.
• Espectrómetro de rayos X y rayos gamma (XGRS): utilizaba dos sensores, un espectrómetro de fluorescencia de rayos X y un espectrómetro de rayos gamma, para determinar la composición del asteroide.
• Near-Infrared Spectrograph (NIS): espectrómetro capaz de abarcar entre 800 y 2700 nanómetros, diseñado para cartografiar la mineralogía de Eros.
• Magnetómetro: un sensor de flujo de puerta de tres ejes para medir el posible campo magnético.
• NEAR Laser Rangefinder (NLR): altímetro láser para medir la distancia entre la nave y la superficie del asteroide.
• Radiociencia: utilizando el sistema de radio de la sonda para cartografiar el campo gravitatorio de Eros.

CERCA de Shoemaker

Este artículo es sobre la sonda espacial robótica llamada NEAR Shoemaker. Para el tipo de asteroide, vea el asteroide Cercano a la Tierra. Para el sistema de alarma pública probado por el gobierno de los EE. UU. En los años 1950 y 1960, vea el repetidor de alarma de emergencia nacional.

CERCA de Shoemaker

Modelo de la nave espacial NEAR Shoemaker

Tipo de misión: Orbiter ( 433 Eros )

Operador: NASA · APL

ID COSPAR: 1996-008A

SATCAT no.: 23784

Duración de la misión: 5 años, 21 días

Propiedades de naves espaciales

Lanzamiento de masa: ~ 800 kilogramos (1,800 lb)

Secado masivo: 487 kilogramos (1,074 lb)

Poder: 1,800 W

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 17 de febrero de 1996 20:43:27 UTC

Cohete. Delta II 7925-8

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-17B

Fin de la misión

Último contacto: 28 de febrero de 2001 ~ 00: 00 UTC

Fecha de aterrizaje: 12 de febrero de 2001 20:01 UTC

Lugar de aterrizaje: Cráter al sur de Himeros , 433 Eros

Sobrevuelo de 253 Mathilde

Enfoque más cercano: 27 de junio de 1997 12:56 UTC

Distancia: 1,212 kilómetros (753 mi)

433 Eros orbiter

Inserción orbital: 14 de febrero de 2000 15:33 UTC

Órbitas: 0 órbitas^[1]

Insignia oficial de la misión NEAR Shoemaker.

Programa Discovery

El Encuentro de Asteroides Cercanos a la Tierra – Shoemaker (NEAR Shoemaker), rebautizado después de su lanzamiento en 1996 en honor al científico planetario Eugene Shoemaker, fue una sonda espacial robótica diseñada por el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins para que la NASA estudiara el asteroide cercano a la Tierra Eros cerrar la órbita durante un período de un año. La misión tuvo éxito en acercarse al asteroide y orbitó varias veces, y finalmente terminó tocando el asteroide el 12 de febrero de 2001.

El principal objetivo científico de NEAR era devolver datos sobre las propiedades globales, la composición, la mineralogía, la morfología, la distribución de masa interna y el campo magnético de Eros. Los objetivos secundarios incluyen estudios de las propiedades del regolito, las interacciones con el viento solar , la posible actividad actual indicada por el polvo o el gas y el estado de giro del asteroide. Esta información se usará para ayudar a comprender las características de los asteroides en general, su relación con los meteoritos y los cometas, y las condiciones en los primeros sistemas solares. Para lograr estos objetivos, la nave espacial estaba equipada con un espectrómetro de rayos X / rayos gamma, un espectrógrafo de imágenes de infrarrojo cercano, una cámara multiespectral equipada con un detector de imágenes CCD, un telémetro láser y un magnetómetro. También se realizó un experimento de radio ciencia utilizando el sistema de seguimiento NEAR para estimar el campo de gravedad del asteroide. La masa total de los instrumentos era de 56 kg y requerían 80 W de potencia.

Desarrollo

Un plan previo para la misión era ir a 4660 Nereus y hacer un sobrevuelo de 2019 Van Albada en el camino.^[2] En enero de 2000 se reuniría con Nereus, pero en lugar de quedarse visitaría múltiples asteroides y cometas.^[2] Algunas de las opciones que se discutieron fueron 2P / Encke , 433 Eros (que se convirtió en el objetivo principal de la misión), 1036 Ganymed, 4 Vesta y 4015 Wilson-Harrington.^[2] El Grand Tour de Small Body fue un plan para visitar dos asteroides y dos cometas en un lapso de una década con la nave espacial. ^2]

Perfil de la misión

El asteroide Eros cercano a la Tierra visto desde la nave espacial NEAR.

Resumen

El objetivo principal de la misión era estudiar el asteroide 433 Eros cerca de la Tierra desde la órbita durante aproximadamente un año. Eros es un asteroide de tipo S de aproximadamente 13 × 13 × 33 km de tamaño, el segundo mayor asteroide cercano a la Tierra. Inicialmente, la órbita era circular con un radio de 200 km. El radio de la órbita se redujo en etapas a una órbita de 50 × 50 km el 30 de abril de 2000 y disminuyó a 35 × 35 km el 14 de julio de 2000. La órbita se elevó durante los meses siguientes a una órbita de 200 × 200 km y luego disminuyó lentamente y se modificó a una órbita retrógrada de 35 × 35 km el 13 de diciembre de 2000. La misión finalizó con un aterrizaje en la región de «silla de montar» de Eros el 12 de febrero de 2001.

Algunos científicos afirman que el objetivo final de la misión era vincular Eros, un cuerpo asteroidal, a los meteoritos recuperados en la Tierra. Con suficientes datos sobre la composición química, se podría establecer un vínculo causal entre Eros y otros asteroides de tipo S, y esos meteoritos que se cree que son fragmentos de asteroides de tipo S (tal vez el mismo Eros). Una vez establecida esta conexión, el material del meteorito puede estudiarse con un equipo grande, complejo y en evolución, y los resultados pueden extrapolarse a los cuerpos en el espacio. NEAR-Shoemaker no probó o refutó este enlace para satisfacción de los científicos.

Entre diciembre de 1999 y febrero de 2001, NEAR Shoemaker utilizó su espectrómetro de rayos gamma para detectar explosiones de rayos gamma como parte de la Red InterPlanetaria.^[3]

El viaje a Mathilde

Lanzamiento de la nave espacial NEAR, febrero de 1996.

Después del lanzamiento en un Delta 7925-8 (un vehículo de lanzamiento Delta II con nueve aceleradores de cohetes de correa sólida y una tercera etapa Star 48 (PAM-D)) y salida de la órbita terrestre, NEAR entró en la primera parte de su fase de crucero . NEAR pasó la mayor parte de la fase de crucero en un estado de «hibernación» de actividad mínima, que finalizó unos días antes del sobrevuelo del asteroide 253 de 61 km de diámetro Mathilde .

Una de las imágenes del sobrevuelo de 253 Mathilde

El 27 de junio de 1997, NEAR voló por Mathilde dentro de 1200 km a las 12:56 UT a 9,93 km / s, devolviendo imágenes y otros datos del instrumento. El sobrevuelo produjo más de 500 imágenes, que cubren el 60% de la superficie de Mathilde, ^[4] y datos gravitacionales que permiten calcular las dimensiones y la masa de Mathilde.^[5]

El viaje a Eros

El 3 de julio de 1997, NEAR ejecutó la primera gran maniobra de espacio profundo, una quemadura en dos partes de la hélice principal de 450 N. Esto disminuyó la velocidad en 279 m / sy disminuyó el perihelio de 0.99 AU a 0.95 AU. El swingby de asistencia de gravedad de la Tierra se produjo el 23 de enero de 1998 a las 7:23 UT. El acercamiento más cercano fue de 540 km, alterando la inclinación orbital de 0.5 a 10.2 grados, y la distancia del afelio de 2.17 a 1.77 UA, casi coincidentes con las de Eros. La instrumentación estaba activa en este momento.

Fracaso del primer intento de inserción orbital

La primera de cuatro quemaduras de encuentro programadas se intentó el 20 de diciembre de 1998 a las 22:00 UT. La secuencia de quemado se inició pero se abortó inmediatamente. La nave espacial posteriormente entró en modo seguro y comenzó a caer. Los propulsores de la nave espacial se dispararon miles de veces durante la anomalía, que gastó 29 kg de propelente reduciendo el margen propulsor del programa a cero. Esta anomalía casi resultó en la pérdida de la nave espacial debido a la falta de orientación solar y el posterior agotamiento de la batería. El contacto entre la nave espacial y el control de la misión no pudo establecerse durante más de 24 horas. La causa raíz de este incidente no se ha determinado, pero los errores de software y de funcionamiento contribuyeron a la gravedad de la anomalía.^[6]

El plan de la misión original requería que las cuatro quemaduras fueran seguidas de una quemadura de inserción en órbita el 10 de enero de 1999, pero el aborto de la primera quemadura y la pérdida de la comunicación lo hicieron imposible. Se puso en práctica un nuevo plan en el cual NEAR voló por Eros el 23 de diciembre de 1998 a las 18:41:23 UT a una velocidad de 965 m / sy una distancia de 3827 km del centro de masa de Eros. Las imágenes de Eros fueron tomadas por la cámara, los datos fueron recolectados por el espectrógrafo infrarrojo cercano, y el seguimiento por radio se realizó durante el sobrevuelo. El 3 de enero de 1999 se realizó una maniobra de encuentro que involucraba una quemadura del propulsor para unir la velocidad orbital de NEAR con la de Eros. El 20 de enero se produjo una quemadura de hidrazina para afinar la trayectoria. El 12 de agosto, una quema de propulsión de dos minutos redujo la velocidad de la nave espacial en relación con Eros a 300 km / h.

Inserción orbital

La inserción orbital alrededor de Eros ocurrió el 14 de febrero de 2000 a las 15:33 UT (10:33 AM EST) después de que NEAR completara una órbita heliocéntrica de 13 meses que coincidía estrechamente con la órbita de Eros. Una maniobra de encuentro se completó el 3 de febrero a las 17:00 UT, reduciendo la velocidad de la nave espacial de 19.3 a 8.1 m / s en relación con Eros. Otra maniobra tuvo lugar el 8 de febrero, aumentando la velocidad relativa ligeramente a 9.9 m / s. Las búsquedas de satélites de Eros tuvieron lugar el 28 de enero y el 4 y el 9 de febrero; ninguno fue encontrado. Los escaneos fueron para fines científicos y para mitigar cualquier posibilidad de colisión con un satélite. NEAR entró en una órbita elíptica de 321 × 366 km alrededor de Eros el 14 de febrero. La órbita se redujo lentamente a una órbita polar circular de 35 km antes del 14 de julio. NEAR permaneció en esta órbita durante 10 días y luego se retiró en etapas a 100 km órbita circular antes del 5 de septiembre de 2000. Las maniobras a mediados de octubre condujeron a un sobrevuelo de Eros a 5,3 km de la superficie a las 07:00 UT del 26 de octubre.

Trayectoria gráfica que representa el viaje de la nave espacial NEAR.

Órbitas y aterrizaje

Eros asteroide desde aproximadamente 250 metros de altitud (el área en la imagen es aproximadamente de 12 metros de ancho [1] ). Esta imagen fue tomada durante el descenso de NEAR a la superficie del asteroide.

Tras el sobrevuelo, NEAR se movió a una órbita circular de 200 km y cambió la órbita de prograda casi polar a una órbita casi ecuatorial retrógrada. Para el 13 de diciembre de 2000, la órbita había cambiado a una órbita circular de 35 km. A partir del 24 de enero de 2001, la nave comenzó una serie de pases cercanos (de 5 a 6 km) a la superficie y el 28 de enero pasó de 2 a 3 km desde el asteroide. La nave espacial realizó un lento descenso controlado hacia la superficie de Eros, finalizando con un touchdown justo al sur de la figura con forma de silla de Himeros el 12 de febrero de 2001 aproximadamente a las 20:01 UT (3:01 pm EST). Para sorpresa de los controladores, la nave espacial no sufrió daños y fue operacional después del aterrizaje a una velocidad estimada de 1.5 a 1.8 metros por segundo (convirtiéndose así en la primera nave espacial en aterrizar suavemente sobre un asteroide). Después de recibir una extensión del tiempo de antena en la Red de espacio profundo, el espectrómetro de rayos gamma de la nave espacial se reprogramó para recopilar datos sobre la composición de Eros desde un punto de observación a unas 4 pulgadas (100 mm) de la superficie donde era diez veces más sensible que cuando fue usado en órbita ^[7] Este aumento de la sensibilidad se debió en parte a la mayor relación entre la señal de Eros y el ruido generado por la sonda en sí. ^[3] El impacto de los rayos cósmicos en el sensor también se redujo en aproximadamente un 50%.^[3]

A las 7 pm EST del 28 de febrero de 2001, NEAR Shoemaker recibió las últimas señales de datos antes de que se cerrara. Un intento final de comunicarse con la nave espacial el 10 de diciembre de 2002 no tuvo éxito. Esto probablemente se debió a las condiciones extremas de -279 ° F (-173 ° C, 100 K ) que experimentó la sonda mientras estaba en Eros.^[8]

Nave espacial y subsistemas

CERCA de la nave espacial dentro de su cohete Delta II.

La nave espacial tiene la forma de un prisma octagonal, aproximadamente 1.7 m de lado, con cuatro paneles solares de arseniuro de galio fijos en una disposición de molino de viento, una antena de radio de alta ganancia fija de 1.5 m de banda X con un magnetómetro montado en la antena de alimentación. y un monitor solar de rayos X en un extremo (la plataforma delantera), con los otros instrumentos fijos en el extremo opuesto (la plataforma de popa). La mayoría de los componentes electrónicos se montaron en el interior de las cubiertas. El módulo de propulsión estaba contenido en el interior. La decisión de montar instrumentos en el cuerpo de la nave espacial en lugar de usar barreras de contención provocó que el espectrómetro de rayos gamma tuviera que estar protegido del ruido generado por la nave.^[3] Se usó un escudo de germanato de bismuto, aunque esto demostró ser moderadamente efectivo.^[3]

La nave estaba estabilizada en tres ejes y utilizaba un solo bipropelante (hidracina / tetróxido de nitrógeno) 450 newton (N) propulsor principal y cuatro 21 N y siete propulsores de hidracina 3.5 N para propulsión, para un potencial delta-V total de 1450 m / s. El control de la actitud se logró utilizando los propulsores de hidrazina y las cuatro ruedas de reacción. El sistema de propulsión transportaba 209 kg de hidrazina y 109 kg de oxidante NTO en dos oxidantes y tres tanques de combustible.

La energía fue proporcionada por cuatro paneles solares de arseniuro de galio de 1,8 por 1,2 metros que podrían producir 400 vatios a 2,2 UA (329,000,000 km), la distancia máxima de CERCA del Sol, y 1800 W a una UA (150,000,000 km). La energía se almacenó en una batería de níquel-cadmio recargable de 22 celdas de nueve amperes-hora.

Diagrama que muestra la ubicación de los instrumentos de ciencia NEAR.

La guía espacial se logró mediante el uso de un conjunto de sensores de cinco detectores digitales de actitud solar, una unidad de medición inercial (IMU) y una cámara de seguimiento de estrellas apuntando en dirección contraria a la del instrumento. La IMU contenía giroscopios y acelerómetros resonadores hemisféricos. Se usaron cuatro ruedas de reacción (dispuestas de forma que cualquiera de las tres pueda proporcionar control completo de tres ejes) para el control normal de la actitud. Los propulsores se utilizaron para descargar el momento angular de las ruedas de reacción, así como para el giro rápido y las maniobras de propulsión. El control de la actitud era de 0,1 grados, la estabilidad de apuntamiento de línea de vista está dentro de los 50 microrradianes en un segundo, y el conocimiento de la actitud de posprocesamiento es de 50 microrradianes.

El subsistema de manejo de comandos y datos se componía de dos procesadores redundantes de comando y telemetría y registradores de estado sólido, una unidad de conmutación de potencia y una interfaz para dos buses de datos estándar redundantes 1553 para comunicaciones con otros subsistemas. NEAR es la primera nave espacial APL que utiliza números significativos de microcircuitos encapsulados en plástico (PEM). NEAR es la primera nave espacial APL que utiliza grabadoras de datos de estado sólido para el almacenamiento masivo: las naves espaciales APL anteriores usaban grabadoras magnéticas o núcleos magnéticos.^[9]

Los registradores de estado sólido se construyen a partir de DRAM de IBM Luna-C de 16 Mbit. Una grabadora tiene 1.1 gigabits de almacenamiento, la otra tiene 0.67 gigabits.

La misión NEAR fue el primer lanzamiento del Programa Discovery de la NASA, una serie de naves espaciales de pequeña escala diseñadas para pasar del desarrollo al vuelo en menos de tres años por un costo de menos de $ 150 millones. El costo de construcción, lanzamiento y 30 días para esta misión se estima en $ 122 millones. El costo total final de la misión fue de $ 224 millones, que consistió en $ 124.9 millones para el desarrollo de naves espaciales, $ 44.6 millones para apoyo y seguimiento de lanzamiento, y $ 54.6 millones para operaciones de misión y análisis de datos. ^[1]

CERCA de Shoemaker

Tipo de misión: sobrevuelo
Vehículo de lanzamiento: Delta 7925-8 (n.º D232)
Launch Site: ESMC / launch complex 17B
Centro de la NASA: Goddard Space Flight Center, Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
Masa de la nave espacial: 805 kg
Instrumentos de naves espaciales:
1) Imager multiespectral de MSI
2) magnetómetro MAG
3) espectrómetro infrarrojo cercano NIS
4) XRS-GRS espectrómetro de rayos X / rayos gamma
5) Telémetro láser NLR
6) experimento de radio ciencia y gravimetría

Referencias
Crónica del espacio profundo: Una cronología del espacio profundo y sondas planetarias 1958-2000, por Asif A. Siddiqi, Monografías de la NASA en historia aeroespacial No. 24

NEAR Shoemaker (Near Earth Asteroid Rendezvous) es la primera misión volada bajo el programa Discovery de la NASA, una serie de proyectos planetarios de ciencia de bajo costo (menos de $ 150 millones). El objetivo principal de NEAR era reunirse con el planeta menor 433 Eros (un asteroide clase S) aproximadamente a 355 millones de km de la Tierra, y devolver datos sobre las propiedades globales, composición, mineralogía, morfología, distribución de masa interna y campo magnético de Eros.

El 27 de junio de 1997, en su camino hacia su misión principal, NEAR realizó un sobrevuelo de 25 minutos del asteroide 253 Mathilde. El acercamiento más cercano a 1,200 km fue a las 12:56 UT. Durante el encuentro, la nave espacial fotografió el 60 por ciento del planeta menor de un rango de 1.200 km. La información recopilada indicó que el asteroide de 4.500 millones de años está cubierto de cráteres y es menos denso de lo que se creía anteriormente.

Después de una corrección a mitad de curso el 3 de julio de 1997, NEAR voló por la Tierra el 23 de enero de 1998 a las 07:23 UT para una asistencia por gravedad en su camino a Eros. El acercamiento más cercano fue de 540 km.

Después del encuentro sobrevolando la Tierra, el perfil de misión de NEAR previamente planificado tuvo que ser revisado a la luz de una quemadura de motor abortada el 20 de diciembre de 1998 que había impedido una corrección crítica de la trayectoria para reunirse con Eros un mes después. En su lugar, NEAR se colocó en una trayectoria de respaldo que permitió un sobrevuelo diferente de lo planeado originalmente. Como parte de este nuevo plan, la nave espacial pasó primero por Eros el 23 de diciembre de 1998 a las 18:41:23 UT en un rango de 3,827 km (distancia medida desde el centro de masa), momento en el que observó aproximadamente el 60 por ciento de la asteroide y descubrió que el planeta menor era más pequeño de lo esperado. CERCA también encontró que el asteroide tiene dos cráteres de tamaño mediano, una cresta de superficie larga y una densidad similar a la de la corteza terrestre.

Después de varios ajustes de trayectoria más, NEAR finalmente se movió en órbita alrededor de Eros a las 15:33 UT del 14 de febrero de 2000; aproximadamente un año después de lo previsto. Los parámetros orbitales fueron 321 x 366 km. NEAR fue el primer objeto hecho por humanos en orbitar un asteroide.

El 14 de marzo de 2000, un mes después de ingresar a la órbita de los asteroides, la NASA cambió el nombre de la nave NEAR Shoemaker NEAR en honor al renombrado geólogo Eugene Shoemaker.

Hasta 2000, NEAR Shoemaker’s orbit se cambió en etapas para permitir programas de investigación científica. Hubo algunos problemas antes del aterrizaje en el asteroide. Por ejemplo, el 13 de mayo de 2000, los controladores tuvieron que apagar el espectrómetro infrarrojo NEAR debido a un aumento de potencia excesivo. Para el 30 de abril, la nave espacial estaba en su órbita operacional a una altitud de aproximadamente 50 km del centro de Eros. Más tarde, el 13 de julio, entró en una órbita aún más baja a 35 km que trajo el vehículo tan cerca como a 19 km de la superficie.

Después de aproximadamente diez días, volvió a una órbita más alta. El 26 de octubre, NEAR Shoemaker realizó otro acercamiento de la superficie; esta vez a solo 5.3 km. En previsión del aterrizaje real, la nave espacial realizó un sobrevuelo en enero de 2001 hasta un alcance de 2,7 km y, en el proceso, devolvió imágenes más espectaculares.

La histórica fase de aterrizaje comenzó a las 15:32 UT el 12 de febrero de 2001, cuando NEAR Shoemaker disparó sus motores para comenzar el descenso controlado. Después de un total de cuatro disparos de propulsores, a las 20:01:52 UT del 12 de febrero, la nave espacial aterrizó con cautela en la superficie de Eros a una velocidad de 1,6 m por segundo. Durante todo su descenso, NEAR Shoemaker hizo una serie de 69 fotografías espectaculares, la última fue tomada a solo 120 m de la superficie.

El aterrizaje fue en un área justo afuera de una depresión en forma de silla de montar conocida como Himeros. Eros estaba a 196 millones de millas de la Tierra en ese momento. Aunque la nave espacial NEAR Shoemaker no fue diseñada para sobrevivir al aterrizaje, sus instrumentos permanecieron operativos. Inmediatamente después del aterrizaje, la NASA aprobó una extensión de diez días que se alargó a catorce días para utilizar el espectrómetro de rayos gamma.

La última transmisión desde la nave espacial fue a las 00:00 UT del 1 de marzo de 2001.

CERCA de Shoemaker recolectó diez veces más datos de los que se habían planeado originalmente, completando el perfil científico más detallado de un pequeño cuerpo celeste. El retrato de Eros de NEAR, una reliquia sólida, indiferenciada y primitiva de la formación del sistema solar, ya ha respondido preguntas fundamentales sobre una clase común de asteroides. Las 160,000 imágenes de Eros de NEAR han demostrado que los asteroides pueden ser objetos increíblemente diversos: NEAR los científicos detectaron más de 100.000 cráteres, cerca de 1 millón de rocas del tamaño de una casa (o más grandes) y una capa de escombros resultante de una larga historia de impactos. Los científicos pudieron determinar que Eros no es una «pila de escombros» de piezas sueltas, sino más bien un objeto consolidado. Además, la información química obtenida de la misión nos ayuda a comprender cómo los asteroides como Eros están relacionados con las muestras de meteoritos recuperadas en la Tierra.

Recursos destacados

El Encuentro de Asteroides Cercanos a la Tierra (NEAR) fue diseñado para estudiar el asteroide Eros cercano a la Tierra desde una órbita cercana durante un período de un año y se lanzó con éxito en febrero de 1996.

Los principales objetivos científicos de NEAR eran devolver datos sobre las propiedades globales, la composición, la mineralogía, la morfología, la distribución de masa interna y el campo magnético de Eros. Los objetivos secundarios incluyen estudios de las propiedades de los regolitos de asteroides (material superficial ligeramente consolidado), las interacciones con el viento solar, la posible actividad actual como lo indica el polvo o el gas y el estado de giro de los asteroides.

La nave espacial NEAR Shoemaker de la NASA cumplió todos sus objetivos científicos al orbitar el asteroide Eros y logró con éxito descender de forma controlada a la superficie del asteroide el 12 de febrero de 2001. El principal objetivo del descenso controlado hacia la superficie fue reunir imágenes de primer plano de la superficie rocosa de 433 Eros, a más de 196 millones de millas de la Tierra.

DISEÑO

El diseño NEAR de la nave espacial es mecánicamente simple y está orientado hacia un desarrollo corto y un tiempo de prueba. Excepto por el despliegue inicial de los paneles solares y las cubiertas de los instrumentos de protección, la nave espacial tiene un solo mecanismo móvil. Su arquitectura distribuida permite el desarrollo paralelo y la prueba de cada subsistema, produciendo un período de prueba e integración de nave espacial inusualmente corto.

Varias características innovadoras del diseño NEAR incluyen el primer uso de un amplificador de potencia de estado sólido de banda X para una misión interplanetaria, el primer uso de un giroscopio resonador hemisférico en el espacio y un control de suministro de energía de alta tensión y extremadamente alta precisión.

La nave espacial tiene la forma de un prisma octagonal, aproximadamente 1,7 m de cada lado. Tiene cuatro paneles solares fijos de arseniuro de galio en una disposición de molino de viento, una antena de radio de alta ganancia fija de 1,5 m de banda X con un magnetómetro montado en la alimentación de antena y un monitor solar de rayos X en un extremo (la cubierta delantera). Los otros instrumentos están fijos en el extremo opuesto (la cubierta de popa). La mayoría de los componentes electrónicos están montados en el interior de las cubiertas. El módulo de propulsión está contenido en el interior.

PROPULSIÓN

La embarcación está estabilizada en tres ejes y utiliza un solo bipropelante (hidruro de hidrógeno / tetróxido de nitrógeno) propulsor principal 450 Newton (N) y cuatro propulsores de hidracina 21N y siete 3.5N para propulsión, para un potencial delta-V total de 1.450m / s. El control de la actitud se logra utilizando los propulsores de hidracina y las cuatro ruedas de reacción. El sistema de propulsión transporta 209kg de hidrazina y 109kg de oxidante NTO en dos oxidantes y tres tanques de combustible.

La energía es proporcionada por cuatro paneles solares de arseniuro de galio de 1.8mx 1.2m que pueden producir 400W a 2.2AU (la distancia máxima de NEAR del Sol) y 1.800W a 1AU. La energía se almacena en una batería súper níquel-cadmio recargable de 22 células de 9 A / h.

INSTRUMENTACIÓN

La nave espacial también cuenta con la función de imágenes multiespectrales (MSI) para obtener imágenes de Eros en múltiples bandas espectrales para determinar su forma y características de superficie y para mapear distribuciones de minerales. Tiene un espectrómetro infrarrojo NEAR (NIS) para medir el espectro infrarrojo cercano para determinar la distribución y abundancia de minerales de superficie y un telémetro láser NEAR (NLR). Este es un altímetro láser que mide el rango hasta la superficie para construir perfiles topográficos de alta resolución (dando un modelo de forma global de Eros).

También tiene un Espectrómetro de rayos X / Rayos Gamma (XGRS) que detecta la fluorescencia de rayos X de los elementos en la superficie del asteroide. Algunas de las emisiones son excitadas por rayos cósmicos y algunas provienen de la radioactividad natural en el asteroide. También hay un Magnetómetro (MAG) que busca y mapea cualquier campo magnético intrínseco alrededor de Eros y Radio Science, que es un transpondedor coherente de banda X que mide las velocidades radiales de la nave espacial en relación con la Tierra, ayudando a mapear el campo gravitatorio de Eros.

 

Primera sonda a Júpiter

Galileo (sonda espacial)

 Galileo en el Centro Espacial Kennedy en Cabo Cañaveral.

 Información general

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 18 de octubre de 1989

Aplicación: Sonda de Júpiter

Propiedades

Fabricante:

Jet Propulsion Laboratory
Messerschmitt-Bölkow-Blohm
General Electric
Hughes Aircraft Company

masa

Orbiter: 1.884 kg
Lander: 339 kg

Generación de energía

Orbitador: GTR
Lander: Batería

Masa de carga útil

Orbiter: 118 kg
Lander: 30 kg

 Fecha de lanzamiento: De 18 de octubre de 1989 , 16:53:40 UTC

Vehículo de lanzamiento: Atlantis ( STS-34 )

Lugar de lanzamiento: El Centro Espacial Kennedy , LC-39B

Destino: Júpiter

Fecha de inserción orbital: 08 diciembre de 1995 , 01:16 GMT

Fecha de aterrizaje

Lander: 07 de diciembre de de 1995 , 22:04 GMT

Lugar de aterrizaje

Lander: 06 ° 05’N 04 ° 04’W

Decadencia

Orbitador: 21 de setiembre de 2003 , 18:57:18 UTC

Galileo fue una nave espacial estadounidense no tripulado lanzado por la NASA para estudiar el planeta Júpiter, sus lunas y otros cuerpos celestes del Sistema Solar. Lleva el nombre del astrónomo italiano Galileo Galilei, que consistía en un orbitador y un sonda atmosférica y fue lanzado al espacio el 18 de octubre de 1989, de la tierra ‘s órbita, llevado por el transbordador espacial Atlantis en la misión STS-34. Él entró en la órbita de Júpiter el 7 de diciembre de 1995, después de un período de seis – viaje del año a través del espacio asistida por la gravedad de Venus y de la Tierra, la primera nave espacial en orbitar el planeta gigante. También lanzó la primera sonda para el planeta (Júpiter), que transmite datos a partir de su ambiente antes de ser destruido en el descenso por la presión y el calor, sin hacer contacto con tierra firme.^[1]

En su largo viaje a Júpiter, Galileo hizo nuevos descubrimientos en el camino, envió gran cantidad de datos sobre las lunas de Júpiter Io, Europa, Calisto y Ganímedes y observó la colisión del cometa cometa Shoemaker-Levy 9 en julio de 1994. A pesar de los problemas sufrido en su antena, se llevó a cabo el primer sobrevuelo de un asteroide, el 951 Gaspra y descubrió la primera «luna» de un asteroide, dáctilo, alrededor de 243 Ida.^[1]

Los datos enviados habilitadas nuevo conocimiento de la composición de la atmósfera y las nubes de de Júpiter amoniaco también fueron asignadas, posiblemente creado por el flujo de las capas internas de la atmósfera. El volcánica Io y su interacción con la gravedad y la atmósfera Júpiter también se registraron. Las observaciones permitieron a los satélites también apoyan la teoría de la existencia de un océano líquido bajo la superficie congelada Europa e indicaron la posibilidad de agua salada en las capas superficiales y Calixto Ganimedes, mostrando el último tiene un campo magnético. Las pruebas también se recogió una exosfera por Europa, Ganímedes y Calisto. Galileo también mapea el alcance y la estructura de la magnetosfera Jupiter y encontró que la delgada sistema de anillo alrededor del planeta está formada por el polvo resultante de los impactos sufridos por cuatro pequeñas lunas interiores.^[1]

El 21 de septiembre de 2003, después de 14 años en el espacio y ocho de ellos orbitando el sistema joviano, la misión fue cerrada con la sonda espacial siendo deliberadamente sacada de la órbita y lanzada a la atmósfera de Júpiter a una velocidad de 48 km / s, desintegrando si la caída en el fin de proteger las lunas de Júpiter, principalmente de Europa, una posible contaminación con bacterias de la tierra, ya que se cree que en Europa hay un océano debajo de la costra de hielo que puede llevar a la vida.^[2] .

El 11 de diciembre de 2013, la NASA anunció, en base a estudios de los datos transmitidos por Galileo más de una década anterior, los cuales fueron detectados minerales de arcilla – específicamente filosilicatos – a menudo asociada con la materia orgánica en la superficie helada de Europa. Según los científicos, la presencia de estos minerales debe haber sido causado por la colisión de un asteroide o un cometa con el satélite.^[3]

La sonda Galileo

Resultados científicos

La sonda Galileo constituyó la primera navegación in situ de la atmósfera de un planeta gigante. Entre los resultados más destacados obtenidos se encontró que la atmósfera joviana contenía una proporción mayor de elementos pesados como carbono, nitrógeno, neón y otros. Este resultado parecía contradecir la mayoría de modelos de formación del planeta que predecían una proporción de estos elementos parecidos a la del Sol. El enriquecimiento en elementos pesados obligó a revisar estos modelos en profundidad. Por otro lado, la sonda fue incapaz de encontrar una alta proporción de oxígeno (en forma de vapor de agua en la atmósfera joviana). Al parecer la sonda penetró en una región particularmente activa meteorológicamente, que pudo falsear los resultados globales de las medidas de volátiles, sustancias como el agua que pueden condensar y formar nubes en la atmósfera de Júpiter.

Características técnicas de la sonda

La sonda pesaba unos 320 kg y medía aproximadamente 1,3 m. La sonda estaba protegida por un escudo térmico capaz de soportar las altas temperaturas producidas en la entrada en la atmósfera superior de Júpiter a velocidades de hasta 69 km/s (250 000 km/h),²​ mayores que la velocidad de escape. Tras la fase inicial de frenado aerodinámico la sonda expulsó el escudo térmico y prosiguió su descenso frenada por un paracaídas. Se enviaron datos durante aproximadamente unos 50 minutos a lo largo de un descenso de más de 150 km. Finalmente, a presiones en torno a 22 bar se perdió la comunicación con la sonda. Esta fue previsiblemente destruida por las altas presiones y temperaturas de la atmósfera más profunda.

El diseño artístico de la sonda volar Io, a su antena de alta ganancia completamente abierta.

El orbitador Galileo

Principales resultados científicos

Galileo ha contribuido sustancialmente al mayor conocimiento que tenemos del planeta Júpiter y su sistema de anillos y lunas. En particular, las estructuras observadas en la superficie helada de Europa sugieren la existencia de un océano subsuperficial de agua líquida, con importantes connotaciones astrobiológicas.¹​

Instrumentos y carga científica

Esquema general de los diferentes instrumentos a bordo de la nave Galileo.

El orbitador Galileo contaba con un gran conjunto de instrumentos científicos.³​

• Sistema de detección de polvo (Dust Detector Subsystem, DDS). Detector de partículas de polvo. Estudios del ambiente poco denso de la magnetosfera.
• Detector de partículas energéticas (Energetic Particles Detector, EPD). Detector de iones y partículas de alta energía también para el estudio de la magnetosfera de Júpiter.
• Espectrómetro ultravioleta (Ultraviolet Spectrometer / Extreme Ultraviolet Spectrometer, UVS/EUV). Análisis espectral de la atmósfera de Júpiter.
• Contador de iones pesados (Heavy Ion Counter, HIC)). Destinado a captar y estudiar rayos cósmicos y otras partículas de alta energía.
• Magnetómetro (MAG). Medidas del campo magnético de Júpiter.
• Espectrómetro en el infrarrojo cercano (Near-Infrared Mapping Spectrometer, NIMS).
• Subsistema de plasma (PLS).
• Fotopolarímetro radiométrico (Photopolarimeter-Radiometer, PPR).
• Sistema medida del plasma (Plasma Wave Subsystem, PWS).
• Cámara principal: Solid State Imager (SSI). Un dispositivo CCD de 800×800 pixeles capaz de obtener imágenes de alta resolución en el rango visible del espectro de 0,4 a 1,1 micras.

Problemas técnicos de la misión

• Fallo de la antena principal. La antena principal no logró desplegarse por un problema de congelación del lubricante del mecanismo de apertura. La misión tuvo que hacer uso de una antena secundaria limitando considerablemente su capacidad de enviar datos y reduciendo extensamente el número de observaciones que se pudieron realizar.

• Fallo de la cinta de almacenaje de datos. Galileo contaba con una cinta magnética de almacenaje de datos de 109 MB. En ella se almacenaban los resultados de las observaciones para su posterior envío a la Tierra. Al fallar la antena principal este sistema se volvió vital para el éxito de la misión. La cinta falló en diferentes ocasiones, teniendo que sacrificarse parte de los datos en algunas observaciones y cierta capacidad de la cinta.

Trayectoria y calendario de la misión

Llegada de la misión Galileo a Júpiter.

• Lanzamiento: 18 de octubre de 1989
• Sobrevuelo de Venus: 10 de febrero de 1990. Distancia: 16000 km
• Primer sobrevuelo de la Tierra: 8 de octubre de 1990. Distancia: 960 km.
• Sobrevuelo del asteroide Gaspra, 29 de octubre de 1991.
• Segundo sobrevuelo de la Tierra, 8 de diciembre de 1992. Distancia: 305 km.
• Sobrevuelo del asteroide Ida, 28 de marzo de 1993. Distancia: 2400 km. Este sobrevuelo descubre Dactyl, un satélite natural de Ida, el primer satélite de un asteroide descubierto.
• Impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en Júpiter. Observaciones desde el espacio entre el 16 y el 22 de julio de 1994.
• La sonda Galileo se separa del Orbitador el 13 de julio de 1995. La sonda penetra en la atmósfera de Júpiter el 7 de diciembre de ese mismo año.
• Comienzo de la misión orbital, 11 órbitas elípticas destinadas a acercarse a satélites específicos y al planeta.
• Final de la misión inicial. 7 de diciembre de 1997. Dado el considerable éxito de la misión en el estudio de los satélites jovianos, se decide extender la misión otros dos años y llamar a esta fase Galileo Europa Mission (GEM).
• La misión se prolonga una vez hasta el 2001 para coincidir con la misión Cassini/Huygens.
• Diciembre del 2000. Observaciones conjuntas por Galileo y Cassini/Huygens.
• Ante el temor de que el orbitador pudiera caer en un futuro lejano sobre el satélite galileano Europa se decide enviar la nave en colisión con el planeta Júpiter. El 21 de septiembre del 2003 la misión Galileo finaliza sumergiéndose en la inmensa atmósfera de Júpiter.

Antecedentes

Galileo comenzó a ser construido por el Jet Propulsion Laboratory en 1977, incluso antes de la puesta en marcha de la misión de la Voyager 1 y Voyager 2. Inicialmente llamado Júpiter Orbiter sonda Galileo fue bautizado en 1978.^[4] Los primeros planes llamaban a ser colocado en la órbita de la nave espacial Columbia en enero de 1982, pero los retrasos en el desarrollo del transbordador espacial terminaron permitiendo más tiempo para el desarrollo de propia sonda. Con la puesta en marcha del programa de transbordadores funcionando sin problemas, Galileo tenía su lanzamiento programado para 1984 pero finalmente retrasa hasta 1985 y después de 1986.^[5]

Galileo (negro) a bordo del Atlantis listo para su lanzamiento hacia Júpiter. Se le atribuye, el pequeño cohete Etapa superior de inercia (blanco).

Una vez la espacionave estaba listo, su lanzamiento fue programado inmediatamente para 1986 en STS-61-G Atlantis, después también cancelado. El cohete a utilizar sería la etapa superior de inercia, pero fue cambiado a los Centaur y de nuevo a la SIU después de la tragedia del Challenger . ^[5] El Centaur, impulsado por hidrógeno líquido, pondría Galileo en un camino directamente a Júpiter, pero de nuevo la misión fue otra vez pospuesto debido a la brecha de operaciones en Estados Unidos en el espacio causado por el accidente del Challenger y de la investigación. Los nuevos protocolos de seguridad fueron introducidos y como resultado el uso del Centaur en el transbordador fue prohibido forzando a Galileo a volver al Inertial Upper Stage, de menor potencia y movido a combustible sólido.

En 1987, fue reprogramado luego la misión de utilizar varias maniobras de asistencia gravitatoria llamado «Veega» o «Venus Tierra Tierra asistencia gravitatoria», utilizando la gravedad de la Tierra y Venus como un empuje para poner en marcha el barco con más velocidad a Júpiter. Después de todos los contratiempos y retrasos técnicos, Galileo fue finalmente liberado de la bodega de carga STS-34 Atlantis el 18 de octubre de 1989, más de diez años después del inicio de su desarrollo.^[6]

Sobrevuelos y sistema joviano

El primer cuerpo celeste a ser sobrevolado fue el planeta Venus, el 10 de febrero de 1990, a una distancia de 16.106 km. Allí se ganó un empuje de 8.030 kmh en la velocidad y la vuelta a la Tierra dos veces, la primera el 8 de octubre de 1990, 960 km, antes de dirigirse al asteroide 951 Gaspra, que volar a 1600 km en 29 de octubre de 1991. Volvió a sobrevolar la Tierra el 8 de diciembre de 1992 a 300 km de distancia, ganando otros 3,7 km / s en velocidad acumulada. Luego continuó en órbita hacia el asteroide 243 Ida, que voló el 28 de agosto , 1993 a 2410 kilómetros. Fue durante este sobrevuelo que Galileo descubrió la pequeña dáctilo, la primera vez que se descubrió una «luna» de un asteroide.^[7]

En julio de 1994, en camino de Júpiter, Galileo fue perfectamente posicionado para ver y transmitir a las imágenes de la Tierra de la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con el planeta gigante, mientras que la planta – telescopios basados sólo podían ver las marcas de golpes en la superficie de Júpiter, según sea necesario todavía mantienen largos movimientos de rotación a la ubicación correcta del espacio.

Después de expulsar la pequeña sonda atmosférica hacia el planeta el 13 de julio de 1995, ^[8] que entró en la órbita de Júpiter, a las 00:27 UTC del 8 de diciembre de 1995, el primer objeto construido por el hombre para lograr tal hazaña.^[9]

La principal misión de la sonda fue estudiar el sistema joviano, Júpiter y sus satélites, por dos años. Ella viajó alrededor del planeta gigante en elipses alargadas, teniendo cada órbita alrededor de dos meses para terminar. Las diferentes distancias alcanzados en estas órbitas permitieron que el Galileo fotografiar muestras de diferentes partes de la extensa magnetosfera de Júpiter. Las órbitas fueron planeadas para incluir sobrevuelos a pequeñas distancias de las mayores lunas. Al final de esta primera misión el 7 de diciembre de 1997, Galileo comenzó a realizar bajo – sobrevuelos de Europa e Io, el más cercano de ellos a 180 km volar el 15 de octubre de 2001. El entorno de radiación en las proximidades de la volcánica Io causaron problemas en los instrumentos de Galileo, haciendo que estos sobrevuelos al satélite fueran reprogramados para la parte final de la misión, cuando la pérdida de la sonda podría ser más aceptable.

Las cámaras de Galileo fueron desactivadas el 17 de enero de 2002 tras sufrir daños irreparables causados ​​por la radiación. ingenieros de la NASA han logrado reactivar alguna grabación de datos electrónicos y ella continuó a enviar algo de material científico para finalmente ser deorbitada y arrojados en la atmósfera de Júpiter, después de hacer una última medición de la masa de Amaltea , cuando voló. ^[9]

En toda la misión, orbitó Júpiter 34 veces, Calixto 8, Ganimedes 8, Europa 11, Io 7, Amalthea 1 y recorrió un total de 4.631.778.000 km entre su lanzamiento de la Tierra y su impacto final en la capa atmosférica del planeta. ^[10]

Características

Instrumentos

• SSI – S Olid s tate I Mager

Cámara CCD con una resolución de 800×800 píxeles. Su óptica está diseñado como un Cassegrain telescópica . El sensor CCD estaba protegido por un escudo antirradiación, algo fundamental para poder operar en la rigurosa magnetosfera del sistema joviano. Yo tenía una masa de 29,7 kg, consume en promedio 15 W de potencia. ^[11]

• NIMS – N oído: I nfrared apping M S pectrometer

Espectrómetro con una longitud de onda mayor que la SSI operado en infrarrojo . Él tenía un telescopio añadido con una abertura de 229 mm. El espectrómetro utilizaba una rejilla para dispersar la luz recogida por el telescopio. Pesaba 18 kg y utilizaba en promedio 12 vatios de energía. ^[12]

• UVS / EUV – U V ARL iolet pectrometer S / E Xtreme T v ARL espectrómetro iolet

Espectrómetro de operar con la visión ultravioleta . El telescopio acoplado en el UVS tenía una abertura de 250 mm y recogía la luz del punto de observación. Ambos instrumentos UVS / EUV utilizan una rejilla – como palabra-de-lobo para dispersar esta luz recogida para el análisis espectral. Los dos instrumentos juntos pesaban 9,7 kg y usaban 5,9 vatios de energía. ^[13]

• PPR – P p hoto olarimeter- R adiometer

Tenía siete bandas de radiometría . Uno de ellos tenía ningún filtro y absorber toda la radiación solar y térmica. El instrumento suministraba mediciones de la temperatura atmosférica de Júpiter y de sus satélites. Pesaba 5 kg. ^[14]

• DDS – UST D D S etector ubsystem

Equipo utilizado para medir masa, carga eléctrica y velocidad de partículas en el sistema joviano. La velocidad de estas pequeñas partículas podía medirse en un alcance de 1-70 km / s. Estos datos ayudaban a descubrir el origen y la dinámica del polvo en la magnetosfera. Pesaba 4,2 kg. ^[15]

• EPD – y artículos nergetic D P etector

Equipo diseñado para medir para medir el número de partículas y la energía de los iones y electrones en exceso de 20 keV utilizando detectores de silicio sólido. Estas mediciones ayudaban a comprender cómo estas partículas conseguían su energía y cómo las transportaban a través de la magnetosfera de Júpiter. Pesaba 10,5 kg. ^[16]

• ICH – I H en C eavy ounter

Este instrumento fue una versión modernizada y reenvasado de algunas partes de las misiones del sistema cósmico Ray reservas de vuelo de Voyager . La HIC detectado usando pesada batería de iones de silicio monocristalino, todas las sustancias atómicas que alcanzan entre el carbono y el níquel . El HIC y el EUV dividían las líneas de transmisión y así también dividían el tiempo de observación. Pesaba 10,5 kg y una potencia media de 2,8 vatios. ^[17]

• MAG – Mag netometer

El MAG de Galileo usaba dos conjuntos de tres sensores. Estos tres sensores permiten la medición de tres componentes ortogonales del espectro del campo magnético a la vez. Pesaba 7 kg. ^[14]

• PLS – asma Pl S ubsystem

El subsistema de plasma utiliza siete campos de visión para recoger las partículas cargadas para el análisis de masa y energía. Estos campos de visión cubiertos casi cualquier ángulo entre 0 y 180, desplegando desde el eje de rotación ; la rotación de la nave llevaba este campo de visión a un círculo completo. El PLS pesaba 13,2 kg y funcionaba en una corriente eléctrica de 3,9 vatios. ^[18]

• PWS – P W AVE S Lasma ubsystem

Una antena dipolo de media onda se utilizó para estudiar los campos eléctricos mientras plasmas mientras que dos antena magnética bobina de la investigación de los campos magnéticos. La antena dipolo se monta en la punta de la lanza del magnetómetro . mediciones casi simultánea de los espectros de los campos eléctricos y magnéticos realizados por las antenas, han permitido ondas electrostáticas fueron distinguidos ds ondas electromagnéticas . El PLS pesaba 7.1 kg. ^[19]

La sonda atmosférica.

La pequeña sonda llevada por Galileo fue construida para penetrar lo máximo posible en la pesada y calcinante atmósfera de Júpiter y transmitir datos a la Tierra. Con un peso de 339 kg, fue de 1,43 m de diámetro y fue lanzado directamente a la superficie del planeta el 13 de julio de 1995, cuando Galileo era todavía cinco meses para ir en órbita y 80 millones de kilómetros de Jupiter,^[20] a una velocidad del 47,8 km/s sin frenado más tarde con sus instrumentos protegidos de la temperatura extrema y alta presión atmósfera de Júpiter por un escudo térmico que pesa más de 100 kg. La densa presión encontrada hizo que fuese naturalmente frenada para una velocidad subsónica menos de dos minutos de penetrar la alta atmósfera del planeta, debido a las fuerzas de desaceleración 230 veces mayores que la existente en la gravedad terrestre.^[8]

Considerado más difícil la entrada en la atmósfera ha intentado, la sonda tuvo que soportar una fuerza de 230 g ^[21] y su escudo térmico 152 kg casi la mitad del peso total de la sonda perdió 80 kg hasta el momento de la pérdida completa de contacto. Construido con materiales ultra-especializados, tales como el carbono fenólico, para probarlo NASA construyó un laboratorio especial donde simula la cantidad de calor y presión para ser enfrentado similar a convectivo calentamiento de la reentrada de una ojiva ICBM combinado con calor por radiación una bola de fuego termonuclear. Poco después de la entrada, donde temperaturas encontradas dos veces que mide la superficie de la sol,^[21] y penetrar en la capa superior de la atmósfera, el tubo abrió su paracaídas 2,5 m de altura y el escudo térmico protector expulsado, que cayó en el interior del planeta.

Durante los 156 km de la pendiente en la que se envían los datos se recogieron 58 min de información sobre el entorno de ubicación.^[22] Sólo cuando dejó de transmitir la presión excede de 23 atmósferas y la temperatura del aire alcanzó 156ºC. Estos datos fueron transmitidos a Galileo en el camino del planeta y de allí a la Tierra. Cada uno de los dos transmisores de banda ancha de datos científicos casi idénticos transmitidos a 128 bits de por segundo. Ella se lleva seis instrumentos: ^[23]

• Instrumentos de estructura atmosférica para medir la presión, la temperatura y la deceleración
• Un espectrómetro de masa neutra
• Un interferómetro abundancia de helio para los estudios de la composición atmosférica
• A nefelómetro para la ubicación de las nubes y la observación de partículas de la nube
• Un radiómetro neto de flujo para medir la variación de arriba a abajo la radiación electromagnética a diferentes altitudes
• Un instrumento para medir las emisiones de radio y un rayo con unas partículas de energía detector

Arte describiendo la entrada de la sonda en Júpiter, con los paracaídas activados y el escudo térmico expulsado.

La cantidad de datos devueltos superó los 3,5 megabites. La sonda dejó de transmitir antes de que la línea de comunicación con Galileo fuera cortada. La causa más probable de la interrupción de la transmisión era sobrecalentamiento , que los sensores indican antes de la pérdida de la señal final.

La atmósfera en que la sonda bajó era más caliente y turbulenta de lo esperado. Fue completamente destruida a medida que caía a través de las capas de hidrógeno molecular por debajo de la parte superior de las nubes de Júpiter. El paracaídas debe haber sido el primero en derretir, unos 30 minutos después de la entrada; ^[24] Después de 40 minutos fue de los componentes de tiempo de aluminio en caída libre en el medio de una atmósfera de hidrógeno líquido crítico. La estructura de titanio debe haber permanecido aproximadamente 6 y una horas y media antes de la desintegración completa. Debido a la alta presión, las gotas restantes de la sonda de metal deben ser vaporizados de manera que su temperatura crítica se alcanza y se mezcla con metálico de hidrógeno líquido en el interior del planeta gigante.

Se descubrió que la atmósfera joviana tiene menos de la mitad de helio esperada; los datos tampoco confirmaron la teoría de las tres capas de nubes en el planeta. De las informaciones previstas, ella detectó menos radios, menos agua, pero más turbulencia que lo imaginado, con vientos de hasta 530 km / h. Ninguna superficie sólida fue detectada durante su viaje descendente de 156 km antes de ser destruida.^[8]

Galileo en el espacio

La Luna y sus cráteres

El asteroide Ida

 

Ida en color

 

 

 

 

 

Calisto en color

Europa

Una mancha roja de Júpiter

 

La gran mancha de Júpiter

Impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter

Tripulación pasa más de un año en órbita

Soyuz TM-4

Este artículo es sobre la nave espacial. Para la expedición que lanzó, ver Mir EO-3.

Soyuz TM-4

ID de COSPAR: 1987-104A

SATCAT no.: 18699

Duración de la misión: 178 días, 22 horas, 54 minutos, 29 segundos.

Órbitas completadas: ~ 2,890

Propiedades de la nave espacial

Tipo de nave espacial: Soyuz-TM

Fabricante: NPO Energia

Misa de lanzamiento: 7,070 kilogramos (15,590 lb)

Personal

Tamaño de la tripulación: 3

Lanzamiento

Vladimir Titov
Musa manarov
Anatoli Levchenko

Aterrizaje

Anatoly Solovyev
Viktor Savinykh
Aleksandr Aleksandrov

 Señal de llamada: Okean (océano)

Comienzo de la misión

Fecha de lanzamiento: 21 de diciembre de 1987, 11:18:03 UTC

Cohete: Soyuz-U2

Sitio de lanzamiento: Baikonur 1/5

Fin de misión

Fecha de aterrizaje: 17 de junio de 1988, 10:12:32 UTC

Lugar de aterrizaje: 180 kilómetros (110 millas) al SE de Dzhezkazgan

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: Tierra baja

Perigeo: 337 kilómetros (209 millas)

Apogeo: 357 kilómetros (222 millas)

Inclinación: 51.6 grados

Período: 91.5 minutos

Atracando con MIR

Programa Soyuz

Soyuz TM-4 fue la cuarta nave tripulada que atracó en la estación espacial Mir. Fue lanzado en diciembre de 1987 y llevó a los dos primeros miembros de la tripulación de la tercera expedición de larga duración, Mir EO-3. Estos miembros de la tripulación, Vladimir Titov y Musa Manarov, permanecerían en el espacio por poco menos de 366 días, estableciendo un nuevo récord de vuelos espaciales. El tercer astronauta lanzado por Soyuz TM-4 fue Anatoli Levchenko, quien regresó a la Tierra una semana después con la tripulación restante de Mir EO-2. Levchenko era un piloto prospectivo para el transbordador espacial soviético Buran. El propósito de su misión, llamada Mir LII-1, era familiarizarlo con el vuelo espacial.^[1]

Fue la cuarta nave espacial Soyuz TM lanzada (una de las cuales no estaba tripulada), y al igual que otras naves espaciales Soyuz, fue tratada como un bote salvavidas para la tripulación de la estación mientras estaba atracado. En junio de 1988, a mitad del EO-3, Soyuz TM-4 se cambió por Soyuz TM-5 como bote salvavidas de la estación. La misión que cambió la nave fue conocida como Mir EP-2, y tenía una tripulación de tres personas.^[2]

Tripulación

Posición                                        Equipo de lanzamiento                

Comandante                                Vladimir Titov
Mir EO-3
Tercer vuelo espacial                    Anatoly Solovyev
Mir EP-2
Primer vuelo espacial

Ingeniero de vuelo                      Musa manarov
Mir EO-3
Primer vuelo espacial                    Viktor Savinykh
Mir EP-2
Tercer y último vuelo espacial

Investigación cosmonauta          Anatoli Levchenko
Mir LII-1
Solo vuelo espacial                       Aleksandr Aleksandrov
Mir EP-2
Solo vuelo espacial

Titov y Manarov fueron miembros de la misión de larga duración Mir EO-3, y regresaron a la Tierra poco más de un año después, en Soyuz TM-6. Levchenko, por otro lado, regresó a la Tierra aproximadamente una semana después en Soyuz TM-3.

En junio de 1988, Soyuz TM-4 aterrizó la tripulación de tres hombres de Mir EP-2, después de su estancia de 9 días en la estación; ese equipo incluía al segundo astronauta búlgaro Aleksandr Panayotov Aleksandrov.^[2]

Personal de reserva

Posición                                                           Personal

Comandante                                                   Aleksandr Volkov

Ingeniero de vuelo                                          Aleksandr Kaleri

Investigación cosmonauta                              Aleksandr Shchukin

Puntos destacados de la misión

4to vuelo espacial tripulado a Mir. Manarov y Titov (conocidos por su letrero como «Okeans») reemplazaron a Romanenko y Alexandrov. Anatoli Levchenko fue un cosmonauta en el programa de transbordadores Buran. Levchenko regresó con Romanenko y Alexandrov en Soyuz TM-3.

Antes de partir Mir, Romanenko y Alexandrov demostraron el uso de equipos de EVA a los Okeans. Los Okeans realizaron experimentos biológicos, incluido el aparato de crecimiento de cristales biológicos Aynur, que instalaron en Kvant-1. Las cuadrillas combinadas realizaron un simulacro de evacuación, con la computadora Mir simulando una emergencia.^[3]

Titov y Manarov realizaron parte de un estudio en curso de galaxias y grupos de estrellas en la parte ultravioleta del espectro utilizando el telescopio Glazar en Kvant. La encuesta requería fotografía con tiempos de exposición de hasta 8 min. Incluso pequeños movimientos de cosmonautas podrían sacudir el complejo. Esto produjo imágenes borrosas de imágenes astronómicas, por lo que todos los movimientos de los cosmonautas tuvieron que detenerse durante las exposiciones.

Tripulación de la Soyuz TM-4

Tripulación de reserva, de la Soyuz TM-4

Vuelo

Lanzamiento desde el cosmódromo de Baikonur; aterrizaje 202 km al sureste de Dzheskaskan.

Después de un vuelo en solitario de dos días, Soyuz TM-4 se acopló con el Mir el 23 de diciembre de 1987. Vladimir Titov y Musa Manarov se convirtieron en el tercer equipo residente de Mir.
Musa Manarov y Vladimir Titov viajaron a Mir a bordo del Soyuz TM-4 junto con el piloto de prueba Anatoli Levchenko. Soyuz TM-4 maniobró a través de órbitas de 168 x 243 km, 255 x 296 km y 333 x 359 km antes de atracar con Mir a las 12:51 UTC del 23 de diciembre de 1987. Anatoli Levchenko regresó a la tierra a bordo de Soyuz TM-3 junto con el Mir-2 de la tripulación.

El Soyuz TM-4 con el equipo de Mir-3 a bordo llegó a Mir el 23 de diciembre de 1987. Antes de partir de Mir, el equipo de Mir-2 de Yuri Romanenko y Aleksandr Aleksandrov demostró el uso del equipo de EVA para el equipo de Mir-3. El equipo de Mir-3 realizó experimentos biológicos, incluido el aparato de crecimiento de cristales biológicos Aynur, que instalaron en Kvant. Las cuadrillas combinadas realizaron un simulacro de evacuación, con la computadora Mir simulando una emergencia.

Soyuz TM-3 partió el 29 de diciembre de 1987 y la tripulación se estableció para su misión de un año. El 30 de diciembre de 1987, Soyuz TM-4 voló al puerto delantero de Mir, y lo despachó para el próximo carguero Progress. El progres 34 llegó a Mir y permaneció atracado desde el 23 de enero de 1988 hasta el 4 de marzo de 1988. Mientras tanto, Vladimir Titov y Musa Manarov realizaron parte de un estudio en curso de galaxias y grupos de estrellas en la parte ultravioleta del espectro usando el telescopio Glazar en Kvant. La encuesta requería fotografía con tiempos de exposición de hasta 8 minutos. Incluso pequeños movimientos de cosmonautas podrían sacudir el complejo. Esto produjo imágenes borrosas de imágenes astronómicas, por lo que todos los movimientos de los cosmonautas tuvieron que detenerse durante las exposiciones.

El 12 de febrero de 1988, los cosmonautas comenzaron los preparativos para un EVA para reemplazar y aumentar los paneles solares de Mir. Probaron sus trajes de EVA del 23 de febrero de 1988 al 25 de febrero de 1988.

La primera caminata espacial se realizó el 26 de febrero de 1988 (4h 25m). El 15 de febrero de 1988, Vladimir Titov y Musa Manarov se sometieron a un curso de actualización en el arte de cambiar las secciones de la matriz solar al ver una cinta de video de sus propias sesiones de práctica antes del vuelo en el Hydrolaboratory. El 19 y 23 de febrero de 1988 inspeccionaron sus trajes espaciales Orlan-DM. En esta fecha, abrieron uno de los cuatro puertos de atraque radiales en el compartimiento de transferencia de Mir mientras no estaban en comunicación con el TsUP, prepararon su sitio de trabajo en la base de la matriz solar instalada por los cosmonautas Mir-2 en junio de 1987 y reemplazaron Una de las cuatro secciones de la matriz. Esto implicó «colapsar» el brazo extensible inferior para plegar y cerrar las dos secciones de la matriz solar unidas a él. La nueva sección era, como la que reemplazó, formada por ocho hojas de células solares. Sin embargo, el compuesto de carbono-plástico reemplazó al metal en la nueva sección, y seis de las hojas utilizaron células solares mejoradas que produjeron tanta energía como ocho hojas convencionales, mientras que resisten mejor los rigores del espacio. Las dos hojas restantes fueron instrumentadas y reemplazables independientemente, proporcionando un sitio de prueba para nuevos materiales de células solares. Los cosmonautas se mantuvieron en los reposapiés mientras trabajaban, continuando las pruebas de restricción de EVA iniciadas en Mir-2. Reubicaron el brazo extensible, desplegando la nueva sección y exponiéndola a la luz solar. Para redondear el EVA , Musa Manarov y Vladimir Titov regresaron a lo largo del módulo Kvant para inspeccionar la antena de encuentro en el Progress 34 (fue tarde en la apertura), el exterior de Mir televisado y la nave espacial Soyuz TM-4 para beneficio de los ingenieros En la Tierra, y reemplazó los casetes de exposición espacial.

El 17 de marzo de 1988, los cosmonautas estudiaron los efectos del ruido producido por los fanáticos y otros equipos en sus alojamientos como parte del experimento de Akustika . Durante el mismo período, un portavoz soviético declaró que el polvo y los olores de Mir molestaban a los cosmonautas.

El Progreso 35 llegó y permaneció acoplado a Mir del 25 de marzo de 1988 al 5 de mayo de 1988. A fines de marzo y principios de abril, Vladimir Titov y Musa Manarov instalaron y probaron un nuevo sistema de telefax y equipo no especificado para mejorar las comunicaciones entre Mir y la Tierra. Durante mayo, una partícula que los soviéticos identificaron como un pedazo de escombros espaciales volaron un cráter en una ventana Mir de dos paneles. El área dañada tenía 6-8 mm de ancho.

El Progreso 36 llegó y atracó en el puerto de popa de Mir desde el 15 de mayo de 1988 hasta el 5 de junio de 1988. Fue reemplazado por el Soyuz TM-5 el 9 de junio de 1988 hasta el 17 de junio de 1988. Esto llevó a la estación a un cosmonauta búlgaro. Debido al fracaso de la Soyuz 33, Bulgaria fue el único aliado soviético de Europa del Este que no ha tenido un ciudadano que visitó una estación espacial soviética. El cosmonauta de investigación búlgaro Aleksandr Aleksandrov utilizó casi 2,000 kg de equipo entregados por los cargueros Progress para realizar 46 experimentos en el programa Shipka durante su estadía. El equipo visitante dejó a bordo del Soyuz TM-4, dejando el Soyuz TM-5 fresco como un bote salvavidas. El 18 de junio de 1988, la tripulación del Mir-3 voló desde el puerto de popa al puerto de Mir, dejando el puerto de popa listo para el próximo carguero Progreso.

Ambos cosmonautas salieron de la estación espacial nuevamente el 30 de junio de 1988 (5 h 10 m) por un EVA no ensayado. El telescopio de rayos X TTM holandés-británico-soviético conjunto causó problemas poco después del lanzamiento del módulo Kvant en abril de 1987, por lo que los ingenieros propusieron y recibieron la aprobación de un EVA para reemplazar su detector. El telescopio TTM no fue diseñado para el servicio de EVA. Algunas herramientas para la reparación fueron desarrolladas por científicos holandeses y soviéticos y entregadas por el equipo de Soyuz TM-5. Antes de salir, Vladimir Titov y Musa Manarov recibieron una charla de familiarización de investigadores británicos que ayudaron a diseñar y construir el detector. Durante el EVA los investigadores holandeses de TTM estuvieron presentes en el TsUP. Los cosmonautas cortan 20 capas de aislamiento térmico para alcanzar el detector de 40 kg (88 lb). Como no había puntos de apoyo o asideros en el lugar de trabajo, se turnaron para trabajar mientras el otro lo sostenía. Más clips mantuvieron el detector en su lugar de lo esperado. Tres tornillos bloqueados en su lugar con resina los tiraron fuera de la línea de tiempo; tuvieron que raspar uno con una hoja de sierra antes de que girara, y el esfuerzo requerido para girar los tornillos los obligó a descansar varias veces. Después de que los cosmonautas lograron el 70 por ciento de la tarea, una herramienta especial «clave» para quitar una abrazadera de bronce se rompió. Antes de que dejaran de estar en contacto con la radio, el TsUP les dio a los cosmonautas 15 minutos para quitar la pinza con otras herramientas. Cuando se restableció la comunicación, Vladimir Titov y Musa Manarov informaron que se habían rendido y habían regresado a la escotilla del compartimiento de transferencia. Antes de ingresar a la esclusa de aire, midieron las ubicaciones de los accesorios para que un reposapiés se usara en una próxima caminata espacial soviético-francesa. Dos especialistas franceses monitorearon esta parte de la EVA en el TsUP. El traje Orlan-DM de Vladimir Titov le dio una falsa señal de «baja ventilación» causada cuando la humedad interfirió con un sensor. Este EVA marcó el último uso del traje espacial Orlan-DM.

El progreso 37 llegó y permaneció atracado en el puerto de popa de Mir desde el 20 de julio de 1988 hasta el 12 de agosto de 1988. A fines de julio de 1988, el satélite de relevo de Altair / SR Kosmos 1897 fue trasladado de su estación para apoyar el vuelo de prueba del transbordador Buran del 14 de noviembre., 1988.

El Soyuz TM-6 llegó el 31 de agosto de 1988. Su tripulación tenía un maquillaje único, con un Comandante (Vladimir Lyakhov) que había sido entrenado para volar un Soyuz TM-solo en el caso de que fuera necesario enviar un barco de rescate para recuperar dos cosmonautas. de Mir , ningún ingeniero de vuelo , y dos cosmonautas de investigación sin experiencia. Una de ellas fue Valeri Polyakov, quien permanecería a bordo de Mir con Vladimir Titov y Musa Manarov para monitorear su salud durante los últimos meses de su estadía de un año planificada. El otro fue el cosmonauta Abdul Mohmand, de Afganistán. El programa experimental de Abdul Mohmand estuvo dominado por una serie de observaciones de Afganistán, llamadas Shamshad. Vladimir Lyakhov y Abdul Mohmand dejaron su nueva nave espacial atracada en Mir como un bote salvavidas y regresaron a bordo del Soyuz TM-5. Durante el regreso a la Tierra, Soyuz TM-5 sufrió un problema combinado de software de computadora y sensor, que retrasó su reingreso en 24 horas.

El 8 de septiembre de 1988, la tripulación del Mir-3 voló Soyuz TM-6 desde la popa hasta la tripulación de Mir . El progreso 38 se acopló y permaneció en el puerto de popa del 12 de septiembre de 1988 al 23 de noviembre de 1988.

El tercer EVA se realizó el 20 de octubre de 1988 (4h 12m). Una segunda reparación de TTM EVA se estableció originalmente para el 5 de julio de 1988, pero se pospuso para permitir más preparación. El 9 de septiembre de 1988, Progress 38 entregó siete nuevas herramientas y los primeros trajes espaciales Orlan-DMA. Orlan-DMA fue una actualización del modelo de corta duración Orlan-DM (1985-1988), que en sí mismo fue una actualización de Orlan-D (1977-1985). Al igual que los modelos Orlan anteriores, Orlan-DMA retuvo la escotilla de entrada trasera distintiva incorporada en su torso de aleación de aluminio duro. Se utilizaron un cordón y un asa de bloqueo para cerrar y sellar la escotilla trasera. El sistema de soporte vital de Orlan-DMA se activa cuando el asa se bloquea en su lugar. El Orlan-DMA pesó 105 kg (231 lb) completamente cargado y 90 kg (198 lb) vacío. La mochila integral mide 1.19 m (3.9 ft) de largo y 48 cm (18.9 in) de ancho. El traje tenía una presión de operación máxima de 40 kilopascales (5.8 psi) y una presión mínima de 26.2 kilopascales (3.8 psi). La duración típica de EVA fue de 6 a 7 horas, en comparación con las 5 horas del Orlan-DM. Al igual que los trajes Orlan-D y Orlan-DM anteriores, Orlan-DMA tenía vejigas dobles de caucho de poliuretano, una dentro de la otra. La vejiga interna se inflaba solo si se perforaba la capa primaria. Un cartucho de hidróxido de litio reemplazable absorbió el dióxido de carbono exhalado. Al igual que los modelos Orlan anteriores, la bata de ropa de refrigeración líquida Orlan-DMA tenía una cubierta integral para la cabeza. La comunicación de voz se realizó mediante el sistema Korona, que incluía dos micrófonos, dos auriculares y transceptores y amplificadores de respaldo primario y de respaldo. La antena de Korona estaba incrustada en la capa exterior del traje. La mejora principal de Orlan-DMA fue su paquete adicional de radio y batería para que el traje sea autónomo. Tanto Orlan-D como Orlan-DM se basaron en una conexión umbilical con la estación espacial para su electricidad y comunicaciones, y para suministrar a la tierra telemetría en cosmonauta y salud. El paquete adicional se introdujo gradualmente durante 1990 para que Orlan-DMA se pudiera usar con la unidad de maniobra SPK «Ikar», el equivalente soviético de la MMU de EE. UU. Sin embargo, para esta y las tres EVA siguientes, las demandas estaban vinculadas a Mir por la misma electricidad y comunicaciones / telemetría que se utilizaron con Orlan-DM. Valeri Polyakov (que llegó con Soyuz TM-6) permaneció sellado en el módulo de descenso Soyuz TM-6 durante el EVA. El Soyuz fue atracado en el frente de la estación. Tanto el compartimento de transferencia Mir como el módulo orbital Soyuz TM-6 se despresurizaron para ampliar el espacio disponible en la esclusa de aire (el módulo central Mir tenía menos espacio en la esclusa de aire que Salyut 6 o Salyut 7). Un científico británico acompañado por un equipo de noticias de la televisión británica supervisó el EVA desde el TsUP . Vladimir Titov y Musa Manarov dejaron uno de los puertos de atraque del compartimiento de transferencia con un nuevo detector para el telescopio de rayos X TTM en Kvant. El viejo detector no fue diseñado para ser reemplazado, pero el nuevo tenía ayuda para el manejo y sujetadores grandes que se operaban fácilmente con guantes EVA . El detector se deslizó en su lugar con dificultad, pero la reparación aún requirió una hora menos de lo esperado. Vladimir Titov y Musa Manarov luego instalaron un sistema especial de retención de pies para el EVA soviético-francés programado para diciembre de 1988. La restricción se diseñó y fabricó en el suelo utilizando las medidas que realizaron durante su EVA de febrero de 1988.

Soyuz-TM 7 llegó a Mir el 28 de noviembre de 1988 en la misión franco-soviética Aragatz con el cosmonauta francés Jean-Loup Chrétien (en su segunda misión a una estación espacial soviética) y los cosmonautas soviéticos Aleksandr Volkov y Sergei Krikalyov. Esto aumentó la población de Mir a seis. Según Sergei Krikalyov, este era el «peor escenario» en lo que se refiere a la multitud en la estación. No solo había más cosmonautas de lo habitual a bordo de Mir ; La estación también estaba llena de equipos y suministros de soporte vital entregados por los cargueros Progress para la misión conjunta franco-soviética. El hacinamiento se agravó porque no había un puerto de atraque libre para un carguero Progress. Por lo tanto, la tripulación no podía usar un Progreso como ‘despensa’ o ‘sala de almacenamiento’ para la estación. El gran manifiesto de experimentos conjuntos, en su mayoría experimentos médicos y tecnológicos elegidos para apoyar el proyecto de transporte Hermes de la Agencia Espacial Europea liderada por Francia, afectó el suministro de electricidad de Mir . La masa total de los experimentos fue de 580 kg.

El 9 de diciembre de 1988, Jean-Loup Chrétien y Aleksandr Volkov despresurizaron el adaptador de acoplamiento multipuerto y salieron de Mir (6h 00m). Jean-Loup Chrétien fue el primero en salir. Instaló pasamanos y luego unió el bastidor experimental Enchantillons de 15,5 kg a los pasamanos mediante resortes y ganchos. También conectó cables eléctricos que van desde el bastidor a la fuente de alimentación de Mir . Enchantillons realizó cinco experimentos tecnológicos con aplicaciones al programa de transbordadores de Hermes. Aleksandr Volkov y Jean-Loup Chrétien luego armaron el experimento ERA de 240 kg. Colocaron un soporte a los pasamanos en el tronco que unía la unidad de acoplamiento multipuerto a la parte de diámetro pequeño del compartimiento de trabajo. Después de resolver problemas con los cables que conectan la ERA a un panel de control dentro de Mir , conectaron la estructura de ERA plegada a un brazo de soporte en la plataforma. La estructura fue diseñada para desplegarse y formar una estructura plana de seis lados de 1 m de profundidad por 3,8 m de ancho. Desde el interior de Mir, Sergei Krikalyov ordenó que la estructura se desarrollara, pero fue en vano. Aleksandr Volkov luego pateó ERA , causando que se desplegara adecuadamente. De acuerdo con Sergei Krikalyov, sacar la ERA al exterior ayudó a aliviar los problemas de hacinamiento.

Otros trabajos incluyeron la observación de la Tierra y experimentos en los campos de las ciencias de los materiales, la meteorología, la tecnología espacial, la fisiología, la psicología, las ciencias médicas y la investigación astronómica, utilizando el aparato de investigación Marija. La tripulación realizó más de 2000 experimentos.

La nave espacial Soyuz está compuesta de tres elementos unidos de extremo a extremo: el módulo orbital, el módulo de descenso y el módulo de instrumentación / propulsión. La tripulación ocupó el elemento central, el Módulo de Descenso. Los otros dos módulos se eliminan antes de volver a ingresar. Se queman en la atmósfera, por lo que solo el Módulo de Descenso regresó a la Tierra.
Después de arrojar dos tercios de su masa, la Soyuz alcanzó la Interfaz de entrada, un punto a 400,000 pies (121,9 kilómetros) sobre la Tierra, donde la fricción debida al engrosamiento de la atmósfera comenzó a calentar sus superficies externas. Con solo 23 minutos para el final antes de que aterrice en las llanuras cubiertas de hierba de Asia central, la atención en el módulo se dirigió a disminuir la velocidad de descenso.

Ocho minutos más tarde, la nave espacial recorría el cielo a una velocidad de 755 pies (230 metros) por segundo. Antes de tocar tierra, su velocidad se redujo a solo 5 pies (1,5 metros) por segundo, y aterriza a una velocidad aún menor que esa. Varias características a bordo aseguran que el vehículo y la tripulación aterricen de manera segura y con relativa comodidad.

Cuatro paracaídas, desplegados 15 minutos antes del aterrizaje, redujeron drásticamente la velocidad de descenso del vehículo. Dos paracaídas pilotos fueron los primeros en ser lanzados, y una rampa de madera adjunta al segundo siguió inmediatamente después. El drogue, que mide 24 metros cuadrados (258 pies cuadrados) en área, redujo la velocidad de descenso de 755 pies (230 metros) por segundo a 262 pies (80 metros) por segundo.

El paracaídas principal fue el último en emerger. Es el canal más grande, con una superficie de 10,764 pies cuadrados (1,000 metros cuadrados). Sus arneses cambiaron la actitud del vehículo a un ángulo de 30 grados con respecto al suelo, disipando el calor, y luego lo cambiaron nuevamente a un descenso vertical recto antes de aterrizar.

La rampa principal redujo la velocidad de la Soyuz a una velocidad de descenso de solo 24 pies (7,3 metros) por segundo, lo cual es todavía demasiado rápido para un aterrizaje cómodo. Un segundo antes del aterrizaje, dos juegos de tres motores pequeños en la parte inferior del vehículo dispararon, disminuyendo la velocidad del vehículo para suavizar el aterrizaje.

Después de casi un año en el espacio, Musa Manarov y Vladimir Titov regresaron con Soyuz TM-6. Se desacoplaron el 21 de diciembre de 1989, pero el software revisado que se instaló como resultado del aborto de la Soyuz TM-5 sobrecargó la computadora de la nave espacial. El aterrizaje previsto para las 06:48 fue abortado. Se usó un programa de software de respaldo y el módulo orbital Soyuz se retuvo a través de retrofire. La tripulación finalmente aterrizó a salvo el 21 de diciembre de 1988.

Nota

Anatoli Levchenko aterrizó el 29 de diciembre de 1987 a las 09:15:36 UTC con la nave espacial Soyuz TM-3 (compañeros de tripulación: Yuri Romanenko y Aleksandr Aleksandrov).

Fotos / Gráficos