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Sondalandia

Sondalandia

Región de la Sonda actual y prehistórica en contraposición.

Sondalandia o Región de la Sonda es un área geográfica del Sureste asiático conformada principalmente por las islas mayores de la Sonda (excepto Célebes), Bali y la península de Malaca, las cuales formaban una gran península durante la Edad de hielo.

Es un concepto tanto geológico-histórico como biogeográfico. Geológicamente tiene una correspondencia con la placa de la Sonda, por lo que incluye también el Sur de Indochina y las Filipinas, limitando al sureste con la línea de Wallace, ya que estas regiones formaban un área continua peninsular durante el Pleistoceno. En cambio biogeográficamente, se le considera una ecozona.

Geología

La mayor parte del Sudeste de Asia se encuentra asentada en la placa de la Sonda, produciéndose una continuidad natural geográfica entre Indochina, las islas mayores de la Sonda y en menor grado con las islas Filipinas; de tal manera que la región se encuentra conectada por la plataforma de la Sonda, que en su mayor extensión no tiene más de 50 m de profundidad. Esta continuidad se ve interrumpida al Este por la fosa de Wallace.

Durante el Pleistoceno, hace más de 10 000 años, la mayor parte de la región ahora sumergida, eran llanuras con terrenos inundables, ríos, deltas y tahuampas (zonas fangosas con vegetación).1​ Análisis del polen del subsuelo marino han revelado todo un ecosistema muy diferente del actual.2

Una vez producida la gran inundación, Sondalandia se separó en las grandes islas y muchas especies se vieron aisladas. Tal es el caso de los peces barbudos (Polydactylus) de agua dulce, que actualmente se encuentran en ríos de Sumatra y en el río Kapuas de Borneo.3

Prehistoria

Las primeras migraciones humanas a través de la Sonda y Sahul; 60 a 50 000 años (última glaciación)

El primer humano que pobló la región fue el hombre de Java (Homo erectus) en tiempos remotos, probablemente hace casi 1,8 millones de años,4​ habitando el sudeste asiático hasta tiempos relativamente recientes, hace unos 60 000 años,5​ por lo que es probable que existiera alguna interacción entre H. sapiens y H. erectus. Se especula que el Homo floresiensis haya sido el último descendiente del H. erectus, dejando Sondalandia y llegando por mar a la cercana isla de Flores, donde se extinguió hace unos 50 000 años.6

El Homo sapiens colonizó la región hace unos de 60 000 años. Con una cultura más avanzada, logró en poco tiempo lo que no pudo H. erectus en más de un millón de años: navegar uniendo las múltiples islas del este de Indonesia, probablemente en pequeñas balsas y realizando la primera colonización humana del continente Sahul hace unos 50 000 años (según la evidencia genética).7​ Es así que estos pobladores son los ancestros de los actuales aborígenes australianos, papúes, melanesios e igualmente de los grupos étnicos relictos llamados negritos.

Al terminar la última glaciación hace unos 10 000 años se inundaron los pasos terrestres y se produjo un gran aislamiento de las poblaciones aborígenes. Pueblos austronesios provenientes de Taiwán llegaron hace unos 4000 años y se convirtieron en la población predominante de la región.

Ecología

Ecozona de la Sonda.

Desde el punto de vista biogeográfico, Sondalandia es una subregión asiática que forma parte de una ecozona mayor: la región Indomalaya. Dado su pasado geológico en conexión con Asia continental, comparte gran parte de la fauna asiática, siendo comunes los elefantes, monos, simios, tigres, tapires y rinocerontes.

Forman parte de esta región la península de Malaca, Sumatra, Borneo, Java y demás islas circundantes como Bali, Mentawai, Anambas, Bangka, Riau, etc. A su vez la Sonda tiene una relación biogeográfica cercana con las islas Filipinas.

En cambio en Botánica suele usarse una región mayor llamada Malesia, que además de la Sonda incluye a toda Insulindia (incluyendo Filipinas), a Nueva Guinea y al archipiélago Bismarck, como áreas de influencia de la vegetación asiática.

Sundaland y Sahulland

En el complejo sistema de estrechos e Islas que separan a día de hoy la Península de Indochina y la Península de Malasia, de las principales islas de Indonesia y de las Islas Filipinas, se encontraba la tierra desaparecida de Sundaland, también conocida como Sondalandia.

Mapa de Sundaland y Sahulland. (fuente)

Además de Sundaland emergido, en aquel entonces en aquella zona de la Tierra, también se erguía Sahulland (el terreno existente actualmente sobre la placa de Sahul – Australasia), uniendo completamente Australia, Nueva Guinea (la que actualmente es la segunda isla más grande del mundo) y Tasmania. Pese a lo que pudiera parecer, no existe evidencia de que Sundaland y Sahulland fueran pieza clave para la llegada del ser humano a Oceanía durante la última era glacial, aunque Sundaland sí que estuvo poblada por los humanos.

Hasta su desaparición hace unos 15.000 años, se cree que Sundaland gozó de un clima muy similar al de la actual sabana africana, pero con una irrigación de ríos mucho mayor. Por la contra, Sahulland fue probablemente un gran desierto, muy en la línea de lo que es aún a día de hoy Australia.

Plataforma de la Sonda

Plataforma e islas de la Sonda en contraposición a la geografía durante el Pleistoceno.

En Geología, la plataforma de la Sonda es la extensión hacia el sur de la plataforma continental del Sureste Asiático. Las principales masas de tierra sobre la plataforma incluyen a la península de Malaca, Sumatra, Borneo, Java, Madura, Bali, junto a las islas más pequeñas circundantes.1​ Cubre un área de aproximadamente 1,85 millones de km².2​ La profundidad del océano sobre la plataforma, raramente excede los 50 metros y extensas áreas tienen menos de 20 metros lo que ocasiona una fuerte fricción del fondo e intensa fricción por las mareas.3​ La plataforma de la Sonda se separa de las Filipinas, Célebes e islas menores de la Sonda, por abismos submarinos de alto gradiente de inclinación.

Biogeográficamente, Sondalandia es un término para referirse a esta región del Sureste Asiático, el cual incluye las áreas de plataforma continental de Asia que estuvieron expuestas durante la última edad de hielo. Sondalandia incluye la península de Malaca de Asia continental, las islas de Borneo, Java, Sumatra y las islas circundantes. Los abismos submarinos que marcan el límite oriental de Sondalandia se identifican biogeográficamente como la línea de Wallace, descrita por Alfred Russel Wallace, la cual marca el límite oriental de la fauna de mamíferos terrestres de Asia y el límite de las ecozonas Indomalaya y australasiana.

La plataforma es el resultado de milenios de actividad volcánica y erosión de la masa continental asiática, y la acumulación de sedimentos en sus bordes al mismo tiempo que los niveles del mar subían y bajaban de nuevo.4

Los lechos marinos entre las islas ocupan cursos de ríos antiguos que se caracterizan por su baja actividad sísmica, escasas anomalías en la isostasia gravitacional y ausencia de actividad volcánica excepto en Sumatra, Java y Bali, al cuales, al mismo tiempo que hacen contacto con la plataforma de la Sonda, pertenecen geológicamente al sistema orogénico reciente, el arco de Sonda.2​ Durante las glaciaciones, la disminución del nivel del mar expuso grandes planicies marítimas de la plataforma de la Sonda. El incremento en el nivel del mar durante un periodo de deshielo pudo variar tanto como 16 metros en 300 años.5

Los niveles marítimos actuales sumergen el sistema del río Molengraaf, originado en el Pleistoceno; un sistema de tres grandes ríos sumergidos que drenaban Sundaland, durante el último máximo glacial, desde hace 20 000 a 18 000 años.6​ Generalmente, los paleo-ríos son extensiones de los cursos de agua existentes actualmente y pueden ser deducidos siguiendo el curso descendente pendiente abajo. Durante la etapa más seca del Pleistoceno, las cuencas formaron Borneo occidental y Sumatra se drenaba por medio del gran río de la Sonda, el cual se originaba entre la isla de Belitung y Borneo fluyendo en dirección noreste entre la islas Natuna.7​ El norte de Java el sur de Borneo se drenaan en dirección este el sur de Borneo y Java.8

Al oriente de la plataforma de la Sonda, se encuentra la plataforma continental Sahul. Separando estas dos regiones de aguas someras se encuentra Wallacea, la cual contiene Célebes y los miles de pequeñas islas que conforman Nusa Tenggara y las islas Maluku. Dentro de Wallacea yacen algunas de las mayores profundidades marítimas del mundo, con profundidades de hasta 7000 metros. Pasando entre Bali y Lombok, y Borneo y Célebes, Wallacea está marcada por una zona de transición de flora y fauna descrita por Alfred Russel Wallace.4​ La compleja formación de las islas de la plataforma de la Sonda y los puentes terrestres cambiantes con el continente asiático, específicamente el sureste de Asia, han producido un alto grado de endemismo y discontinuidades en la distribución local.

La exposición de la plataforma de la Sonda durante los cambios globales del nivel del mar, tienen efecto sobre la variaciones del fenómeno de El Niño.9

 

Sonda espacial regresa con muestra de asteroide

Sonda espacial regresa con muestra de asteroide

Hayabusa (sonda espacial)

Representación de la sonda Hayabusa.

Información general

Organización: JAXA

Estado: Misión concluida

Fecha de lanzamiento: 9 de mayo de 2003

Reingreso: 13 de junio de 2010

Aplicación: Sonda de asteroide

Masa: 510 kg (en seco 380 kg)

Propulsión: Iónica

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica

 

No debe confundirse con Hayabusa 2.

Hayabusa (はやぶさ el halcón peregrino?) fue una misión espacial no tripulada llevada a cabo por la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial para recoger muestras de material y traerlas a la Tierra para el análisis, de un pequeño asteroide cercano a la Tierra llamado (25143) Itokawa (tamaño 0,3 x 0,7 km).

La nave espacial de Hayabusa, anteriormente conocida como MUSES-C, se lanzó el 9 de mayo de 2003. A la llegada a Itokawa, la nave espacial Hayabusa lanzó un pequeño aterrizador llamado Minerva que tenía como objetivo el estudio de la forma del asteroide, giro, topografía, color, composición, densidad, e historia, aunque no pudo realizarlo al perderse en el espacio sin llegar a tocar la superficie. La sonda llegó a las proximidades de Itokawa el 12 de septiembre de 2005, permaneciendo inicialmente a una distancia de 20 km del asteroide. Más tarde se aproximó a apenas 7 km del mismo. El 20 de noviembre la sonda se posó sobre el asteroide durante 30 minutos. El 25 de noviembre, en un segundo descenso, la sonda tomó muestras del suelo del asteroide.

Mientras que otras naves espaciales, como la sonda Galileo y NEAR Shoemaker, han visitado cometas antes, la misión de Hayabusa fue la primera en traer una muestra de un asteroide a la Tierra para su análisis, cuando retornó el 13 de junio de 2010.

El perfil de la misión

La nave espacial de Hayabusa se lanzó el 9 de mayo de 2003 a las 04:29:25 UTC con un cohete M-5 desde el Centro Espacial Uchinoura (todavía llamado en ese momento el Centro Espacial Kagoshima), el nombre de la nave espacial se cambió del MUSES-C original a Hayabusa, la palabra japonesa que significa halcón). La nave espacial cuenta con un motor iónico de xenón que operó casi continuamente durante los dos primeros años de la misión, acercándose despacio a la cita con Itokawa en septiembre de 2005. La nave espacial no entró en la órbita alrededor del asteroide, pero permaneció estacionada en la misma órbita heliocéntrica del asteroide.

Hayabusa inspeccionó la superficie del asteroide inicialmente desde una distancia de aproximadamente 20 km. A continuación, la nave espacial se movió cerca de la superficie para una serie de aterrizajes suaves y recolección de muestras de dos sitios. La navegación óptica autónoma se empleó extensivamente durante este período porque el retraso de la comunicación impide las órdenes en tiempo real. La nave espacial estaba preparada para disparar un proyectil diminuto a la superficie, recogiendo el polvo resultante, aunque aún es incierto si se consiguieron los objetivos. Según el proyecto la masa de las muestras obtenidas debería ser de aproximadamente un gramo, aunque debido a algunos imprevistos técnicos, es posible que la cantidad recogida sea menor.

Después de unos meses cerca del asteroide, la nave espacial disparó sus motores para empezar su crucero de vuelta a la Tierra. La cápsula de reentrada, que debería contener las muestras del asteroide Itokawa, se separó de la nave nodriza a una distancia de aproximadamente 300 000 a 400 000 Km de la Tierra, y navegó en una trayectoria balística, reentrando en la atmósfera de la Tierra el 13 de junio de 2010 a una velocidad de 12 000 metros por segundo. La cápsula experimentó desaceleraciones máximas de unas 25 g y sufrió aproximadamente 30 veces más calor que el experimentado por la nave Apollo. Aterrizó con paracaídas en el desierto de Woomera Sur, Australia.

El mini aterrizador Minerva

Mientras la nave espacial de Hayabusa permaneció cerca del asteroide Itokawa, desplegó una mini-nave espacial de sólo 519 gramos llamada Minerva.

Aprovechando la muy baja gravedad de Itokawa, este vehículo brincaría a lo largo de la superficie del asteroide, mientras enviaba las imágenes de sus cámaras a Hayabusa.1​ Desafortunadamente, un error durante la implementación resultó en un fracaso de la nave. Debido a errores de medición la sonda se perdió en el espacio sin llegar a posarse sobre el asteroide. Este tipo de vehículo sólo ha sido incluido antes una vez, en la fallida misión soviética Phobos al satélite de Marte de igual nombre y nunca tuvo un uso real.

Diseño de la nave

La nave espacial Hayabusa tenía un cuerpo principal en forma de paralepípedo de base cuadrada de 1,5 m de largo y 1,05 m de altura. La masa de lanzamiento fue de 510 kg, incluyendo 50 kg de combustible químico y 65 kg de gas xenón. Dos paneles solares con una superficie total de la matriz de 12 metros cuadrados sobresalían de la caja y una antena parabólica de alta ganancia de 1,5 m de diámetro estaba montada en la parte superior en uno de los dos ejes cardán. Un cuerno muestreador cilíndrico, desplegado poco después del lanzamiento, sobresalía de la parte inferior de la nave. El módulo de aterrizaje Minerva también fue montado en la nave cerca de la parte inferior del panel. Hayabusa estaba impulsado durante las fases de crucero por dos motores de microondas de iones, que utilizan una descarga de microondas para ionizar el gas xenón. El plasma ionizado es acelerado por los electrodos de alto voltaje a través de cuatro cabezas que sobresalían de hélice de un lado del cuerpo de la nave para proporcionar un empuje máximo de 20 Nm por medio de 1 kW de potencia. El tetróxido de nitrógeno / sistema de propulsión de hidracina con un empuje máximo de 22 N se utilizarán para la maniobra. La nave espacial está propulsado por células de arseniuro de galio-solar y un 15 A-hr recargables de níquel-metal hidruro (Ni-MH) de la batería. Las comunicaciones son a través de X y banda S antenas de baja ganancia y la antena de alta ganancia (banda X) con una potencia de transmisión de 20 W. La misión también estar equipado con una cámara, utilizado para imágenes, visibles estudios polarimetría, y de navegación óptica cerca del asteroide, un dispositivo de telemetría por láser (LIDAR), y cerca-IR y espectrómetros de rayos X. El aislamiento y amortiguación cápsula de reentrada, de 40 cm de diámetro y 25 cm de profundidad, con una masa de unos 20 kg, se inserta en el cuerpo de la nave cerca del Cuerno de toma de muestras. La cápsula tiene una nariz convexa cubierta con un escudo de 3 cm de espesor de calor ablativa para proteger las muestras de la alta velocidad (~ 13 km/s) de reentrada. El coste de la nave espacial Hayabusa fue de aproximadamente 12 millones de yenes (100 millones dólares EE.UU.)

El módulo de aterrizaje estaba equipado con un dispositivo de recogida de muestras, previsto para recoger un gramo de muestras de superficie tomadas de los desembarques en 3 lugares diferentes. El dispositivo constaba de un embudo de recogida en forma de cuerno, de 40 cm de diámetro en el extremo, que se colocaba sobre la zona de muestreo. Un dispositivo pirotécnico disparaba un proyectil de 10 gramos de metal por el cañón de la bocina a 200 – 300 m/seg. El proyectil llegaba a la superficie produciendo un cráter de impacto pequeño en la superficie del asteroide y los fragmentos de las eyecciones propulsadas se recogían con el embudo donde una parte se canalizaba a una cámara de toma de muestras y otra a una ubicación de respaldo, a modo de copia de seguridad. Antes de cada serie de muestras, la sonda debía dejar caer un disco blanco pequeño en la superficie desde unos 30 metros de altura para utilizar como punto de referencia para asegurar que la velocidad horizontal relativa entre la nave y la superficie del asteroide era de cero durante el muestreo. Después de la toma de muestras, éstas se almacenarían en la cápsula de reentrada para el regreso a la Tierra.

La importancia científica de la misión

El conocimiento científico actual de los asteroides está a falta de muestras directas de ellos. Hayabusa resolverá este problema trayendo las muestras prístinas de un asteroide específico, bien caracterizado. «Hayabusa llenará el hueco entre los datos de la observación de muestras reales de asteroides y el análisis del laboratorio de meteoritos y las «colecciones de polvo cósmico», dijo el científico de la misión Hajime Yano.2

Los cambios en el plan de la misión

La misión Hayabusa fue modificada en varios momentos, antes y después del lanzamiento.

  • La nave espacial fue planeada originalmente para lanzarse en julio de 2002 al asteroide Nereus. Sin embargo, en julio de 2000 el fracaso del cohete M-5 japonés forzó un retraso en el lanzamiento. Como resultado, el asteroide designado se cambió de Nereus a Itokawa.3
  • Hayabusa también tenía que desplegar un pequeño vehículo diseñado por la NASA y desarrollado por el JPL, llamada Muses-CN, en la superficie del asteroide, pero el proyecto fue cancelado por la NASA en noviembre de 2000 debido a problemas presupuestarios.
  • En 2002, el lanzamiento fue pospuesto otra vez, de diciembre de 2002 a mayo de 2003 por unos problemas en la fabricación de algunos componentes.4
  • En 2003, mientras Hayabusa ya estaba en ruta a Itokawa, una gran tormenta solar dañó parte de las células solares a bordo de la nave espacial. Esta reducción de energía eléctrica redujo la eficacia del motor iónico retrasando la llegada a Itokawa de junio a septiembre de 2005. Puesto que por exigencias debidas a la mecánica celeste la nave espacial todavía debía dejar el asteroide en noviembre, se redujo el tiempo disponible para que la nave espacial observara Itokawa y el número de desembarcos en el asteroide se redujo de tres a dos.
  • En 2005, dos ruedas de reacción que rigen el movimiento para posicionar la nave fallaron, la rueda del eje X lo hizo el 31 de julio, y la del eje Y el 2 de octubre. Después del fallo de esta última, la nave todavía era capaz de girar sobre su ejes X e Y con sus propulsores. JAXA afirmó que ya que la cartografía global de Itokawa se había completado, este no era un problema importante, pero el plan de la misión fue alterado. Las ruedas de reacción fueron fabricadas por Ithaco Space Systems, Inc., de Nueva York, que fue adquirida más tarde por la empresa Goodrich.
  • El 4 de noviembre de 2005, el ‘ensayo’ de aterrizaje en Itokawa falló y fue reprogramado.
  • La decisión original de ubicar muestras en dos depósitos diferentes en el asteroide se cambió cuando uno de los sitios, el desierto de Woomera, se encontró que era demasiado rocoso para un aterrizaje seguro.
  • El 12 de noviembre de 2005, la liberación de la minisonda MINERVA terminó en un fracaso, perdiéndose en el espacio.

Los últimos acontecimientos

  • El 14 de agosto de 2005, Hayabusa tomo la primera imagen de Itokawa. La foto mostraba al asteroide como un punto de luz, mientras se movía por el campo estelar.5​ Otras imágenes se tomaron el 22 de agosto y el 24 de agosto.6
  • El 28 de agosto hubo una maniobra de rectificación de la órbita de Hayabusa con el motor iónico de la nave.
  • El 4 de septiembre de 2005, las cámaras de Hayabusa pudieron confirmar la forma larga de Itokawa.7
  • El 11 de septiembre de 2005, podían discernirse las colinas individuales en el asteroide.8
  • El 12 de septiembre de 2005, Hayabusa estaba a sólo 20 km de Itokawa. [1].
  • El 12 de noviembre de 2005 Hayabusa suelta a MINERVA, perdiéndose ésta en el espacio.
  • El 13 de junio de 2010 Hayabusa regresa a la Tierra reentrando sobre el desierto central australiano.9

Reentrada y recuperacción de la cápsula

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Reentrada de Hayabusa filmada por una cámara a bordo del DC-8 del Laboratorio Aerotransportado de la NASA. La cápsula de retorno brillante se ve por delante y abajo del cuerpo principal de la Hayabusa. El escudo térmico continua dejando una estela después de que los restos de la nave se han desvanecido. El vídeo en alta definición puede ser visto aquí. (Detalles.)

La cápsula de retorno se ve brillante por delante y por debajo del grupo principal que corresponden con la sonda Hayabusa, portadora de la cápsula hasta su expulsión.

La reentrada vista desde Woomera Test Range.

La cápsula de reentrada y la nave volvieron a entrar en la atmósfera de la Tierra el 13 de junio de 2010 a las 13:51 UTC.10​ La cápsula con escudo térmico hizo un aterrizaje en paracaídas en el sur del interior de Australia mientras que la nave se separó e incineró en una gran bola de fuego.11

Antes de extraer la cápsula de la bolsa de plástico que la protege, deben ser inspeccionados con un TAC de rayos-X para determinar su situación. A continuación, el frasco de la muestra se extrae de la cápsula de reentrada. La superficie del recipiente se debe limpiar con gas nitrógeno puro y dióxido de carbono. A continuación, se coloca en el dispositivo de apertura del frasco. La presión interna del envase puede ser determinada por una ligera deformación de la lata con la variación de la presión del gas nitrógeno en la cámara de limpieza. La presión de gas nitrógeno se ajustará para que coincida con la presión interna del frasco para evitar cualquier escape de gas de la muestra cuando el envase de la muestra se abra.12

El análisis preliminar de las muestras de roca del Itokawa asteroide de tipo S, resultaron ser del tipo de los meteoritos llamados condritas.1314

El éxito de la misión de la sonda al resolver el misterio del origen de los meteoritos condríticos y su fuente asteroidal (los asteroides tipo S) ha sido calificado por la revista Science como el segundo de los 10 mayores descubrimientos científicos del año 2011.15

 

 

(25143) Itokawa

Órbita del asteroide Itokawa, junto con las de los planetas Tierra (E) y Marte (M).

Descubrimiento

Descubridor: LINEAR

Fecha: 26 de septiembre de 1998

Lugar: Socorro

Nombre provisional: 1998 SF36

Elementos orbitales

Excentricidad: 0,28

Elementos orbitales derivados

Periastro o perihelio: 0,953 ua

Apoastro o afelio: 1,695 ua

(25143) Itokawa es un asteroide Apolo, descubierto en 1998 (denominación provisional 1998 SF36) por el telescopio LINEAR. Tiene una composición tipo S. Su imagen ha sido recogida por el radar del Observatorio Goldstone, revelando una forma algo alargada y un período de rotación de 12,5 horas.1

Itokawa es el destino de la sonda espacial japonesa Hayabusa que aterrizó en la superficie del asteroide en noviembre de 2005 y recogió muestras de la superficie del asteroide.

La sonda Hayabusa llegó a las proximidades de Itokawa el 12 de septiembre de 2005, permaneciendo inicialmente a una distancia de 20 km del asteroide. Más tarde se aproximó a apenas 7 km del mismo. El 20 de noviembre la sonda se posó sobre el asteroide durante 30 minutos. El 25 de noviembre, en un segundo descenso, la sonda tomó muestras del suelo del asteroide.

Las imágenes de Itokawa tomadas por Hayabusa, desde una distancia de veinte kilómetros, muestran la forma larga del asteroide y colinas claramente en su superficie.2

Gracias al nuevo telescopio de la ESO (NTT) se encontró la primera evidencia de que los asteroides pueden tener una muy variada estructura interna. Al hacer mediciones exquisitamente precisas astrónomos han encontrado que diferentes partes de Itokawa tienen diferentes densidades.

Beringia

Beringia

Niveles del mar de Beringia medidos en metros desde hace 21,000 años hasta el presente.

Beringia se define hoy como el área terrestre y marítima limitada al oeste por el río Lena en Rusia; al este por el río Mackenzie en Canadá; en el norte a 72 grados de latitud norte en el mar de Chukchi; y al sur por la punta de la península de Kamchatka.[1] Incluye el mar de Chukchi, el mar de Bering, el estrecho de Bering, las penínsulas de Chukchi y Kamchatka en Rusia y Alaska en los Estados Unidos.

Cobertura de beringia

El área incluye tierras situadas en la placa norteamericana y tierras siberianas al este de la cordillera Chersky. Históricamente, formó un puente terrestre que tenía una extensión máxima de hasta 1.000 kilómetros (620 millas) y que cubría un área tan grande como la Columbia Británica y Alberta juntas,[2] que suman un total de aproximadamente 1,600,000 kilómetros cuadrados (620,000 millas cuadradas). Hoy en día, las únicas tierras visibles desde la parte central del puente de Bering son las islas Diomede, las islas Pribilof de St. Paul y St. George, St. Lawrence Island y King Island.[1]

El término Beringia fue acuñado por el botánico sueco Eric Hultén en 1937.[3] Durante la edad de hielo, Beringia, al igual que la mayor parte de Siberia y todo el norte y noreste de China, no fue un glaciar porque las nevadas fueron muy escasas.[4] Era una estepa de pastizales, incluido el puente de tierra, que se extendía por cientos de kilómetros hacia los continentes a ambos lados.

Se cree que una pequeña población humana de a lo sumo unos pocos miles llegó a Beringia desde Siberia oriental durante el Último Máximo Glacial antes de expandirse hacia el asentamiento de las Américas en algún momento después de 16,500 años BP.[5] Esto habría ocurrido cuando los glaciares estadounidenses que estaban bloqueando el camino hacia el sur se derritieron,[6] [7] [8] [9] [10] pero antes de que el puente fuera cubierto por el mar unos 11,000 años antes de la AP.[11] [12]

Antes de la colonización europea, Beringia estaba habitada por los pueblos Yupik en ambos lados del estrecho. Esta cultura se mantiene en la región hoy en día junto con otras. En 2012, los gobiernos de Rusia y Estados Unidos anunciaron un plan para establecer formalmente «un área transfronteriza de patrimonio beringiano compartido». Entre otras cosas, este acuerdo establecería lazos estrechos entre la Reserva Nacional del Puente de Bering Land y el Monumento Nacional del Cabo Krusenstern en los Estados Unidos y el Parque Nacional del Beringia en Rusia.[13]

Geografía

Puente de tierra de Bering – Wisconsin glaciation

Los restos de mamíferos del Pleistoceno tardío que se habían descubierto en las islas Aleutianas y en las islas del Mar de Bering a fines del siglo XIX indicaban que una conexión terrestre pasada podría estar bajo las aguas poco profundas entre Alaska y Chukotka. Primero se pensó que el mecanismo subyacente era tectónico, pero para 1930 los cambios en el equilibrio de icemass, que conducían a fluctuaciones globales del nivel del mar, se consideraban la causa del Puente de la Tierra de Bering.[14] [15] En 1937, Eric Hultén propuso que alrededor de las Aleutianas y la región del Estrecho de Bering se encontraban plantas de tundra que originalmente se habían dispersado desde una llanura ahora sumergida entre Alaska y Chukotka, a la que llamó Beringia por Vitus Bering, que había navegado el estrecho en 1728. 16] [15]

Región del puente de tierra de Bering – período de deglaciación

El geólogo ártico estadounidense David Hopkins redefinió Beringia para incluir partes de Alaska y el noreste de Asia. Más tarde se consideró que Beringia se extendía desde las montañas de Verkhoyansk en el oeste hasta el río Mackenzie en el este.[15] La distribución de plantas en los géneros Erythranthe y Pinus son buenos ejemplos de esto, ya que se encuentran miembros de géneros muy similares en Asia y América.[17] [18]

Durante la época del Pleistoceno, el enfriamiento global condujo periódicamente a la expansión de los glaciares y al descenso del nivel del mar. Esto creó conexiones terrestres en varias regiones del mundo.[19] Hoy en día, la profundidad promedio del agua del Estrecho de Bering es de 40–50 m (130–160 pies), por lo tanto, el puente terrestre se abrió cuando el nivel del mar cayó más de 50 m (160 pies) por debajo del nivel actual.[20] [21] Una reconstrucción de la historia del nivel del mar de la región indicó que existía una vía marítima desde c. 135,000 – c. 70,000 BP, un puente de tierra de c. 70,000 – c. 60,000 BP, conexión intermitente desde c. 60,000 – c. 30,000 BP, un puente de tierra de c. 30,000 – c. 11,000 BP, seguido por un aumento en el nivel del mar del Holoceno que reabrió el estrecho.[22] [23] El rebote postglacial ha continuado levantando algunos tramos de costa.

Región del puente terrestre de Bering – Actualidad.

Durante el último período glacial, suficiente agua de la tierra se congeló en las grandes capas de hielo que cubrían América del Norte y Europa para causar una caída en los niveles del mar. Durante miles de años se expusieron los fondos marinos de muchos mares interglaciales poco profundos, incluidos los del Estrecho de Bering, el Mar de Chukchi al norte y el Mar de Bering al sur. Otros puentes de tierra en todo el mundo han surgido y desaparecido de la misma manera. Hace aproximadamente 14,000 años, Australia continental estaba vinculada a Nueva Guinea y Tasmania, las Islas Británicas se convirtieron en una extensión de Europa continental a través de los lechos secos del Canal de la Mancha y del Mar del Norte, y el lecho seco del Mar de China Meridional vinculado a Sumatra, Java., y Borneo a Indochina.

El último período glacial, comúnmente denominado «Edad de Hielo», abarcó 125,000 [24] –14,500   YBP [25] y fue el período glacial más reciente dentro de la edad de hielo actual, que ocurrió durante los últimos años de la era del Pleistoceno.[24] La Edad de Hielo alcanzó su punto máximo durante el Último Máximo Glacial, cuando las capas de hielo comenzaron a avanzar de 33,000   YBP y alcanzó sus límites máximos 26.500.   YBP. La deglaciación comenzó en el hemisferio norte aproximadamente 19,000   YBP y en la Antártida aproximadamente 14.500 años.   YBP, que es consistente con la evidencia de que el agua de deshielo glacial fue la fuente principal de un aumento abrupto en el nivel del mar 14,500   YBP [25] y el puente finalmente se inundó alrededor de 11,000 YBP.[12] La evidencia fósil de muchos continentes apunta a la extinción de animales grandes, denominada megafauna del Pleistoceno, cerca del final de la última glaciación.[26]

Durante la Edad de Hielo, una vasta y fría estepa Mammoth se extendía desde las islas árticas hacia el sur hasta China, y desde España hacia el este a través de Eurasia y sobre el puente terrestre de Bering en Alaska y el Yukón, donde fue bloqueada por la glaciación de Wisconsin.El puente terrestre existía porque los niveles del mar eran más bajos porque la mayor parte del agua del planeta que hoy estaba encerrada en los glaciares.Por lo tanto, la flora y la fauna de Beringia estaban más relacionadas con las de Eurasia que con América del Norte.

En el Pleistoceno tardío, Beringia era un mosaico de comunidades biológicas.[30] [27] [31]

La última aparición del puente de tierra fue c. Hace 70.000 años. Sin embargo, desde c. 24,000 – c. 13,000 BP, la capa de hielo Laurentide se fusionó con la capa de hielo Cordilleran, que bloqueó el flujo de genes entre Beringia (y Eurasia) y la América del Norte continental.[37] [38] [39] El corredor Yukon se abrió entre las capas de hielo que retrocedían c. 13,000 BP, y esto una vez más permitió el flujo de genes entre Eurasia y América del Norte continental hasta que el puente terrestre finalmente se cerró por el aumento del nivel del mar c. 10,000 BP.[40] Durante el Holoceno, muchas especies adaptadas al mesic abandonaron el refugio y se extendieron hacia el este y hacia el oeste, mientras que al mismo tiempo las especies adaptadas al bosque se extendieron con los bosques desde el sur. Las especies adaptadas áridas se redujeron a hábitats menores o se extinguieron.[28]

Habitacion humana

Asentamiento genético de Beringia

El puente terrestre de Bering es una ruta postulada de la migración humana a las Américas desde Asia hace unos 20,000 años.[45] Un corredor abierto a través del Ártico norteamericano cubierto de hielo era demasiado árido para soportar las migraciones humanas antes de alrededor de 12,600 AP.[46] [47] Un estudio ha indicado que las huellas genéticas de solo 70 de todos los individuos que se establecieron y viajaron por el puente terrestre hacia América del Norte son visibles en los descendientes modernos. Este hallazgo genético de cuello de botella es un ejemplo del efecto fundador y no implica que solo 70 individuos cruzaron a América del Norte en ese momento; más bien, el material genético de estos individuos se amplificó en América del Norte tras el aislamiento de otras poblaciones asiáticas.[48]

Los colonos costeros marinos también pueden haber cruzado mucho antes, pero no existe un consenso científico sobre este punto, y los sitios costeros que ofrecerían más información ahora se encuentran sumergidos en hasta cien metros de agua en alta mar. Los animales terrestres también migraron a través de Beringia, introduciendo en América del Norte las especies que habían evolucionado en Asia, como los mamíferos como los probósidos y los leones americanos, que evolucionaron hasta convertirse en especies endémicas de América del Norte, ahora extintas. Mientras tanto, los équidos y camélidos que habían evolucionado en América del Norte (y más tarde se extinguieron allí) también emigraron a Asia en este momento.

Un análisis de 2007 de mtDNA encontró evidencia de que una población humana vivía en aislamiento genético en la masa de tierra expuesta de Beringian durante el último máximo glaciar durante aproximadamente 5,000 años.[49] A esta población a menudo se le conoce como la población de Estancia Beringiana.[49] [50] Varios otros estudios, que se basan en datos genómicos más extensos, han llegado a la misma conclusión.[6] [51] [52]

Conexiones previas

La evidencia biogeográfica demuestra conexiones anteriores entre América del Norte y Asia. Fósiles de dinosaurios similares ocurren tanto en Asia como en América del Norte. Por ejemplo, el dinosaurio Saurolophus fue encontrado tanto en Mongolia como en el oeste de América del Norte. Familiares de Troodon, Triceratops e incluso Tyrannosaurus rex vinieron de Asia.

Los fósiles en China demuestran una difusión de los mamíferos asiáticos en América del Norte hace unos 55 millones de años. Hace 20 millones de años, la evidencia en América del Norte muestra un nuevo intercambio de especies de mamíferos. Algunos, como los antiguos gatos con dientes de sable, tienen un rango geográfico recurrente: Europa, África, Asia y América del Norte. La única forma en que podían llegar al Nuevo Mundo era por el puente terrestre de Bering.Si este puente no hubiera existido en ese momento, la fauna del mundo sería muy diferente.

Para más información >>

http://pages.ucsd.edu/~dkjordan/arch/beringia.html

Map of what was once Beringia. Beringia es la zona terrestre y marítima entre el río Lena en Rusia y el río Mackenzie en Canadá y está marcada en el norte por 72 grados de latitud norte en el mar de Chuckchi y en el sur en la punta de la península de Kamchatka.

Turista espacial de pago

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

Aterrizaron

(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

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)

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

Sahul Shelf

Sahul Shelf

El Sahul Shelf y el Sunda Shelf (también se conoce como Sundaland) durante la edad de hielo y en la actualidad. El área intermedia se llama «Wallacea«.

Mapa de Sunda y Sahul.

Geológicamente, Sahul Shelf / s ə ˈ h uː l / forma parte de la plataforma continental del continente australiano y se encuentra frente a la costa de Australia continental.

Etimología

El nombre «Sahull» o «Sahoel» apareció en los mapas holandeses del siglo XVII aplicados a un banco de arena sumergido entre Australia y Timor. En su mapa de 1803, Matthew Flinders observó el «Gran Sahul Shoal» donde los malayos vinieron de Makassar para pescar trepang (pepino de mar).[1] Los estantes Sahul y Sunda recibieron sus nombres actuales de GAF Molengraaff y Max Wilhelm Carl Weber en 1919.[1]

Geografía

La plataforma Sahul propiamente dicha se extiende hacia el noroeste desde Australia en gran parte del camino bajo el mar de Timor hacia Timor, terminando donde el lecho marino comienza a descender hacia el canal de Timor. Otra parte de la Plataforma Sahul se conoce también como Plataforma Arafura y se extiende desde la costa norte de Australia bajo el Mar de Arafura hasta Nueva Guinea. Las islas Aru se alzan desde la plataforma de Arafura. A veces se considera que el Sahul Shelf también incluye el Rowley Shelf, que se extiende bajo el Océano Índico desde la costa noroeste de Australia hasta el extremo norte del Cabo Occidental.

La existencia del Sahul Shelf, mucho más grande, fue sugerida en 1845 por GW Earl, quien lo llamó el «Gran Banco Australiano» y señaló que se encontraron macropodos (canguros) en Australia, Nueva Guinea y las islas Aru. Earl también sugirió la existencia de Sunda Shelf, a la que llamó «Great Asian Bank».[2]

Geología

Cuando los niveles del mar cayeron durante la edad de hielo del Pleistoceno, incluido el último máximo glaciar hace unos 18,000 años, la plataforma Sahul quedó expuesta como tierra seca. La evidencia de la línea costera de este tiempo se ha identificado en lugares que ahora se encuentran entre 100 y 140 metros por debajo del nivel del mar.[3] En la década de 2000, la Universidad de Monash desarrolló una línea de tiempo interactiva basada en Flash de cambios en el nivel del mar.[4] La plataforma de Arafura formó un puente terrestre entre Australia, Nueva Guinea y las islas Aru, y como resultado estas tierras comparten muchos mamíferos marsupiales, aves terrestres y peces de agua dulce. La línea de Lydekker, una línea biogeográfica, corre a lo largo del borde de Sahul Shelf, donde cae en las aguas profundas del área biogeográfica de Wallacea. Wallacea se encuentra en una brecha entre la plataforma Sahul y la plataforma Sunda, que forma parte de la plataforma continental del sudeste asiático.[5]

Geológicamente, la plataforma Sunda es una extensión sureste de la plataforma continental del sudeste asiático que se expusieron durante la última era de hielo. Las principales masas de tierra en la plataforma incluyen la Península Malaya, Sumatra, Borneo, Java, Madura, Bali y las islas más pequeñas que la rodean.[1] Cubre un área de aproximadamente 1.85 millones de km2.[2] Las profundidades del mar sobre la plataforma rara vez superan los 50 metros y las áreas extensas tienen menos de 20 metros, lo que resulta en una fuerte fricción del fondo y una fuerte fricción de la marea.[3] Gradientes submarinos empinados separan la plataforma Sunda de Filipinas, Sulawesi y las islas menores de Sunda.

Los mismos gradientes submarinos empinados que marcan el límite oriental de Sundaland se identifican biogeográficamente por la Línea Wallace, identificada por Alfred Russel Wallace, que marca el límite oriental de la fauna de mamíferos terrestres de Asia, y es el límite de los ecozones Indomalaya y Australasia.

La plataforma ha resultado de milenios de actividad volcánica y erosión de la masa continental asiática, y la acumulación y consolidación de escombros a lo largo de los márgenes a medida que los niveles del mar subían y bajaban. [4]

Durante los períodos glaciales, el nivel del mar cae, y grandes extensiones de la Plataforma de Sunda se exponen como una llanura pantanosa. El aumento del nivel del mar durante un pulso de agua derretida de 14,600 a 14,300 años antes del presente fue de 16 metros en 300 años.[5]

Los niveles actuales del mar sumergen varios sistemas del río paleo paleistoceno que drenaron gran parte de Sundaland durante el último máximo glaciar de 18,000 a 20,000 años atrás.[6]

Al este de la Plataforma Sunda se encuentra la Plataforma Sahul. Separando estas dos regiones de mares poco profundos se encuentra Wallacea, que abarca Sulawesi y las miles de islas más pequeñas que forman Nusa Tenggara y Maluku. Dentro de Wallacea se encuentran algunos de los mares más profundos del mundo, con profundidades de hasta 7.000 metros. Al pasar entre Bali y Lombok, y Borneo y Sulawesi, Wallacea está marcada por una zona de transición de flora y fauna descrita por primera vez por Alfred Russel Wallace.[4] La complicada historia de la formación de islas en la plataforma de Sunda y el cambio de las conexiones de los puentes terrestres con el sudeste asiático continental han resultado en un alto grado de endemismo y discontinuidades de distribución local, discutido en Sundaland, la provincia biogeográfica que ha resultado de estos cambios.

La exposición de la plataforma Sunda durante los cambios en el nivel del mar eustático tiene efectos en la oscilación de El Niño.[7]

  1. Earle en 1845 fue el primero en describir las características generales de los estantes de Sunda y Sahul, a los que denominó «Gran Banco Asiático» y «Gran Banco de Australia» respectivamente.[8]

Sistemas fluviales sumergidos

Dibujo de las presuntas líneas costeras en el sudeste asiático y sistemas de ríos ahora sumergidos. Este dibujo supone un nivel del mar de -120 m en comparación con el día actual. Este nivel fue alcanzado unos 17000 años antes del presente. Los lechos de ríos supuestos se basan en los contornos de la superficie del lecho marino de la zona.

Los sistemas de ríos paleo de la Plataforma de Sunda son vastos sistemas de ríos sumergidos que se extienden a los sistemas de ríos actuales y pueden interpretarse para seguir los mínimos topográficos en una dirección de pendiente descendente. Durante el período más seco de la era del Pleistoceno (aproximadamente 17,000 años AP), unas cuatro áreas de captación distintas forman los sistemas de los ríos Malacca, Siam y Sunda.[9]

El sistema del río Siam consiste en un brazo norte y un brazo occidental. El brazo norte extiende el río Chao Phraya para drenar el Golfo de Tailandia. El brazo occidental que se forma a partir de algunos ríos en el centro de Sumatra fluye a través del estrecho de Singapur antes de unirse con el brazo norte para desembocar en un estuario y el Mar de China Meridional al norte de la Isla Natuna del Norte.

El sistema fluvial del estrecho de Malaca está formado por una unión de aguas del noreste de Sumatra y la península occidental de Malaya, que desemboca en el mar de Andeman.

El sistema del río Sunda del Norte, también conocido como el sistema del río Great Sunda, o sistema del río Molengraaff, recibió su nombre de un biólogo y geólogo holandés que viajó extensivamente por la región a fines del siglo XIX y propuso por primera vez la existencia de este sistema fluvial basado en su Observaciones en borneo [10] El río, que surge entre la isla Belitung y Borneo, fluyó en dirección noreste, donde recolectó las aguas de algunos ríos en Sumatra Central y los ríos en Borneo occidental y septentrional, antes de desembocar en el Mar de China Meridional entre el Norte y el Sur. Islas Natuna.[11] [12]

Finalmente, el sistema del río Sunda del Este vació el norte de Java y el sur de Borneo, fluyendo en dirección este entre Borneo y Java hacia el Mar de Java.[13]

https://alchetron.com/Sahul-Shelf

Satélite regresa con muestras de cometa

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

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.

Kumari Kandam

Kumari Kandam

Posible ubicación de Kumari Kandam: desde la India hasta Madagascar y Australia.

Kumari Kandam, Kumarikhandam o Kumari Nadu1​ (en tamil: குமரிக்கண்டம், Kumarikkaṇṭam) son nombres dados a una gran isla o continente legendario, sumergido, supuestamente, al sur de Kanyakumari, en la extremidad meridional de la India. Kumari Kandam ha sido modernamente asimilada a la también mítica Lemuria. En cualquier caso la leyenda supone que está hundida bajo el océano Índico.

Ku-mari significa en sánscrito «que fácil muere» y kandam en tamil, «continente», lo que podría llevar implícito el origen de la leyenda.

Según las tradiciones tamiles, los drávidas procederían de Kumarikhandam, una isla sumergida hace milenios al sur de la India. Las epopeyas como el Shilappadikaram y el Manimekhalai describen a la ciudad sumergida de Puhar. De acuerdo con la leyenda existían dos ríos principales en Kumari Kandam: el Pagliyaru y el Kumari, y también se encontraban montañas. El primer «Sangam» de los tamiles, Idai Sangam, se considera situado en Kumari Kandam.

Platón hizo referencia a las mercancías características de la región de Sumatra tales como cocos, bananas, maderas preciosas, especias, perfumes, gemas, minerales y metales. También menciona que el equivalente de la diosa Pallas Athenea es un alias de la diosa local conocida como Kanya Kumari («la princesa virgen»), patrona de la región con el mismo nombre. Ésta diosa es asociada con el continente que los drávidas ubican en el comienzo de los tiempos, Kumari Kandam.2

Drávidas y tamiles

De acuerdo a los drávidas, se sitúa a la región de Kumari Kandam aproximadamente en el año 500.000 a. C. y en ella se sitúa a una subespecie humana llamada Homo Dravida, que durante la existencia del sitio crearon una gran civilización en el sitio al que llamaban Lemuria. Se comenzó a llamar Kumari Kandam aproximadamente en el año 50.000 a. C., hasta que el sitio presumiblemente se hundió en el 16.000 a. C. aproximadamente.3

Los tamiles consideran haber provenido de las islas del este, a unos 20 mil kilómetros de distancia?, que descienden de los habitantes de Lemuria y que éstos fueron los que establecieron un lenguaje más arcaico que el sánscrito, considerado un dialecto compuesto entre el indio y el esperanto.3

Sumathi Ramaswamy quién investigó sobre la existencia de Lemuria en los años 1999, 2000 y 2004, descubrió que bajo la aprobación británica Lemuria apareció por primera vez en los textos hindúes en el año 1876 y continuó apareciendo en el siglo XX con su promoción en Norteamérica. Durante el nacionalismo emergente de los tamil en la década de 1920 y con su oposición a los británicos y al nacionalismo indio, la asociación de su cultura con Lemuria se hizo más fuerte. Después de 1950 Lemuria comienza aparecer en los discursos públicos y, en 1981 en un documento aprobado por el gobierno. Cabe destacar que Lemuria apareció en los textos hindúes en el sur de India en 1903, pero bajo el nombre tradicional de los tamiles: Kumari Kandam.4

Enfoques científicos

Los registros de las fluctuaciones marinas y de los cambios climáticos pueden ser analizados con los sedimentos del fondo marino, estudiando su fauna y la naturaleza de dichos sedimentos. Rajiv Nigam y Hashimi, investigadores del Instituto Nacional de Oceanografía han analizado los sedimentos de la costa este de la India. Nigam -en un estudio anterior- y Henriques desarrollaron modelos regionales para la determinación de la profundidad en sedimentos del Mar Arábigo, cuyos resultados fueron:

  1. El nivel del mar era aproximadamente unos 100 metros más bajo que en la actualidad hace aproximadamente 14.500 años,
  2. El nivel del mar hace unos 10.000 años atrás era unos 60 metros más bajo,
  3. Durante los últimos 10 mil años ha habido tres fluctuaciones importantes del nivel marino, afectando los asentamientos humanos.5

Dehradun, un investigador del Instituto Hidrográfico Naval produjo dos informes (INT 717071-X986 a escala 1:10,000,000 e INT 7007706-1973 a escala 1:3,500,0) pertenecientes al Cabo de ComarinGolfo de Mannar con sondeos marinos de alta resonancia indicando los contornos marítimos del lugar. Los estudios indican un significante cambio en la zona costera del sur de la India producida por la inundación posterior a la era glaciar. Los mapas se encuentran basados en los contornos barométricos y en las curvas del nivel marino de la Central West Coast de la India.5

Las gráficas ratificaron un aumento de 100 metros del nivel del mar hace unos 14.500 años atrás, el presente Golfo de Mannar era una masa de tierra en conexión con Sri Lanka y la India peninsular, además de exponer 36 mil kilómetros cuadrados de superficie. El mar se encontraba a unos 80 kilómetros al este, al sur y al oeste del actual Cabo de Comarin, y se exponía una masa triangular de 6.500 kilómetros cuadrados adyacentes al Cabo. El mar estaba a unos 25 a 35 kilómetros cerca de Cuddalore y a unos 25 kilómetros de Colombo. El argumento del crecimiento en el nivel del mar se presenta debido al calentamiento global, el cual según Rajiv Nigam continúa en aumento.5

Ruinas sumergidas

Uno de los templos sumergidos de Mahabalipuram en 2011.

En Mahabalipuram, cerca de Chennai, se han descubierto ruinas sumergidas que pueden haber sido uno de los factores para el origen del mito actual de Kumari Kandam. La exploración de la existencia de más templos se basó en la creencia local de que el templo que puede observarse en la ciudad es parte de una serie de siete templos en total, de los cuales seis se encontrarían sumergidos.6

Los miembros de la Scientific Exploration Society de Reino Unido exploraron el área durante abril de 2002 y grabaron evidencias de las ruinas de Mahabalipuram en cinco localizaciones entre los 5 y 8 metros, a una distancia de 500 a 700 metros del templo de partida. Se encontraron remanentes de piedra, paredes, bloques de piedra rectangulares y una plataforma, entre otras cosas, pero la mayoría de las estructuras se encuentran dañadas. El patrón de construcción del área es de 100×50 metros y se calculan que datan de la dinastía Pallava. El Instituto Oceanográfico Nacional de la India (NIO) también se puso a investigar los datos recolectados en conjunto con arqueólogos hindúes.6

El Instituto Oceanográfico Nacional en marzo de 1991 estuvo trabajando en Tarangambadi-Poompuhar en Tamil Nadu, cerca de Nagapattinam, con un barco de investigación equipado con barrido lateral y descubrió «una estructura en forma de herradura». En 1993 se volvió a investigar, la estructura en forma de U se encontraba a 23 metros de profundidad y a 5 kilómetros mar adentro. La llamativo de la exploración de la estructura tanto por parte del NIO como las posteriores realizadas por Graham Hancock es que la estructura es 6 mil años más antigua que la primera arquitectura de Egipto o de la antigua Sumeria o Mesopotamia (actual Irak), con fecha alrededor del 3.000 a. C., tradicionalmente mencionadas como las primeras civilizaciones de la humanidad.7

Además, se demostró que la separación de la actual Ilankai – Sri Lanka como una isla aparentemente comenzó hace unos 6.900 años o alrededor al 4.900 a. C.7

Recientemente científicos de la Universidad de Oslo descubrieron el continente prehistórico de Mauritia lo que podría darle sustento teórico a esta tradición.8

Kumari Kandam en la TV

En la serie animada, Los Sábados Secretos, de Cartoon Network, Kumari Kandam es un pueblo habitante de las profundidades del océano Índico, y es donde Zak Sábado se hace amigo de el rey de esta civilización, en el episodio, El Rey de Kumari Kandam.

El Continente Perdido de Kumari Kandam

La mayoría de la gente está familiarizada con la historia de la Atlántida, la legendaria ciudad sumergida según lo descrito por el filósofo griego Platón. Hasta este día, la opinión sigue dividida en cuanto a si esta historia se debe entender literalmente o tomado simplemente como un moraleja. Más al este, en el subcontinente de la India existe una historia similar, aunque probablemente es menos conocido en comparación con la de la Atlántida. Este es el «continente perdido» de Lemuria, conectado con frecuencia a la leyenda de Kumari Kandam por los hablantes de la lengua Tamil.

El término Lemuria tiene sus orígenes en la última parte del siglo 19. El geólogo Inglés Philip Sclater estaba desconcertado por la presencia de fósiles de lémures en Madagascar y la India pero no en el continente africano y el Oriente Medio. Así, en su artículo de 1864 titulado ‘Los mamíferos de Madagascar’, Sclater propuso que Madagascar y la India fueron una vez parte de un continente más grande, y llamaron a esta masa faltante ‘Lemuria’. La teoría de Sclater fue aceptada por la comunidad científica de la época ya que explica la forma en que los lémures podrían haber migrado desde Madagascar a la India o viceversa en los tiempos antiguos. Con la aparición de los conceptos modernos de la deriva y la tectónica de placas continentales, la proposición de Sclater de un continente sumergido ya no era sostenible. Sin embargo, la idea de un continente perdido se negaba a morir, y algunos todavía creen que Lemuria fue un continente real que existía en el pasado.

Representación artística de Kumari Kandam

Uno de estos grupos es el de los Nacionalistas Tamiles. El término Kumari Kandam apareció por primera vez en el siglo 15 en el Kanda Puranam, la versión tamil del Skanda Puranam. Sin embargo, las historias sobre una antigua tierra sumergida por el Océano Índico se han registrado en muchas obras literarias tamiles anteriores. Según los relatos, había una porción de tierra que una vez fue gobernado por los reyes Pandiyan y fue tragado por el mar. Cuando narrativas sobre Lemuria llegaron a la India colonial, el país estaba pasando por un período donde el folclore estaba empezando a permear el conocimiento histórico como hechos. Como resultado, Lemuria se equiparó rápidamente con Kumari Kandam.

La historia de Kumari Kandam no se considera sólo una historia, sino parece estar cargado de sentimientos nacionalistas. Se ha afirmado que los reyes Pandiyan de Kumari Kandam eran los gobernantes de todo el continente indio, y que la civilización Tamil es la civilización más antigua del mundo. Cuando Kumari Kandam fue sumergido, sus habitantes fueron repartidos por todo el mundo y fundaron varias civilizaciones, por lo tanto, de aquí la afirmación de que el continente perdido también fue la cuna de la civilización humana.

Así que, ¿cuánto hay de verdad en la historia de Kumari Kandam? De acuerdo con investigadores del Instituto Nacional de Oceanografía de la India, el nivel del mar era más bajo en aproximadamente 100 m hace 14.500 años y alrededor de 60 m hace 10.000 años. Por lo tanto, es muy posible, que una vez hubo un puente de tierra que conectaba la isla de Sri Lanka a la India continental. A medida que el ritmo del calentamiento global aumentó entre hace 12.000 y 10.000 años, los crecientes niveles del mar provocaron inundaciones periódicas. Esto habría sumergido poblados prehistóricos que se encontraban en los alrededores de las zonas costeras bajas de la India y Sri Lanka. Las historias de estos eventos catastróficos pueden haber sido transmitidas oralmente de una generación a otra y finalmente anotado como la historia de Kumari Kandam.

Una pieza de evidencia utilizada para apoyar la existencia de Kumari Kandam es el Puente de Adán (también llamado Puente de Rama), una cadena de bancos de piedra caliza compuestos de arena, limo y pequeños guijarros situada en el estrecho de Palk que se extiende 30 kilómetros desde la India continental hasta Sri Lanka. Esta franja de tierra una vez se creía que era una formación natural, sin embargo, otros argumentan que las imágenes tomadas por un satélite de la NASA muestran que esta formación de tierra es un largo puente bajo la superficie del océano actualmente en ruinas.

Mapa muestra el Puente de Adán entre la India y Sri Lanka

La existencia de un puente en esta ubicación también es apoyada por otra antigua leyenda. El Ramayana cuenta la historia de Sita, la esposa de Rama, cautiva en la isla de Lanka. Rama encargo un masivo proyecto de construcción para construir un puente para el transporte de su ejército de Vanara (hombre mono) a través del océano a Lanka.

Como con la mayoría de los llamados mitos, parece probable que al menos hay algo de verdad en las antiguas leyendas tamiles de Kumari Kandam, pero hasta qué punto, aún no se ha determinado.

Satélite de satélite (Titán)

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.12​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.345

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.678

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..282924​ 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

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

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.