El 26 de noviembre a las 19:44:52 UTC la sonda de la NASA InSight se convertía en la octava nave espacial que aterrizaba con éxito en Marte y lograba enviar datos e imágenes a la Tierra. Previamente, InSight se había separado de su etapa de crucero a las 19:31 UTC a 1.100 kilómetros de distancia del planeta rojo. La etapa EDL (entrada, descenso y aterrizaje), más conocida como «los x minutos de terror» (x = 7 para InSight), dio comienzo a las 19:38 UTC a 128 kilómetros de altura. El paracaídas se desplegó a 12 kilómetros de altura a las 19:42 UTC y el escudo térmico se separó a las 19:42 UTC a 9 kilómetros de altura. La nave se separó a las 19:44 UTC y comenzó su descenso propulsado evitando chocar con el backshell y el paracaídas. Finalmente aterrizó sin problemas en Elysium Planitia. La NASA ha logrado otra vez hacer que parezca fácil aterrizar en Marte.

La cubierta de instrumentos de InSight vista por la cámara del brazo robot (NASA).

Contra todo pronóstico, los dos cubesats MarCO lanzados junto a InSight continuaron funcionando durante el descenso de la sonda y sobrevolaron Marte a unos 1.700 kilómetros de distancia y lograron transmitir telemetría del evento, lo que valida su uso para futuras misiones. Los datos de InSight se han transmitido a la Tierra usando los orbitadores Mars Odyssey y MRO. Las primeras imágenes revelan que la zona de aterrizaje es tan plana como se esperaba y libre de rocas grandes. Ahora InSight deberá desplegar sus instrumentos principales, el sismómetro francés SEIS y el taladro para medir la temperatura alemán HP3, frente a la sonda usando el brazo robot en una serie de operaciones muy delicadas. No olvidemos que el objetivo de la misión es determinar la estructura interna de Marte. En cualquier caso, lo importante es que volvemos a estar en Marte.

La primera imagen de InSight desde la cámara del fuselaje. Los puntos negros son el polvo que se ha pegado a la cubierta protectora de la cámara, cubierta que se soltará en los próximos días (NASA).

Para España en concreto esta misión supone un éxito porque uno de los instrumentos, la estación meteorológica TWINS, ha sido diseñado en nuestro país. España pasa a tener dos estaciones meteorológicas funcionando al mismo tiempo en Marte (junto a REMS de Curiosity). La sonda InSight usa el mismo diseño que la Mars Polar Lander y la Phoenix, así que podemos decir que se trata de un sistema de aterrizaje más que maduro que podrá seguir usándose en misiones de relativo bajo coste en el futuro. Por otro lado, el diseño de la etapa de crucero y el escudo térmico se han usado en cinco misiones (además de las mencionadas, los MER y Mars Pathfinder). No está nada mal.

Vista de Marte por el cubesat MarCO B (NASA).

En 2013 ocurrió algo maravilloso: el telescopio espacial Hubble (HST) descubrió pruebas de lo que parecían ser géiseres de agua saliendo de la superficie de Europa, la luna de Júpiter. El descubrimiento fue una revelación porque situaba a Europa al mismo nivel que Encélado, la pequeña luna de Saturno famosa por sus espectaculares géiseres del hemisferio sur. Desde el punto de vista científico el descubrimiento fue un regalo por dos motivos, primero, porque implica que Europa es un mundo más activo de lo esperado. Segundo, y más importante, porque si los géiseres provienen del hipotético de océano de agua que se cree existe bajo la corteza de hielo, podremos analizar directamente su composición sin necesidad de aterrizar sobre la superficie.

Representación artística de los posibles géiseres de Europa (NASA, ESA, and G. Bacon (STScI)).

La comunidad científica estaba extasiada con los resultados y el diseño de la misión Europa Clipper fue modificado para poder adaptarse al estudio de los géiseres. Pero, lamentablemente, los resultados no eran concluyentes. Para colmo, el telescopio Hubble no volvió a detectar ningún géiser proveniente de Europa durante los años siguientes. Poco a poco muchos comenzaron a sospechar si no habría sido un espejismo o un episodio anecdótico que, aunque interesante desde el punto de vista de la actividad interna de Europa, no tendría impacto alguno en la futura exploración de este fascinante satélite. Pero hoy podemos estar un poquito más tranquilos, porque el equipo del telescopio Hubble ha vuelto a observar lo que parecen ser géiseres intermitentes en Europa (aunque en esta ocasión han sido mucho más prudentes por motivos obvios).

Imagen compuesta donde se aprecian los posibles géiseres detectados por el instrumento STIS del Hubble (NASA/ESA/STScI).

Posible mecanismo de actividad interna para explicar los géiseres europanos (NASA).

Durante quince meses seguidos el telescopio Hubble ha observado Europa al pasar frente al disco de Júpiter en diez ocasiones con el fin de estudiar la tenue atmósfera que rodea el satélite y, de paso, verificar la presencia de géiseres. Esta fina atmósfera está formada principalmente por iones de hidrógeno y oxígeno provenientes de la corteza de hielo y la interacción con el potente campo magnético de Júpiter genera auroras que son visibles en el ulravioleta lejano, una longitud de onda vedada para los instrumentos situados en tierra (por eso el Hubble ha sido el único instrumento que ha estudiado los chorros de Europa y no otro). Esta técnica es ideal para estudiar concentraciones de iones alrededor de Europa y verificar así la presencia de géiseres. Y, efectivamente, en tres de los diez tránsitos el espectrógrafo STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) del Hubble detectó algo en el ultravioleta que bloqueaba la luz de Júpiter y que es consistente con los chorros de 2012.

Las tres observaciones en las que el instrumento STIS detectó posibles géiseres en Europa. Huelga decir que la imagen no es gran cosa. Atención al ruido presente (NASA/ESA/STScI).

A diferencia de los chorros de Encélado, que se extienden más allá de la superficie del satélite hasta el espacio para formar el anillo E de Saturno, los géiseres de Europa, de existir, son claramente intermitentes y alcanzarían una altura de unos 200 kilómetros antes de volver a caer sobre la superficie por culpa de la mayor gravedad. O sea, morfológicamente se parecerían más a los volcanes de Ío que a los chorros de Encélado. La mayoría de géiseres parecen estar situados en el hemisferio sur, pero no justo en el polo sur como en el caso de Encélado. No obstante, uno de los chorros candidatos parece estar localizado en latitudes cercanas al ecuador. La situación y altura de los géiseres coincide —dentro del margen de error— con los descubiertos en 2012.

Zonas de origen de los candidatos a geíser en Europa (NASA/ESA/STScI).

Diferencias entre Encélado y Europa (NASA).

Y aquí comienzan los problemas. Primero, los modelos teóricos predicen géiseres de unos 100 kilómetros de altura. Para que los chorros alcancen los 200 kilómetros de altura sería necesario que la temperatura de las supuestas grietas por donde sale el vapor de agua fuese de -43º C (la temperatura superficial de Europa es de -100º C) y que la velocidad de salida rondase los 700 m/s. Unas cifras excesivas según los modelos actuales, aunque no imposibles. Por comparación, la velocidad de escape de los géiseres de Encélado es de 300-500 m/s. El segundo problema, y quizás el más importante, es que la significación estadística del descubrimiento es increíblemente baja. De hecho, si somos estrictos no podemos decir que el Hubble haya descubierto nada. Solo el descubrimiento de 2012, también con una significación estadística marginal, nos permite decir que puede que haya algo.

La sonda a Europa EMFM (Multi-Flyby Mission) o Europa Clipper de la NASA (NASA).

Entonces, ¿afecta este ‘medio descubrimiento’ a la futura misión de la NASA a Europa? Sí y no. Por un lado, vuelve a poner a Europa en el candelero mediático, lo cual siempre es bueno estando tan cerca de unas elecciones que podrían suponer el fin de esta misión, un hecho que la NASA tiene muy en cuenta. Pero por otro lado seguimos sin tener la prueba definitiva, esa smoking gun de la que hablan los anglosajones, que permita asegurar que los géiseres son reales y van a revolucionar el estudio de Europa. En todo caso, no olvidemos que los resultados de 2012 obligaron a modificar parcialmente el diseño de la misión EMFM(Europa Multi-Flyby Mission), todavía conocida de forma informal como Europa Clipper, para que fuera capaz de investigar estos chorros.

Entre los instrumentos que llevará esta sonda están el espectrógrafo UVS (Ultraviolet Spectrograph/Europa), el espectrómetro de masas MASPEX (MAss SPectrometer for Planetary EXploration/Europa) y el detector de polvo SUDA (SUrface Dust Mass Analyzer). Si los géiseres son reales, MASPEX analizará la composición de los gases y SUDA las características de los granos de polvo (si los hay) presentes en los chorros. UVS es un instrumento parecido al que ha usado el Hubble para estudiar los géiseres de Europa y fue añadido por la NASA después de 2012 con el único objetivo de estudiar estos misteriosos géiseres (la sonda JUICE de la ESA también llevará un instrumento de idénticas características).

El instrumento UVS ha sido diseñado exclusivamente para estudiar los supuestos géiseres de Europa en la misión EMFM (NASA).

Por el momento no sabemos si los géiseres de Europa son reales o no, aunque hoy podemos estar un poco más seguros. Pero lo que sí sabemos es que la misión EMFM que debe estudiar esta maravillosa luna pende de un hilo y podría ser cancelada en cualquier momento, lo que supondría una auténtica vergüenza. Europa debe ser estudiada como se merece.

Por ahora lo único confirmado son los géiseres de Encélado (NASA).

La sonda Juno nos está mostrando un Júpiter completamente nuevo. A diferencia de otras misiones anteriores que visitaron el gigante joviano, Juno tiene por objetivo descubrir cómo es el interior de Júpiter. Porque si conocemos su interior estaremos más cerca de entender cómo se formó el sistema solar y por qué estamos aquí. Esta sonda de 1.100 millones de dólares fue lanzada en 2011 y llegó al gigante joviano en julio de 2016. Por culpa de un problema con su sistema de propulsión no ha podido colocarse en la órbita científica prevista, con un periodo de 14 días, y ha quedado varada en la órbita provisional de 54 días, un contratiempo que implica, entre otras cosas, que tardará mucho más en completar su misión (terminará en 2021 en vez de en 2018). Por este motivo los primeros resultados científicos han tardado en llegar un poquito más, pero no por ello son menos sorprendentes. Prepárate para conocer un Júpiter completamente nuevo.

Las bandas de Júpiter se extienden hasta los 3.000 km de profundidad (NASA/JPL/Juno).

Los últimos resultados de la misión han aparecido en cuatro artículos publicados en Nature. Antes de nada conviene recordar que hasta el momento la principal revelación de Juno ha sido descubrir que el mayor planeta del sistema solar no tiene un núcleo definido como se creía, sino que su lugar lo ocupa un «núcleo borroso» sin bordes nítidos. No obstante, este descubrimiento todavía está en cuarentena porque depende muchos parámetros que varían según los modelos del interior de Júpiter que elijamos. Pero ya tenemos solución al siguiente gran misterio del interior de Júpiter que Juno debía resolver: aclarar hasta qué profundidad se extienden las llamativas zonas y cinturones que se ven en cualquier imagen del planeta. Durante décadas los expertos han discutido si estas bandas eran una característica «superficial» limitada a la parte más externa de la atmósfera o, si por el contrario, se trataba de la punta del iceberg de unas estructuras mucho más profundas con forma de cilindros anidados.

7 febrero 8.200 km (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Kevin M. Gill).

El hecho de que Júpiter emita más energía de la que recibe del Sol hizo sospechar a los investigadores que estaban ante un fenómeno dirigido desde las profundidades, a diferencia de la Tierra, donde los movimientos atmosféricos están supeditados a la radiación que nos llega del Sol. Pero, en cualquier caso, no estaba nada claro hasta qué profundidad se extendían estas bandas. Observaciones recientes en microondas sugerían que las bandas son relativamente profundas, unos trescientos kilómetros, aunque mucho menos de lo que indicaban los modelos de cilindros que apostaban por una profundidad mayor. Pero ahora, cuarenta años después del paso de las Voyager por Júpiter, tenemos la respuesta: las bandas y cinturones tienen nada más y nada menos que tres mil kilómetros de profundidad (en realidad, entre 2.000 y 3.500 kilómetros según Juno). Derrota total para el bando que todavía defendía que las bandas jovianas eran poco profundas. Tres mil kilómetros puede parecer mucho, pero en un planeta como Júpiter, con un diámetro de 140.000 kilómetros, no es tanto. Y, de hecho, esta zona apenas supone el 1% de toda la masa del gigantesco planeta.

Preciosa imagen de Júpiter tomada por JunoCam el 24 de octubre de 2017 ( NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt/ Seán Doran).

Lo interesante del asunto es cómo hemos sido capaces de averiguar este dato, puesto que es imposible «ver» directamente el interior de Júpiter o, como hacemos en la Tierra, colocar sismógrafos en su superficie para analizar el interior del planeta (más que nada por que, obviamente, Júpiter carece de una superficie sólida). Para eso Juno dispone del experimento de gravedad, que mide las diferencias del campo gravitatorio joviano con respecto a una distribución de masas homogénea, diferencias que reciben el nombre de armónicos. Los armónicos de un planeta fluido como Júpiter se pueden separar entre aquellos que se deben a la rotación de las partes que giran como un sólido y los que se deben a las partes fluidas. En concreto, los armónicos impares (J3, J5, J7 y J9) del campo gravitatorio nos dan información sobre la parte fluida, o sea, los vientos jovianos. Los científicos de la misión contaban con esta propiedad para resolver el misterio de la profundidad de las bandas de Júpiter y Juno no ha defraudado.

Júpiter visto por la JunoCam de Juno el 2 de marzo de 2018 a 120.000 km de distancia durante el perijovio número once (NASA/JPL-Caltech/SwRI/MSSS/Gerald Eichstädt).

Cuantos más profundos sean los vientos, más se notará en los armónicos, de ahí que sea posible determinar la profundidad de los mismos. Lo que no se esperaban los investigadores es encontrar una fuerte asimetría en la intensidad de los vientos del hemisferio norte con respecto a los del hemisferio sur. En vista de estos resultados quizás deberíamos cambiar la terminología de bandas, zonas y cinturones de Júpiter y hablar de «cilindros», aunque no está nada claro que estos cilindros estén anidados como los primeros modelos de los años 80. Por debajo de los tres mil kilómetros de profundidad Júpiter gira como si fuera un sólido rígido. Bajo la zona de fuertes vientos (o, mejor dicho, corrientes, porque a estas profundidades el hidrógeno está en estado líquido) encontramos una capa formada sobre todo por hidrógeno molecular líquido, pero que es altamente conductora y, por tanto, es una fuente importante de campos magnéticos. Esta conductividad inhibe el movimiento de los fluidos en sentido contrario de la rotación del planeta, de ahí que las bandas no puedan ser más profundas. Por debajo de las capas de hidrógeno líquido con poca y elevada conductividad se encuentra la capa de hidrógeno metálico con el núcleo borroso en el centro del planeta. Justo en la frontera entre ambas capas se cree que existen «nubes de helio» que se forman al condensarse este elemento antes de que precipite hasta el núcleo (esta «lluvia» de helio es una de las causas de que Júpiter emita calor hoy en día). Hasta ahora esta capa de hidrógeno metálico se consideraba que era la única fuente de la enorme y potentísima magnetosfera de Júpiter, pero Juno ha demostrado que las capas superiores también contribuyen al campo magnético global.

Todavía no está claro si los cilindros de la atmósfera superficial de Júpiter también están presentes en Saturno, aunque teniendo en cuenta que la densidad interna de este planeta es más reducida se supone que la profundidad de los vientos será todavía mayor que en Júpiter (unas tres veces más). Afortunadamente pronto podremos salir de dudas gracias a los datos del campo gravitatorio de Saturno recogidos por Cassini, menos precisos que los de Juno en Júpiter, pero más que suficientes para salir de dudas. Del mismo modo, los vientos superficiales en las enanas marrones deben ser menos profundos que en Júpiter.

El polo norte de Júpiter visto en infrarrojo por JIRAM. Se aprecia el vórtice central y los ciclones en forma de octógino (NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM).

Junto a los resultados del interior de Júpiter estos días también se han hecho públicos nuevos datos del instrumento JIRAM de Juno. Este experimento se dedica a observar la atmósfera superior de Júpiter en infrarrojo y, aunque ya teníamos datos parecidos gracias a instrumentos situados cerca de la Tierra, nos permite ver esta parte de la atmósfera con una resolución sin precedentes, especialmente los polos, que no son visibles desde nuestro planeta. JIRAM es capaz de ver la atmósfera joviana hasta una profundidad de unos 70 kilómetros, que es justo hasta donde llegan las diferentes capas de nubes (en Júpiter hay tres capas de nubes: de amoniaco, de hidrogenosulfuro de amonio y de agua). La cámara JunoCam, que trabaja en el visible, ya nos había enseñado que en los polos de Júpiter la estructura de zonas y bandas de colores desaparece y es sustituida por un gran caos de remolinos y tormentas, una estructura, o falta de ella, que no vemos en Saturno. El gigante anillado tiene su famoso hexágono en el polo norte, mientras que Júpiter posee varias tormentas polares. Los datos de JIRAM corroboran las observaciones de JunoCam y han revelado que en el polo norte hay un octógono de tormentas rodeando a un vórtice central, mientras que en el polo sur tenemos un pentágono.

La estructura pentagonal del polo sur (NASA/JPL-Caltech/SwRI/ASI/INAF/JIRAM).

Estas tormentas son realmente ciclones, esto es, un sistema de bajas presiones, mientras que la famosa Mancha Roja es un anticiclón. El vórtice del polo norte mide 4.000 kilómetros de diámetro y el del polo sur es más pequeño. Cada uno de ellos y las tormentas que los rodean giran con un periodo de entre 27 y 60 horas. Estas estructuras son relativamente estables, ya que han permanecido iguales al menos durante los siete meses que han durado las observaciones de JIRAM.

Juno todavía tiene cerca de cuatro años para seguir recabando datos antes de que finalice su misión y nos deje haciendo «un Cassini». Es decir, se destruirá deliberadamente en la atmósfera de Júpiter para evitar que pueda contaminar Europa, Ganímedes o Calisto con microorganismos terrestres. Hasta entonces seguro que nos va a seguir sorprendiendo.

El 9 de octubre de 2017 a las 04:13 UTC se lanzó un cohete Larga Marcha CZ-2D desde la rampa LC-43/603 (SLS-2) del centro espacial de Jiuquan con el satélite venezolano VRSS-2 Antonio José de Sucre. Este ha sido el 63º lanzamiento orbital de 2017 (el 58º exitoso) y el noveno de China este año, además de ser el 84º lanzamiento de un cohete Larga Marcha. Es la primera misión del CZ-2D después del fallo parcial que sufrió este lanzador el 30 de diciembre de 2016. La órbita heliosíncrona inicial fue de 629 x 655 kilómetros y 98º de inclinación.

Lanzamiento del VRSS-2 (Xinhua).

VRSS-2 Sucre

El VRSS-2 (Venezuelan Remote Sensing Satellite) o 委内瑞拉遥感卫星二号 (Wěinèiruìlā Yáogǎn Wèixīng èr hào), bautizado como Antonio José de Sucre, es un satélite de observación de la Tierra de 942 kg construido por CAST (China Academy of Space Technology) para el gobierno de Venezuela usando la plataforma CAST2000. Posee una cámara de alta resolución (HRC) capaz de realizar imágenes de la superficie de la Tierra con una resolución de un metro en modo pancromático (blanco y negro) y de cuatro metros en modo multiespectral. También posee una cámara infrarroja (IRC) con una resolución entre 30 y 60 metros. Tiene unas dimensiones de 2,1 x 1,75 metros y una envergadura de 7,9 metros con los dos paneles solares desplegados. El VRSS-2 emplea la misma tecnología del VRSS-1 Francisco de Miranda, lanzado el 29 de septiembre de 2012, y está gestionado por la ABAE (Agencia Bolivariana de Actividades Espaciales). El tercer satélite venezolano observará la Tierra desde una órbita heliosíncrona de 645 kilómetros de altura y 98º de inclinación. Su vida útil se estima en cinco años.

VRSS-2 (Xinhua).

El VRSS-2 (CCS/Lisbeth Toro).

Cohete Larga Marcha CZ-2D

El Larga Marcha CZ-2D (长征二号丁, Cháng Zhēng 2D) o Long March 2D (LM-2D) es un cohete de dos etapas que tiene capacidad para poner 1300 kg en una órbita heliosíncrona (SSO) de 700 km de altura o unos 3300 kg en LEO. Quema propergoles hipergólicos en sus dos etapas. A pesar de su nombre, el CZ-2D es básicamente una versión de dos etapas del CZ-4 desarrollado inicialmente por SAST (Shanghai Academy of Space Technology) para lanzar la familia más avanzada de los satélites espías de la serie FSW. En 2003 se introdujo una nueva versión con una segunda etapa rediseñada, que es la que está actualmente en servicio.

Detalles del CZ-2D: 1: Cofia, 2: Carga útil, 3: Adaptador con el lanzador, 4: Parte frontal del tanque de oxidante de la segunda etapa, 5: Aviónica, 6: Sección interfase, 7: Tanque de oxidante de la segunda etapa, 8: Sección intertanque, 9: Tanque de combustible de la segunda etapa, 10: Motor vernier de la segunda etapa, 11: Motor principal de la segunda etapa, 12: Sección interfase, 13: Estructura interfase, 14: Tanque de oxidante de la primera etapa, 15: Sección intertanque, 16: Tanque de combustible de la primera etapa, 17: Sección de transición trasera, 18: Aleta estabilizadora, 19: Motor de la primera etapa.

El CZ-2D tiene una masa total al lanzamiento de 232,25 toneladas, un diámetro de 3,35 metros y una longitud de 41,056 metros. La primera etapa (L-180 en la versión antigua o L-182 en la nueva) tiene una masa de 192,7 toneladas (183,2 toneladas de combustible), una longitud de 27,910 metros y es muy similar a la primera etapa del CZ-4. Hace uso de un motor YF-21C (DaFY 6-2) de cuatro cámaras que quema tetróxido de nitrógeno y UDMH con 2961,6 kN de empuje en total (740,4 kN cada cámara al nivel del mar) y unos 256 segundos de impulso específico (Isp). El motor YF-21C está compuesto por cuatro motores YF-20C. El control de vuelo de la primera etapa se consigue mediante el giro de los motores.

Motor YF-21C (CALT).

La segunda etapa (L-53), basada en la del CZ-4, tiene una masa de 52,7 toneladas de combustible y una longitud de 10,9 m. Emplea un motor YF-24C con un Isp de unos 294 s, dividido en un motor principal YF-22B (DaFY 20-1) de 742,04 kN y uno vernier con cuatro cámaras YF-23 (DaFY 21-1) de 47,1 kN de empuje en total. El empuje total de la segunda etapa es de 789,14 kN. El tamaño de la cofia es de 6,983 x 3,35 metros. El CZ-2D puede usar dos tipos de cofia, una con un diámetro de 2,9 metros y otra de 3,35 metros.

Motor YF-24C (CALT).

Familia Larga Marcha de primera generación (SGWIC).

Características de la familia Larga Marcha (CGWIC).

Etapas de un lanzamiento típico del CZ-2D:

• T-120 minutos: activación del equipo de tierra.
• T-100 min: activación del sistema de control y las APUS.
• T-70 min: activación del sistema de telemetría.
• T-60 min: introducción de los datos de lanzamiento actualizados.
• T-40 min: presurización del sistema de propulsión.
• T-30 min: retirada de los brazos de la torre de servicio.
• T-2 min: el cohete pasa a potencia interna.
• T-1 min: separación de los umbilicales.
• T-30 s: activado del sistema de control de propulsión.
• T-0 s: ignición. T+17 s: cabeceo del cohete.
• T+155,5: apagado de la primera etapa.
• T+156,7 s: separación de la primera etapa.
• T+186,7 s: separación de la cofia.
• T+323,6 s: apagado del motor principal de la segunda etapa.
• T+728,6 s: apagado de los motores vernier de la segunda etapa.
• T+773,6 s: separación del satélite.

Versión actual del CZ-2D (mil.news.sina.com.cn).

El Centro de Lanzamiento de Jiuquan (酒泉卫星发射中心/JSLC) se encuentra situado en la provincia de Gansu, en pleno desierto de Gobi. Jiuquan es, después de Wenchang (文昌卫星发射中心/WSLC), el centro espacial más moderno del país. No obstante, Jiuquan nació en 1958 como el primer centro de pruebas de misiles balísticos de China. En 1960 China lanzó por primera vez desde Jiuquan un misil Dongfeng 1 (DF-1, una versión del misil soviético R-2) y en octubre de 1966 lanzó un misil DF-2A con una bomba atómica. A partir de 1967 China usó Jiuquan para probar misiles DF-2, DF-3 y DF-4. El 24 de abril de 1970 un cohete Larga Marcha CZ-1, basado en el misil DF-3, puso en órbita el primer satélite artificial chino, el Dongfang Hong 1. En 1999 China comenzó la construcción del cuarto complejo de lanzamiento o Área 4 en Jiuquan, que actualmente es el único que se usa para misiones espaciales.

Centros de lanzamiento en China (Springer).

Las instalaciones del Área 4 están divididas en dos zonas: una dedicada a la integración de vehículos en la que destaca el Edificio de Ensamblaje Vertical o VPB (Vertical Processing Building), muy similar al VAB estadounidense, pero mucho más pequeño, y otra con dos rampas de lanzamiento. El edificio de integración vertical dispone de dos zonas de montaje independientes. El cohete es trasladado a una de las dos rampas mediante un transporte móvil, una técnica que China también emplea en el centro de Wenchang. Jiuquan es el único centro espacial chino desde donde se lanzan las misiones tripuladas de las naves Shenzhou. La primera misión espacial tripulada china, la Shenzhou 5, despegó desde Jiuquan en 2003. La rampa principal, SLS-1, se usa para lanzamientos tripulados del cohete CZ-2F. La rampa SLS-2 se emplea para misiones no tripuladas de cohetes CZ-2C, CZ-2D, CZ-4B y CZ-4C. Los lanzamientos militares están bajo la jurisdicción de la Base 20 del Ejército Popular de Liberación de China.

Mapa del centro espacial (CALT).

Zona de integración de Jiuquan (CALT).

Interior del edificio de ensamblaje vertical (CALT).

El Área 4 del centro espacial de Jiuquan. A la derecha se aprecian las dos rampas (Google Earth).

El satélite y el cohete en la rampa:

Poco a poco Encélado se va perfilando como uno de los mundos más atractivos para la búsqueda de vida fuera de la Tierra. Esta pequeña luna de Saturno es famosa por sus géiseres de partículas y hielo de agua que salen de su hemisferio sur y que fueron descubiertos por la sonda Cassini en 2005. Debido al minúsculo tamaño de este satélite —504 kilómetros— nadie se esperaba semejante actividad geológica, así que durante una década la comunidad científica discutió si estos chorros procedían de pequeñas reservas de agua líquida o de un océano bajo la corteza de hielo.

Recreación de la sonda Cassini atravesando los géiseres del polo sur de Encélado (NASA).

En 2015 se confirmó que el océano era global y, por tanto, no estaba limitado al hemisferio sur. Ese mismo año se descubrieron evidencias de fuentes hidrotermales en el fondo de dicho océano. La noticia fue todo un bombazo. La supuesta actividad hidrotermal catapultó a Encélado a la selecta liga de los mundos del sistema solar con mayor potencial de habitabilidad, ya que en la Tierra estas fuentes constituyen un conjunto de oasis para vida. Hoy disponemos al fin de más pruebas de que las fuentes hidrotermales de Encélado existen de verdad.

Modelo del interior de Encélado. Se aprecian las fuentes hidrotermales en el hemisferio sur y el océano global (NASA).

Ahora bien, ¿cómo sabemos que existen fuentes hidrotermales en el océano de una remota luna de Saturno? Obviamente, la sonda Cassini es incapaz de perforar el hielo de la gruesa corteza exterior y no puede estudiar el océano directamente. Lo que sí puede es analizar las partículas expulsadas por los chorros, que nos ofrecen una ventana única al interior de Encélado sin necesidad de aterrizar en su superficie. En 2015 el instrumento CDA (Cosmic Dust Analyser) de Cassini descubrió que algunas de las partículas de los chorros son de dióxido de silicio y que su tamaño es de 6 a 9 nanómetros. En la Tierra estas partículas se forman en fuentes hidrotermales de los océanos con temperaturas superiores a 90 ºC en medio alcalino sobresaturado de sílice y con abundancia de sales, así que la conclusión era que en Encélado también existen fuentes hidrotermales.
Podemos decir que la evidencia no era precisamente aplastante, de ahí la importancia del anuncio de hoy. Y es que Cassini ha detectado hidrógeno molecular en los chorros de Encélado. El instrumento INMS (Ion Neutral Mass Spectrometer) de Cassini ha descubierto que los géiseres emiten hasta 200 kg por segundo de este gas. ¿Y por qué esto es importante? Pues porque en los sistemas hidrotermales de la Tierra el agua a alta temperatura reacciona con rocas ricas en minerales ferrosos produciendo hidrógeno molecular. Es decir, estamos ante otra prueba a favor de las fuentes hidrotermales en Encélado. La detección de hidrógeno con el INMS no ha sido tarea fácil y el equipo de la misión ha tenido que trabajar muy duro para obtener datos relevantes a partir del ruido del propio instrumento.

Fuentes hidrotermales en Encélado (NASA).

Es una gran noticia porque se trata de una prueba completamente independiente a la aportada por el instrumento CDA en 2015, pero sobre todo porque tiene enormes implicaciones de cara a la habitabilidad del océano de Encélado. En la Tierra existen microoganismos —denominados quimiolitótrofos— que sobreviven en las fuentes hidrotermales alimentándose del hidrógeno y creando metano a partir del dióxido de carbono en el proceso. Y —redoble de tambores— previamente Cassini ya había detectado metano y dióxido de carbono en los chorros.
Pero antes de que nadie se atreva de hablar de pequeños enceladianos hay que subrayar que el metano puede proceder tanto de clatratos (hielo de agua con otras sustancias atrapadas en su interior) como, precisamente, de las fuentes termales gracias a reacciones entre minerales como el olivino y el agua a altas temperaturas. De hecho, la existencia de metano, junto con los granos de dióxido de silicio, se presentó en 2015 como una de las pruebas a favor de las fuentes hidrotermales. Otro punto a destacar es que los datos confirman que el océano de Encélado es muy alcalino, con un pH de entre 9 y 11, tal y como se había propuesto hace varios años (como nota aparte, personalmente me parece casi milagroso que seamos capaces de determinar las características químicas de un océano ubicado en el interior de una luna de Saturno a 1500 millones de kilómetros del Sol).

Estimación del pH del océano de Encélado (J. Hunter Waite et al.).

Es verdad que existen otros procesos capaces de generar hidrógeno en Encélado, pero todos ellos se quedan cortos a la hora de explicar los datos del INMS. Por ejemplo, si el hidrógeno fuese primordial —procedente, de algún modo, de Saturno— también debería haberse detectado helio, cosa que no ha sucedido. Igualmente, si viniese de algún otro fenómeno relacionado con la disociación de moléculas de agua también debería haberse detectado oxígeno y no ha sucedido así.
Resumiendo, Cassini no ha descubierto vida en Encélado —y no podría aunque le saltase un calamar alienígena encima porque no ha sido diseñada para ello—, pero sí ha descubierto que en el océano de Encélado se dan las condiciones para que sobrevivan microorganismos similares a los terrestres. Al menos comida —o, mejor dicho, energía— no les faltaría. Lo ideal sería estudiar la distribución isotópica del carbono de ese metano para saber si hay alguna contribución biológica, pero desgraciadamente Cassini carece de esa instrumentación (y eso sin tener en cuenta que no volverá a pasar por Encélado).

Encélado visto por Cassini (NASA/JPL-Caltech).

Una de las candidatas a la próxima misión New Frontiers de la NASA es una sonda para el estudio de Encélado y Titán (que podría ser parecida a algo así). No cabe duda de que hoy esta misión está un paso más cerca de ser aprobada, pero también hay que ser cautos. Los modelos actuales no logran explicar la elevada actividad geológica de Encélado ni siquiera teniendo en cuenta el calentamiento de marea, por lo que ciertas teorías apuntan a que la actividad de esta luna —y por tanto, su océano— podría ser intermitente. Es decir, estaríamos ante un mundo que durante la mayor parte de la historia del sistema solar ha estado congelado y que solo despierta durante breves —geológicamente hablando— intervalos de tiempo. Otras teorías apuntan a que Encélado, como otras lunas de Saturno, tendría menos de sesenta millones de años. Sea como sea, ya estamos tardando en comprobar si es verdad o no.

El gran punto débil del programa espacial ruso es sin duda la exploración del sistema solar. Después de años de continuos retrasos y revisiones, Rusia solo ha lanzado dos sondas desde 1991. Y las dos —Mars 96 y Fobos-Grunt— terminaron en fracaso. Incluso una potencia espacial modesta y con un programa planetario muy joven como es la India ha superado a Rusia en este campo al lanzar con éxito sondas a la Luna (Chandrayaan) y a Marte (Mangalyaan). Bien es cierto que no todo está perdido: Rusia juega un papel fundamental en las misiones ExoMars 2016 y, sobre todo, ExoMars 2020, ambas sondas construidas conjuntamente con la ESA, además de participar con varios instrumentos científicos en otras misiones. Pese a todo Rusia sigue manteniendo planes para lanzar sus propias sondas y el próximo objetivo es la Luna. La próxima sonda lunar rusa debe ser la Luna 25, una nave que Roscosmos planea lanzar en 2019 y que incluirá un pequeño generador de radioisótopos (RTG) con plutonio-238.

Modelo de la sonda Luna 25 (NPO Lávochkin).

Como el tema de las sondas lunares rusas es algo confuso, hagamos algo de memoria. Tras muchos cambios de planes —y de nombres—, Roscosmos decidió aprobar en 2014 tres sondas para el estudio de nuestro satélite: las Luna 25, Luna 26 y Luna 27. La Luna 25, también conocida como Luna-Glob, debía despegar en 2019 y aterrizar en la superficie lunar para poner a prueba las tecnologías asociadas con el descenso sobre la Luna. En 2021 despegaría la sonda Luna 26 o Luna-Resurs OA, un orbitador para estudiar la composición del regolito lunar. Por último, en 2023 despegaría la Luna 27 o Luna-Resurs PA, otra sonda de aterrizaje basada en la Luna 25 con un taladro desarrollado conjuntamente de la ESA para explorar el hielo de los polos lunares.

Planes actuales de Roscosmos para explorar la Luna (NPO Lávochkin).

Plan de exploración lunar de 2014 (NPO Lávochkin).

Pero recientemente Roscosmos ha vuelto a cambiar los planes y, contra todo pronóstico, ha acelerado los plazos del programa. Las sondas Luna 25, 26 y 27 se lanzarán ahora en 2019, 2020 y 2021 respectivamente y se llamarán Luna-Glob, Luna-Resurs 1 y Luna-Resurs 2. La empresa fabricante, NPO Lávochkin, también ha concretado más detalles de cada misión, especialmente de Luna 25, la primera de la serie, y la sonda Luna 28 de retorno de muestras, que ahora está planeada para no antes de 2024.

Sonda Luna 25 (NPO Lávochkin).

Luna 25 o Luna-Glob tendrá una masa de 1540 kg, de los cuales 30 kg corresponderán a los instrumentos científicos. Despegará mediante un lanzador Soyuz-2-1b/Fregat desde Baikonur. Tras realizar un viaje de cinco días que incluirán dos maniobras de corrección, la sonda se colocará en una órbita polar y circular de cien kilómetros de altura alrededor de la Luna. Tras otro encendido se situará en una órbita de 18 x 100 kilómetros. El tiempo total en órbita lunar será de entre 4 y 7 días. Posteriormente la sonda encenderá su motor principal a 18 kilómetros de altura para comenzar la fase de aterrizaje. El motor será capaz de generar un empuje de entre 400 y 480 kgf. A 2100 metros de altura la sonda habrá eliminado su velocidad horizontal y descenderá verticalmente con el motor apagado para dar tiempo al rdar Doppler a adquirir la altura y velocidad precisas. A 700 metros el motor se volverá a encender a la máxima potencia para frenar la velocidad del vehículo y a unos 20 metros se apagará y se usarán dos pequeños motores de 60 kg de empuje cada uno de cara a garantizar un aterrizaje suave —con una velocidad entre 1,5 y 3 m/s— sobre el polo sur de la Luna.

Fases de la misión Luna 25 a la Luna (NPO Lávochkin).

Fase de descenso de la Luna25 (NPO Lávochkin).

Configuración de lanzamiento (NPO Lávochkin).

La zona de aterrizaje no puede tener una inclinación superior a 7º, pero el alunizaje no será de alta precisión, como por ejemplo el de la sonda china Chang’e 3, por lo que las tres zonas de descenso elegidas son bastante planas. Además, al alunizar cerca del polo sur el Sol no se elevará sobre el horizonte más de 16,3º, motivo por el cual los cinco paneles solares —de 740 x 1220 mm cada uno, con una superficie total de 4,5 metros cuadrados— están situados en los laterales del vehículo. Estos paneles generarán una potencia de unos 530 vatios.

Partes de Luna 25 (NPO Lávochkin).

Tren de aterrizaje de Luna 25 (NPO Lávochkin).

Durante el primer día lunar la Luna 25 debe recoger muestras del regolito con un pequeño brazo manipulador y, por supuesto, tomará fotografías de la superficie. Pero para sobrevivir a la noche lunar, de dos semanas de duración, Luna 25 incorporará un pequeño generador de radioisótopos (RTG en inglés o RITEG en ruso) de plutonio 238 para garantizar que las temperaturas no desciendan demasiado. Este RTG tendrá una potencia térmica de 125-145 vatios y 6,5 vatios de potencia eléctrica, por lo que podrá generar un voltaje de unos 3 voltios, suficiente para mantener la aviónica a la temperatura adecuada. Este RTG está basado en los empleados en la malograda misión Mars 96.

RTG de Luna 25 (NPO Lávochkin).

Los instrumentos principales de la sonda son STS-L (la cámara principal, con capacidad estereoscópica), ADRON-LR (un detector de neutrones para estudiar el regolito), ARIES-L (para estudiar los iones que proceden del regolito debido a la interacción con el viento solar), LAZMA-LR (para el estudio de las muestras lunares recogidas por el brazo), LIS-TV-RPM (una cámara instalada en el brazo para ver el regolito en alta resolución), PmL (para estudiar la composición del polvo lunar y los campos eléctricos alrededor de la sonda), LINA-EKSAN (para el estudio de la exosfera lunar) y TERMO-L (para estudiar las propiedades térmicas del regolito), además de un retrorreflector láser para medir con precisión la distancia a la Luna.

Carga científica de Luna 25 (NPO Lávochkin).

En cuanto al resto de misiones, también han sufrido varias modificaciones estos últimos años. Luna 26 (Luna-Resurs 1) ha cambiado significativamente su diseño, aunque su misión sigue siendo la misma: cartografiar desde la órbita la composición mineral de la Luna y buscar rastros del hielo de los polos. Luna 26 será una sonda de 2200 kg con 160 kg de instrumentos. Por su parte, Luna 27 será similar a Luna 25, pero más pesada (2150 kg) y con más carga científica (130 kg), y además incorporará un sistema de aterrizaje de alta precisión. La estrella de la misión será el taladro capaz de perforar el suelo lunar del polo sur hasta una profundidad de dos metros para analizar su composición, aunque la sonda también estudiará el interior lunar mediante sismógrafos. La misión de retorno de muestras Luna 28, que aún no ha sido aprobada oficialmente, tendrá una masa superior a las tres toneladas y conservará las muestras a muy bajas temperaturas. Curiosamente, la propuesta de misión Luna 28, que debía llevar un Lunojod, a desaparecido del radar.

Nuevo diseño de la sonda Luna 26 (NPO Lávochkin).

Sonda Luna 27 (NPO Lávochkin).

Sonda Luna 28 de retorno de muestras (NPO Lávochkin).

Va a resultar complicado que Rusia saque adelante estas misiones en solitario, especialmente si persiste la actual situación económica y no sale adelante la colaboración con la ESA. Pero en cualquier caso se trata de un plan bastante racional y asequible. Rusia se juega mucho con la misión Luna 25 de cara a recuperar su puesto entre los países que cuentan con un programa de exploración planetaria independiente.

Modelo de la Luna 25 unida a la etapa Fregat (NPO Lávochkin).