martes, 11 de agosto del 2020 Fecha
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¡La curiosidad! Nos lleva al conocimiento de las cosas

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Queriendo saber    ~    Comentarios Comments (2)

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 Hacia 1.900 se sabía que el átomo no era una partícula simple e indivisible, como predijo Demócrito, pues contenía, al menos, un corpúsculo subatómico: el electrón, cuyo descubridor fue J. J. Thomson, el cual supuso que los electrones se arracimaban como uvas en el cuerpo principal del átomo de carga positiva que era el núcleo descubierto por Rutherford.

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Poco tiempo después resultó evidente que existían otras subpartículas en el interior del átomo. Cuando Becquerel descubrió la radiactividad, identificó como emanaciones constituidas por electrones algunas de las radiaciones emitidas por sustancias radiactivas. Pero también quedaron al descubierto otras emisiones. Los Curie en Francia y Ernest Rutherford en Inglaterra detectaron una emisión bastante menos penetrante que el flujo electrónico. Rutherford la llamó rayos alfa, y denominó rayos beta a la emisión de electrones.

 

Los electrones volantes constitutivos de esta última radiación son, individualmente, partículas beta. Así mismo, se descubrió que los rayos alfa estaban formados por partículas, que fueron llamadas partículas alfa. Como ya sabemos, alfa y beta son las primeras letras del alfabeto griego y se escriben con los gráficos α y β.

 

Entretanto, el químico francés Paul Ulrico Villard descubría una tercera forma de emisión radiactiva, a la que dio el nombre de rayos gamma, es decir, la tercera letra del alfabeto griego (γ). Pronto se identificó como una radiación análoga a los rayos X, aunque de menor longitud de onda.

Mediante sus experimentos, Rutherford comprobó que un campo magnético desviaba las partículas alfacon mucho menos fuerza que las partículas beta. Por añadidura, las desviaba en dirección opuesta, lo cual significaba que la partícula alfa tenía una carga positiva, es decir, contraria a la negativa del electrón. La intensidad de tal desviación permitió calcular que la partícula alfa tenía como mínimo una masa dos veces mayor que la del hidrogenión, cuya carga positiva era la más pequeña conocida hasta entonces.

 

En 1.909, Rutherford pudo aislar las partículas alfa. Puso material radiactivo en un tubo de vidrio fino rodeado por vidrio grueso, e hizo el vacío entre ambas superficies. Las partículas alfa pudieron atravesar la pared fina, pero no la gruesa, lo que dio lugar a que las partículas quedaran aprisionadas entre ambas, y Rutherford recurrió entonces a la descarga eléctrica para excitar las partículas alfa, hasta llevarlas a la incandescencia. Entonces mostraron los rayos espectrales del helio.

 

Hay pruebas de que laspartículas alfa producidas por sustancias radiactivas en el suelo constituyen el origen del helio en los pozos de gas natural. Si la partícula alfa es helio, su masa debe ser cuatro veces mayor que la del hidrógeno. Ello significa que la carga positiva de éste último equivale a dos unidades, tomando como unidad la carga del hidrogenión.

 deflexion_particulas_por_campo_magnetico

Más tarde, Rutherford identificó otra partícula positiva en el átomo. A decir verdad, había sido detectada y reconocida ya muchos años antes. En 1.886, el físico alemán Eugen Goldstein, empleando un tubo catódico con un cátodo perforado, descubrió una nueva radiación que fluía por los orificios del cátodo en dirección opuesta a la de los rayos catódicos. La denominó rayos canales.

 

Part of Astronomy that study physical and chemical characteristics of heavenly bodies. Astrophysics is the most important part of Astronomy at the present time owing to advance of modern physics. Doppler- Fizeau´s effect, Zeeman´s effect, quantum theories and thermonuclear reactions applied to study of heavenly bodies have permitted to discover the solar magnetic field, study stellar radiations and their processes of nuclear fusion, and determine radial velocity of stars, etc. Electromagnetic radiation of heavenly bodies permits to make spectrum analysis of themselves, and they are the principal fountain of information in this part of Astronomy

En 1.902, esta radiación sirvió para detectar por vez primera el efecto Doppler-Fizeau respecto a las ondas luminosas de origen terrestre. El físico alemán de nombre Johannes Stara orientó un espectroscopio de tal forma que los rayos cayeron sobre éste, revelando la desviación hacia el violeta. Por estos trabajos se le otorgó el premio Nobel de Física en 1.919.

Puesto que los rayos canales se mueven en dirección opuesta a los rayos catódicos de carga negativa, Thomson propuso que se diera a esta radiación el nombre de rayos positivos. Entonces se comprobó que las partículas de rayos positivos podían atravesar fácilmente la materia. De aquí que fuesen considerados, por su volumen, mucho más pequeños que los iones corrientes o átomos. La desviación determinada, en su caso, por un campo magnético, puso de relieve que la más ínfima de estas partículas tenía carga y masa similares a los del hidrogenión, suponiendo que este ión contuviese la misma unidad posible de carga positiva.

 

Por consiguiente se dedujo que la partícula del rayo positivo era la partícula positiva elemental, o sea, el elemento contrapuesto al electrón; Rutherford lo llamó protón (del neutro griego proton, “lo primero”).

Desde luego, el protón y el electrón llevan cargas eléctricas iguales, aunque opuestas; ahora bien, la masa del protón, referida al electrón, es 1.836 veces mayor (como señalo en el gráfico anterior).

Parecía probable pues que el átomo estuviese compuesto por protones y electrones, cuyas cargas se equilibraran entre sí. También parecía claro que los protones se hallaban en el interior del átomo y no se desprendían, como ocurría fácilmente con los electrones. Pero entonces se planteó el gran interrogante: ¿cuál era la estructura de esas partículas en el átomo?

El núcleo atómico

 

El propio Rutherford empezó a vislumbrar la respuesta. Entre 1.906 y 1.908 (hace ahora un siglo) realizó constantes experimentos disparando partículas alfa contra una lámina sutil de metal (como oro o platino), para analizar sus átomos. La mayor parte de los proyectiles atravesaron la barrera sin desviarse (como balas a través de las hojas de un árbol), pero no todos. En la placa fotográfica que le sirvió de blanco tras el metal, Rutherford descubrió varios impactos dispersos e insospechados alrededor del punto central. Comprobó que algunas partículas habían rebotado. Era como si en vez de atravesar las hojas, algunos proyectiles hubiesen chocado contra algo más sólido. Rutherford supuso que aquella “balas” habían chocado contra una especie de núcleo denso, que ocupaba sólo una parte mínima del volumen atómico y ese núcleo de intensa densidad desviaban los proyectiles que acertaban a chocar contra él. Ello ocurría en muy raras ocasiones, lo cual demostraba que los núcleos atómicos debían ser realmente ínfimos, porque un proyectil había de encontrar por fuerza muchos millones de átomos al atravesar la lámina metálica.

 

Era lógico suponer, pues, que los protones constituían ese núcleo duro. Rutherford representó los protones atómicos como elementos apiñados alrededor de un minúsculo “núcleo atómico” que servía de centro (después de todo eso, hemos podido saber que el diámetro de ese núcleo equivale a algo más de una cienmilésima del volumen total del átomo).

En 1.908 se concedió a Rutherford el premio Nobel de Química por su extraordinaria labor de investigación sobre la naturaleza de la materia. Él fue el responsable de importantes descubrimientos que permitieron conocer la estructura de los átomos en esa primera avanzadilla.

Resultado de imagen de El átomo de Hidrógeno

Desde entonces se pueden describir con términos más concretos los átomos específicos y sus diversos comportamientos. Por ejemplo, el átomo de hidrógeno posee un solo electrón. Si se elimina, el protónrestante se asocia inmediatamente a alguna molécula vecina; y cuando el núcleo desnudo de hidrógeno no encuentra por este medio un electrón que participe, actúa como un protón (es decir, una partícula subatómica), lo cual le permite penetrar en la materia y reaccionar con otros núcleos si conserva la suficiente energía.

El helio, que posee dos electrones, no cede uno con tanta facilidad. Sus dos electrones forman un caparazón hermético, por lo cual el átomo es inerte. No obstante, si se despoja al helio de ambos electrones, se convierte en una partícula alfa, es decir, una partícula subatómica portadora de dos unidades de carga positiva.

             Con tres electrones, el litio es el elemento sólido más ligero

Resultado de imagen de El átomo de Litio

                                                                      Gota de agua con el átomo de Litio

Hay un tercer elemento, el litio, cuyo átomo tiene tres electrones. Si se despoja de uno o dos, se transforma en ión, y si pierde los tres, queda reducida a un núcleo desnudo, con una carga positiva de tres unidades.

Las unidades de carga positiva en el núcleo atómico deben ser numéricamente idénticas a los electronesque contiene por norma, pues el átomo suele ser un cuerpo neutro, y esta igualdad de lo positivo con lo negativo es el equilibrio. De hecho, los números atómicos de sus elementos se basan en sus unidades de carga positiva, no en las de carga negativa, porque resulta fácil hacer variar el número de electronesatómicos dentro de la formación iónica, pero en cambio se encuentran grandes dificultades si se desea alterar el número de sus protones.

Apenas esbozado este esquema de la construcción atómica, surgieron nuevos enigmas. El número de unidades con carga positiva en un núcleo no equilibró, en ningún caso, el peso nuclear ni la masa, exceptuando el caso del átomo de hidrógeno. Para citar un ejemplo, se averiguó que el núcleo de helio tenía una carga positiva dos veces mayor que la del núcleo de hidrógeno; pero como ya se sabía, su masa era cuatro veces mayor que la de este último. Y la situación empeoró progresivamente a medida que se descendía por la tabla de elementos, e incluso cuando se alcanzó el uranio, se encontró un núcleo con una masa igual a 238 protones, pero una carga que equivalía sólo a 92.

 

¿Cómo era posible que un núcleo que contenía cuatro protones (según se suponía el núcleo de helio) tuviera sólo dos unidades de carga positiva? Según la más simple y primera conjetura emitida, la presencia en el núcleo de partículas cargadas negativamente y con peso despreciable neutralizaba dos unidades de carga. Como es natural, se pensó también en el electrón. Se podría componer el rompecabezas si se suponía que en núcleo de helio estaba integrado por cuatro protones y dos electronesneutralizadores, lo cual deja libre una carga positiva neta de dos, y así sucesivamente, hasta llegar al uranio, cuyo núcleo tendría, pues, 238 protones y 146 electrones, con 92 unidades libres de carga positiva. El hecho de que los núcleos radiactivos emitieran electrones (según se había comprobado ya, por ejemplo, en el caso de las partículas beta), reforzó esta idea general. Dicha teoría prevaleció durante más de una década, hasta que por caminos indirectos, llegó una respuesta mejor como resultado de otras investigaciones.

 

Pero entre tanto se habían presentado algunas objeciones rigurosas contra dicha hipótesis. Por lo pronto, si el núcleo estaba constituido esencialmente de protones, mientras que los ligeros electrones no aportaban prácticamente ninguna contribución a la masa, ¿cómo se explicaba que las masas relativas de varios núcleos no estuvieran representadas por número enteros? Según los pesos atómicos conocidos, el núcleo del átomo cloro, por ejemplo, tenía una masa 35’5 veces mayor que la del núcleo de hidrógeno. ¿Acaso significaba esto que contenía 35’5 protones? Ningún científico (ni entonces ni ahora) podía aceptar la existencia de medio protón.

Este singular interrogante encontró una respuesta incluso antes de solventar el problema principal, y ello dio lugar a una interesante historia.

Isótopos; construcción de bloques uniforme,

Allá por 1.816, el físico inglés William Prout había insinuado ya que el átomo de hidrógeno debía entrar en la constitución de todos los átomos. Con el tiempo se fueron desvelando los pesos atómicos, y la teoría de Prout quedó arrinconada, pues se comprobó que muchos elementos tenían pesos fraccionarios (para lo cual se tomó el oxígeno, tipificado al 16). El cloro, según dije antes, tiene un peso atómico aproximado de 35’5, o para ser exactos, 35’457. otros ejemplos son el antimonio, con un peso atómico de 121’75, el galio con 137’34, el boro con 10’811 y el cadmio con 112’40.

 

Hacia principios de siglo se hizo una serie de observaciones desconcertantes, que condujeron al esclarecimiento. El inglés William Crookes (el del tubo Crookes) logró disociar del uranio una sustancia cuya ínfima cantidad resultó ser mucho más radiactiva que el propio uranio. Apoyándose en su experimento, afirmó que el uranio no tenía radiactividad, y que ésta procedía exclusivamente de dicha impureza, que él denominó uranio X. Por otra parte, Henri Becquerel descubrió que el uranio purificado y ligeramente radiactivo adquiría mayor radiactividad con el tiempo, por causas desconocidas. Si se deja reposar durante algún tiempo, se podía extraer de él repetidas veces uranio activo X. Para decirlo de otra manera, por su propia radiactividad, el uranio se convertía en el uranio X, más radiactivo aún.

Por entonces, Rutherford, a su vez, separó del torio un torio X muy radiactivo, y comprobó también que el torio seguía produciendo más torio X. Hacia aquellas fechas se sabía ya que el más famoso de los elementos radiactivos, el radio, emitía un gas radiactivo, denominado radón. Por tanto, Rutherford y su ayudante, el químico Frederick Soddy, dedujeron que durante la emisión de sus partículas los átomos radiactivos se transformaron en otras variedades de átomos radiactivos.

El material radiactivo llega a producir mutaciones.

Resultado de imagen de El material radiactivo llega a producir mutaciones. en los seres vivos

La exposición a material radioactivo tras el desastre de Fukushima causó mutaciones en las mariposas de Japón, según un nuevo estudio.

Varios químicos que investigaron tales transformaciones lograron obtener un surtido muy variado de nuevas sustancias, a las que dieron nombres tales como radio Aradio Bmesotorio Imesotorio II y actinio C. Luego los agruparon todos en tres series, de acuerdo con sus historiales atómicos. Una serie se originó del uranio disociado; otra del torio, y la tercera del actinio (si bien más tarde se encontró un predecesor del actinio, llamado protactinio).

En total se identificaron unos cuarenta miembros de esas series, y cada uno se distinguió por su peculiar esquema de radiación. Pero los productos finales de las tres series fueron idénticos: en último término, todas las cadenas de sustancias conducían al mismo elemento, el plomo.

Ahora bien, esas cuarenta sustancias no podían ser, sin excepción, elementos disociados. Entre el uranio (92) y el plomo (82) había sólo diez lugares en la tabla periódica, y todos ellos, salvo dos, pertenecían a elementos conocidos.

 

       Hay que huir de los desechos radiactivos que causan la actividad del hombre

En realidad, los químicos descubrieron que aunque las sustancias diferían entre sí por su radiactividad, algunas tenían propiedades químicas idénticas. Por ejemplo, ya en 1.907 los químicos americanos Herbert Newby McCoy y W. H. Ross descubrieron que el radiotorio (uno entre los varios productos de la desintegración del torio) mostraba el mismo comportamiento químico que el torio, y el radio D, el mismo que el plomo, tanto que a veces era llamado radioplomo. De todo lo cual se infirió que tales sustancias eran en realidad variedades de mismo elemento: el radiotorio, una forma de torio; el radioplomo, un miembro de una familia de plomos; y así sucesivamente.

 

En 1.913, Soddy esclareció esta idea y le dio más amplitud. Demostró que cuando un átomo emitía una partícula alfa, se transformaba en un elemento que ocupaba dos lugares más abajo en la lista de elementos, y que cuando emitía una partícula beta, ocupaba, después de su transformación, el lugar inmediatamente superior. Con arreglo a tal norma, el radiotorio descendía en la tabla hasta el lugar del torio, y lo mismo ocurría con las sustancias denominadas uranio X y uranio Y, es decir, que los tres serían variedades del elemento 90. Así mismo, el radio D, el radio B, el torio B y el actinio B compartirían el lugar del plomo como variedades del elemento 82.

 

Soddy dio el nombre de isótopos (del griego iso y topos, “el mismo lugar”) a todos los miembros de una familia de sustancias que ocupaban el mismo lugar en la tabla periódica. En 1.921 se le concedió el premio Nobel de Química.

El modelo protón-electrón del núcleo concordó perfectamente con la teoría de Soddy sobre los isótopos. Al retirar una partícula alfa de un núcleo, se reducía en dos unidades la carga positiva de dicho núcleo, exactamente lo que necesitaba para bajar dos lugares en la tabla periódica. Por otra parte, cuando el núcleo expulsaba un electrón (partícula beta), quedaba sin neutralizar un protón adicional, y ello incrementaba en una unidad la carga positiva del núcleo, lo cual era como agregar una unidad al número atómico, y por tanto, el elemento pasaba a ocupar la posición inmediatamente superior en la tabla periódica de los elementos. ¡Maravilloso!

Resultado de imagen de La desintegración del Torio en Radiotorio

¿Cómo se explica que cuando el torio se descompone en radiotorio después de sufrir no una, sino tres desintegraciones, el producto siga siendo torio? Pues bien, en este proceso el átomo de torio pierde una partícula alfa, luego una partícula beta, y más tarde una segunda partícula beta. Si aceptamos la teoría sobre el bloque constitutivo de los protones, ello significa que el átomo ha perdido cuatro electrones (dos de ellos contenidos presuntamente en la partícula alfa) y cuatro protones. (La situación actual difiere bastante de este cuadro, aunque en cierto modo, esto no afecta al resultado).

El núcleo de torio constaba inicialmente (según se suponía) de 232 protones y 142 electrones. Al haber perdido cuatro protones y otros cuatro electrones, quedaba reducido a 228 protones y 138 electrones. No obstante, conservaba todavía el número atómico 90, es decir, el mismo de antes.

 

                                                                    El torio en estado natural

Así pues, el radiotorio, a semejanza del torio, posee 90 electrones planetarios, que giran alrededor del núcleo. Puesto que las propiedades químicas de un átomo están sujetas al número de sus electronesplanetarios, el torio y el radiotorio tienen el mismo comportamiento químico, sea cual fuere su diferencia en peso atómico (232 y 228 respectivamente).

Los isótopos de un elemento se identifican por su peso atómico, o número másico. Así, el torio corriente se denomina torio 232, y el radiotorio, torio 228. Los isótopos radiactivos del plomo se distinguen también por estas denominaciones: plomo 210 (radio D), plomo 214 (radio B), plomo 212 (torio B) y plomo 211 (actinio B).

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.. y como el isótopo no es estable y se va desintegrando con lo que su proporción en el total de átomos de carbono contenidos en los restos disminuye.

Se descubrió que la noción de isótopo podía aplicarse indistintamente tanto a los elementos estables como a los radiactivos. Por ejemplo, se comprobó que las tres series radiactivas anteriormente mencionadas terminaban en tres formas distintas de plomo. La serie del uranio acababa en plomo 206, la del torio en plomo 208 y la del actinio en plomo 207. cada uno de estos era un isótopo estable y corriente del plomo, pero los tres plomos diferían por su peso atómico.

Mediante un dispositivo inventado por cierto ayudante de J. J. Thomson, llamado Francis William Aston, se demostró la existencia de los isótopos estables. En 1.919, Thomson, empleando la versión primitiva de aquel artilugio, demostró que el neón estaba constituido por dos variedades de átomos: una cuyo número de masa era 20, y otra con 22. El neón 20 era el isótopo común; el neón 22 lo acompañaba en la proporción de un átomo cada diez. Más tarde se descubrió un tercer isótopo, el neón 21, cuyo porcentaje en el neón atmosférico era de un átomo por cada 400.

Resultado de imagen de Isótopos radiactivos

                                                                                           distintos isótopos

Entonces fue posible, al fin, razonar el peso atómico fraccionario de los elementos. El peso atómico del neón (20, 183) representaba el peso conjunto de los tres isótopos, de pesos diferentes, que integraban el elemento en su estado natural. Cada átomo individual tenía un número másico entero, pero el promedio de sus masas (el peso atómico) era un número fraccionario.

Aston procedió a mostrar que varios elementos estables comunes eran, en realidad, mezclas de isótopos. Descubrió que el cloro, con un peso atómico fraccionario de 35’453, estaba constituido por el cloro 35 y el cloro 37, en la proporción de cuatro a uno. En 1.922 se le otorgó el premio Nobel de Química.

En el discurso pronunciado al recibir el premio, Aston predijo la posibilidad de aprovechar la energía almacenada en el núcleo atómico, vislumbrando ya las futuras y nefastas bombas y centrales nucleares. Allá por 1.935, el físico canadiense Arthur Jeffrey Dempster empleó el instrumento de Aston para avanzar sensiblemente en esa dirección; demostró que 993 de cada 1.000 átomos de uranio eran de uranio 238 (no válido para combustible nuclear). Y muy pronto se haría evidente el profundo significado de tal descubrimiento.

 

Sí, sólo el 7 por 1000 del uranio existente en la Tierra, es combustible nuclear, es decir, Uranio 235. El resto, es Uranio 238 que hay que reciclarlo en un Acelerador Generador para convertirlo en Plutonio 239 que nos sirva como combustible nuclaer de fisión.

Así, después de estar siguiendo huellas falsas durantes un siglo, se reivindicó definitivamente la teoría de Prout. Los elementos estaban constituidos por bloques estructurales uniformes; si no átomos de hidrógeno, sí, por lo menos, unidades con masa de hidrógeno.

¿Qué no será capaz de inventar el hombre para descubrir los misterios de la naturaleza?

emilio silvera

Recordemos la Misión Cassini-Huygens

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Descubrir y aprender    ~    Comentarios Comments (0)

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La misión Cassini servirá (ha servido) para responder a preguntas fundamentales sobre la evolución de los planetas a través de un amplio estudio de Saturno, su famoso sistema de anillos, su magnetosfera, del satélite Titán y otras lunas heladas.

Ahora, después de una gran travesía y unos magníficos resultados de obtención de datos, ha llegado a su final, podríamos decir que glorioso, después de habernos hecho más sabios sobre cosas que no conocíamos.

El sistema de Saturno representa un laboratorio sin igual en donde los científicos pueden buscar respuestas a muchas de las preguntas fundamentales sobre la física, química y evolución de los planetas, así como las condiciones en las que tuvo lugar el nacimiento de la vida.

Diseño de la misión Cassini-Huygens-Crédito: ESA

                                Diseño de la misión Cassini-Huygens-Crédito: ESA

Saturno puede contener una buena parte de la nube de gases primordiales no atrapados por el Sol. Con 31 lunas conocidas y un sistema de anillos que apenas podría caber entre la Tierra y la Luna, Saturno puede considerarse el equivalente a un sistema solar en miniatura. Se piensa que su mayor satélite natural, Titán, puede poseer compuestos orgánicos, los cuales podrían ser importantes para la química que dio lugar a la vida en la Tierra. Aunque es muy fría para poder albergar la vida, Titán puede ser un congelador que nos muestre cómo la Tierra podría haber sido en el pasado.

Cassini será el primer orbitador en torno a Saturno y llevará a cabo un extenso tour de cuatro años de este mundo anillado. Seis meses después de su llegada al planeta, Cassini eyectará su sonda Huygens, la cual descenderá a través de la espesa atmósfera de Titán. Este vehículo podría impactar en lo que parece ser un océano líquido de metano.


Lanzamiento

El viaje de Cassini hacia Saturno comenzó el 15 de octubre de 1997, cuando un cohete Titán IVB/Centaur la lanzó desde la Estación de la Fuerza Aerea de Cabo Cañaveral (Florida). La etapa superior del lanzador aceleró la sonda fuera de la órbita terrestre hacia Venus, para llevar a cabo la primera de las cuatro asistencias gravitacionales diseñadas para impulsar el vehículo hacia Saturno. En un encuentro de este tipo, la sonda vuela cerca del planeta para ser acelerado por su gravedad, creando un “efecto honda” que hace incrementar la velocidad de la nave.

Sobrevuelos a Venus, la Tierra y Júpiter

La masa de la sonda Cassini es tan grande que no fue posible emplear un vehículo de lanzamiento que la dirigiese directamente a Saturno. Para alcanzar este planeta fueron necesarias cuatro asistencias gravitacionales; de esta forma, Cassini empleó una trayectoria interplanetaria que la llevaría a Venus en dos ocasiones, posteriormente hacia la Tierra y después hacia Júpiter. Después de sobrevolar Venus en dos ocasiones a una altitud de 284 Km, el 26 de abril de 1998 y a 600 Km, el 24 de junio de 1999, el vehículo se aproximó a la Tierra, acercándose a 1171 Km de su superficie el 18 de agosto de 1999. Gracias a estas tres asistencias gravitacionales, Cassini adquirió el momento suficiente para dirigirse al Sistema Solar externo. La cuarta y última asistencia se llevaría a cabo en Júpiter, el 30 de diciembre de 2000, sobrevolándolo a una distancia de 9.723.890 Km, e impulsándose hacia Saturno.


Fase de crucero

Cassini llevó a cabo un plan de vuelo de baja actividad durante el cual sólo se realizaron las actividades de navegación e ingeniería imprescindibles, como maniobras de chequeo o corrección de trayectoria. Los instrumentos científicos fueron desconectados permanentemente, salvo en el transcurso de unas pocas actividades de mantenimiento. Éstas incluían sólo un chequeo de todo su instrumental científico cuando la sonda se hallaba cerca de la Tierra, así como la calibración del magnetómetro. Las comprobaciones sobre el estado de la sonda Huygens se llevaron a cabo cada seis meses, mientras que las observaciones científicas se realizaron cuando el vehículo se aproximó a Venus, la Tierra y Júpiter.

El sobrevuelo de Júpiter significó una buena oportunidad para las sondas Cassini y Galileo de cara a estudiar varios aspectos de este planeta y su medio circundante desde octubre de 2000 hasta marzo de 2001, es decir, antes, durante y después de la máxima aproximación a Júpiter, el 30 de diciembre de 2000. Las observaciones científicas contaron con la ventaja de disponer de dos sondas espaciales en las cercanías del planeta al mismo tiempo. Algunos de los objetivos llevados a cabo conjuntamente por la Cassini y la Galileo incluyeron el estudio de la magnetosfera y los efectos del viento solar en ésta, así como la obtención de datos sobre las auroras en Júpiter.

Durante este sobrevuelo, la mayor parte de los instrumentos del orbitador Cassini fueron conectados, calibrados y trabajaron recogiendo información. Este estudio conjunto sirvió como buena práctica para comprobar el funcionamiento del instrumental de la sonda tres años antes de su llegada a Saturno.

Llegada a Saturno

Después de un viaje de casi siete años y más de 3500 millones de kilómetros recorridos, la sonda Cassini llegará a Saturno el día 1 de julio de 2004.

La fase más crítica de la misión –además del lanzamiento– es la inserción orbital del vehículo en torno al planeta. Cuando el vehículo alcance el planeta, la sonda pondrá en marcha su motor principal durante 96 minutos a las 04:36 T.U., con la finalidad de reducir su velocidad y permitir que la gravedad de Saturno la capture como un satélite del planeta. Atravesando el hueco entre los anillos F y G, Cassini se aproximará al planeta para iniciar así la primera de sus 76 órbitas que completará durante su misión principal de cuatro años.

Los responsables de la misión se han basado en la información sobre la densidad y localización del material entre los anillos para diseñar la trayectoria más apropiada y segura para la Cassini. La sonda se dispondrá orientada de tal forma que emplee su antena de alta ganancia como escudo para proporcionar la máxima protección contra cualquier pequeña partícula presente en esa región concreta de los anillos.

Esta geometría de llegada proporciona además una oportunidad única para observar los anillos de Saturno y el propio planeta y constituye el máximo acercamiento que la sonda realizará durante su misión.


La misión de la sonda Huygens

Resultado de imagen de La sonda Huygens

El pasado 14 de enero de 2013 se cumplieron ocho años del aterrizaje de la sonda de exploración Huygens sobre Titán, el mayor de los satélites de Saturno. Se trataba del primer aterrizaje de un cuerpo en el Sistema Solar exterior y ahora, gracias a los datos enviados por la sonda, hemos podido recrear cómo fueron estos momentos.

Teniendo en cuenta la posición del Sol, la dirección del viento, la dinámica del aterrizaje y el comportamiento del paracaídas de descenso en la Agencia Espacial Europea (ESA) han conseguido reproducir fidedignamente cómo fue el aterrizaje de Huygens en Titán.

La sonda Huygens viajó junto a la Cassini hacia Saturno. Anclada a ésta y alimentada eléctricamente por un cable umbilical, Huygens ha permanecido durante el viaje de siete años en modo inactivo, sólo puesta en marcha cada seis meses para realizar chequeos de tres horas de duración de su instrumental y de sus sistemas ingenieriles.

 Unos 20 días antes de alcanzar la atmósfera alta de Titán, Huygens será eyectada por Cassini. Esto ocurrirá el 24 de diciembre de 2004. Tras cortar su cable umbilical y abrir sus anclajes, Huygens se separará de su nave madre y volará en solitario hacia Titán, con una trayectoria balística, girando a 7 revoluciones por minuto para estabilizarse. Varios temporizadores automáticos conectarán los sistemas de la sonda espacial antes de que ésta alcance la atmósfera superior de Titán.

Dos días después de la eyección de la sonda, Cassini realizará una maniobra de desviación, de manera que ésta pueda seguir a la Huygens cuando penetre en la atmósfera de Titán. Esta maniobra servirá también para establecer la geometría requerida entre el orbitador con Huygens, así como las comunicaciones de radio durante el descenso.

Huygens porta dos transmisores de microondas en la banda S y dos antenas, las cuales enviarán simultáneamente la información recogida hacia el orbitador Cassini. Una de ellas emitirá con un retraso de seis segundos respecto a la otra, para evitar cualquier pérdida de información si tuviesen lugar problemas con las comunicaciones.

El descenso de Huygens tendrá lugar el 15 de enero de 2005. La sonda entrará en la atmósfera de Titán a una velocidad de 20.000 Km/h. Este vehículo ha sido diseñado tanto para soportar el extremo frío del espacio (temperaturas de –200°C) como el intenso calor que se encontrará durante su entrada atmosférica (más de 12000°C).

Los paracaídas que transporta Huygens frenarán más la sonda, de tal modo que ésta pueda llevar a cabo un amplio programa de observaciones científicas al tiempo que desciende hacia la superficie de Titán. Cuando la velocidad de la sonda haya descendido hasta los 1400 Km/h, se desprenderá su cubierta mediante un paracaídas piloto. Acto seguido se desplegará otro paracaídas de 8.3 metros de diámetro que frenará aún más el vehículo, permitiendo la eyección del decelerador y del escudo térmico.

Durante la primera parte del descenso, el trabajo de los instrumentos situados a bordo de la sonda Huygens será dirigido por un sistema temporizador, pero en los últimos 10 a 20 Km, será un altímetro radar quien medirá la altura a la que se encuentra el vehículo y controlará el instrumental científico.

Durante el descenso, el instrumento de estructura atmosférica de Huygens medirá las propiedades físicas de la atmósfera. El cromatógrafo de gases y el espectrómetro de masas determinarán la composición química de la atmósfera en función de la altitud. El colector de aerosoles y el pirolizador capturarán partículas de aerosol –las finas partículas líquidas o sólidas suspendidas en la atmósfera–, las calentará y enviará el vapor resultante al espectrómetro y el cromatógrafo para su análisis.

El sistema de imagen de descenso y el radiómetro espectral trabajarán en la toma de imágenes de formaciones nubosas y de la superficie de Titán, determinando además la visibilidad en la atmósfera de este mundo. Según se vaya aproximando a la superficie, el instrumento encenderá un sistema de iluminación brillante que para medir la reflectividad superficial. Paralelamente a ello, la señal emitida por la sonda Huygens será recogida por el experimento Doppler de la Cassini, con lo cual se podrán determinar los vientos, ráfagas y turbulencias de la atmósfera. Cuando la sonda sea empujada por el viento, la frecuencia de su señal de radio variará ligeramente –en lo que se conoce como efecto Doppler, similar a la variación de la frecuencia del silbido de un tren que percibimos cuando éste pasa por delante de nosotros. Estos cambios en la frecuencia se emplearán para deducir la velocidad del viento que ha experimentado la sonda.

Los sistemas de ciencia superficial de la Huygens harán impacto contra la superficie de Titán a unos 25 Km/h. La duda más importante al respecto es si el aterrizaje tendrá lugar en una superficie sólida o líquida. Si tuviese lugar en un líquido, los instrumentos de la sonda espacial medirían sus propiedades mientras ésta flota durante pocos minutos.

Si el aterrizaje fuese sobre etano líquido, no sería posible retornar datos durante mucho tiempo, debido a la baja temperatura de dicha sustancia (cerca de –180°C), que impediría el funcionamiento de las baterías de la sonda. Además, si el etano entra en el compartimento con el instrumental científicos de la sonda, la radio tendría problemas para emitir su señal y posiblemente no funcionaría.

Asumiendo que la Huygens continúe enviando datos a la sonda Cassini desde la superficie de Titán, sólo sería capaz de hacerlo durante un máximo de 30 minutos, pues este es el tiempo para el cual se considera que la batería del vehículo dejaría de funcionar y además el orbitador Cassini desaparecería pronto sobre el horizonte visible desde Huygens.


El tour orbital

Tras la llegada y la inserción orbital, Cassini comenzará un viaje de al menos 76 órbitas por el sistema de Saturno, las cuales incluyen 52 encuentros cercanos con siete de los 31 satélites de este planeta. Las órbitas de Cassini en torno a Saturno serán ajustadas mediante asistencias gravitacionales con la luna Titán. Los sobrevuelos cercanos a este cuerpo permitirán una cartografía detallada con el sistema de radar de alta resolución, el cual es capaz de ver el terreno a través de la cobertera opaca de neblina de esta luna para producir mapas topográficos precisos de su superficie.

El tamaño de estas órbitas y su orientación relativa a Saturno y el Sol, así como su inclinación con respecto al ecuador de Saturno están definidos por varios requisitos científicos, que incluyen: la obtención de imágenes de radar de la superficie de Titán, los sobrevuelos de determinadas lunas de Saturno, las ocultaciones por los anillos del planeta y el cruce del plano de los anillos por la Cassini.

Este gráfico muestra el diseño general del tour orbital de la Cassini en torno a Saturno. Se trata de un conjunto de órbitas que la sonda recorrerá en unos 4 años y que incluyen, entre otros acercamientos, unos 40 sobrevuelos a Titán dentro de las 69 órbitas que Cassini recorrerá en torno a Saturno. Como referencia se muestran las órbitas de las lunas Titán y Japeto.

Cassini realizará al menos seis sobrevuelos cercanos de las lunas heladas de mayor interés del sistema de Saturno: Japeto, Encélado, Dione y Rhea. Las tomas obtenidas por las cámaras de alta resolución del vehículo durante estos sobrevuelos mostrarán detalles superficiales de pocos metros. Además, se llevarán a cabo otros 24 sobrevuelos lejanos de los satélites helados de Saturno (sin incluir a Titan), a distancias superiores a los 100.000 Km. La variación del ángulo de inclinación de las órbitas de la Cassini pemitirá realizar estudios tanto de las regiones polares como de la zona ecuatorial del planeta.

Titán será el objeto más investigado por Cassini. La sonda llevará a cabo 45 sobrevuelos a esta luna, a una distancia máxima de 950 Km sobre su superficie. Titán es la única luna de Saturno suficientemente grande para emplear su gravedad y modificar significativamente la órbita de la sonda. La navegación precisa y la elección de la trayectoria adecuada para los sobrevuelos de Titán serán los factores empleados para definir el tour orbital, del mismo modo que la misión Galileo realizó sus encuentros con los satélites galileanos de Júpiter para llevar a cabo su tour por el sistema joviano.


Fin de la misión principal

Pequeños mundos muy cercanos a nosotros y que nos podrían dar buenas sorpresas

La misión principal de la sonda Cassini finaliza el 30 de junio de 2008, cuatro años después de su llegada a Saturno y 33 días después de su último sobrevuelo a Titán, el cual tiene lugar el 28 de mayo de 2008. Este sobrevuelo está diseñado para posicionar a la sonda de cara a un nuevo acercamiento a dicho satélite el 31 de julio de 2008, ofreciendo la oportunidad de proceder con más sobrevuelos durante la misión extendida, si es que los recursos disponibles la permiten. No hay ningún factor en la misión principal que impida una misión extendida.


Operaciones durante la misión

Las comunicaciones con la sonda Cassini se realizarán empleando las grandes antenas de la Red de Estaciones para el Seguimiento en el Espacio Profundo. La sonda transmitirá y recibirá señal mediante su antena parabólica, empleando la banda X de microondas. La antena de alta ganancia será empleada además para los experimentos de radio y radar y también para recibir señales desde la Huygens.

Debido a que los instrumentos científicos de la Cassini se encuentran fijos y la sonda debe ser girada para apuntar éstos hacia sus objetivos, el vehículo será reorientado frecuentemente, par lo cual hará uso de unos mecanismos llamados “ruedas de reacción” o de los propios motores pequeños situados a bordo. Consecuentemente, la mayor parte de las observaciones científicas se llevarán a cabo sin el empleo de comunicaciones en tiempo real hacia la Tierra. Los datos serán almacenados en dos sistemas grabadores de estado sólido, cada uno de 2 gigabits de capacidad.

Cada uno de los instrumentos de la sonda Cassini funciona gracias a un microprocesador capaz de controlar el instrumento en cuestión y de almacenar o borrar los datos tomados. Los controladores en tierra trabajarán con la sonda mediante la combinación de algunas órdenes para administrar el nivel de recursos del sistema, así como con otras que serán ejecutadas directamente por los microprocesadores de cada instrumento científico individual. El calendario de actividad puede variar en diferentes ocasiones, de tal modo que los datos serán transmitidos a la Tierra o almacenados en los sistemas de grabación de estado sólido para su posterior envío. Los periodos de tiempo en los que la antena de la sonda apuntará hacia la Tierra durante el tour orbital han sido cuidadosamente definidos y diseñados por los responsables de la misión.

La Tierra y Titán, no parece que sean muy diferentes. Simplemente ocurre que, están situados en distintos tiempos de su evolución. La Tierra, ya pasó por la fase que hoy está presente en Titán.

Los controladores de la misión, equipos de ingenieros y de científicos monitorizarán la telemetría de la sonda y buscarán señales de cualquier anomalía en tiempo real. El equipo de operaciones de los sistemas de vuelo obtendrá los datos ingeniriles necesarios para determinar la salud, seguridad y funcionamiento de la sonda, procesando la telemetría para determinar y predecir la trayectoria del vehículo. La información será recibida habitualmente por la Red de Estaciones para el Seguimiento en el Espacio Profundo, realizándose el seguimiento diariamente, salvo en los casos en los que se emitan por radio aquellos datos tomados por el instrumental científico.

Objetivos científicos de la misión

Cassini tiene la misión de estudiar el planeta Saturno, así como entorno físico, sus anillos y lunas, haciendo especial énfasis en Titán. La sonda transporta un instrumental científico que ha sido elegido cuidadosamente por los científicos, de manera que éste pueda ser de utilidad para responder a las preguntas científicas más importante del sistema de Saturno. Los datos que éstos retornen serán analizados por un equipo de cerca de 260 investigadores de Europa y los EEUU.

A continuación se muestra una lista más específica de los objetivos científicos de la misión Cassini y Huygens:

Saturno

- Determinar el conjunto de temperaturas, las propiedades de las nubes y la composición de la atmósfera de Saturno.
- Medir el los vientos globales del planeta, incluyendo ondas y remolinos; llevar a cabo observaciones de las formas de las nubes y estudiar cómo crecen, evolucionan y se disipan.
- Determinar la estructura interna y rotación de la atmósfera profunda.
- Estudiar las variaciones diarias y la relación entre la ionosfera y el campo magnético del planeta.
- Determinar la composición, flujo de calor y medio de radiaciones presentes durante la formación y evolución de Saturno.
- Investigar las fuentes y la naturaleza de las tormentas eléctricas en Saturno.

Titán

Determinar la cantidad relativa de compuestos atmosféricos diferentes, los escenarios más aproximados para la formación y evolución de Titán y de su atmósfera.
- Observar la distribución de vertical y horizontal de los gases traza; buscar moléculas orgánicas complejas; investigar las fuentes de energía que producen la química atmosférica; determinar los efectos de la luz solar en las sustancias químicas de la estratosfera; estudiar la fomación y evolución de aerosoles (partículas suspendidas en la atmósfera).
- Medir los vientos y las temperaturas globales; investigar la física de las nubes, la circulación general y los efectos estacionales en la atmósfera de Titán; buscar evidencias de tormentas eléctricas.
- Determinar el estado físico, topografía y composición de la superficie de Titán, así como caracterizar su estructura interna.

- Investigar la atmósfera superior de Titán, su ionización y su papel como fuente de material neutral e ionizado para la magnetosfera de Saturno.

Magnetosfera

- Determinar la configuración del campo magnético de Saturno, el cual es prácticamente simétrico con el eje rotacional del planeta. Estudiar también su relación con la modulación de la radiación kilométrica de Saturno, una emisión de radio que se cree que está ligada al modo en el que los electrones del viento solar interactúan con el campo magnético en los polos del planeta.
- Determinar la composición, fuentes y concentraciones de electrones y protones en la magnetosfera.
- Caracterizar la estructura de la magnetosfera y su interacción con el viento solar, las lunas de Saturno y los anillos.
- Estudiar cómo Titán interactúa con el viento solar y con los gases ionizados de la magnetosfera de Saturno.

Los anillos

- Estudiar la configuración de los anillos y los procesos dinámicos responsables de la estructura de los mismos.
- Cartografiar la composición y la distribución del material de los anillos.
- Investigar la relación entre los anillos y las lunas de Saturno, incluyendo aquellas que se encuentran dentro el sistema de anillos del planeta.
- Determinar la distribución de polvo y meteoroides en la vecindad de los anillos.
- Estudiar las interacciones entre los anillos y la magnetosfera de Saturno, su ionosfera y su atmósfera.

Lunas heladas

- Determinar las características generales y la historia geológica de los satélites de Saturno.
- Definir los diferentes procesos físicos que han creado estas superficies, cortezas y materiales subterráneos de las lunas.
- Investigar la composición y distribución de los materiales superficiales, particularmente aquellos de aspecto oscuro, ricos en materia orgánica y los hielos condensados con bajos puntos de fusión.

- Determinar la composición global de las lunas, así como su estructura interna.
- Investigar las interacciones entre los satélites y la magnetosfera de Saturno, el sistema de anillos, así como las posibles inyecciones de gas en la magnetosfera.

Acontecimientos más importantes de los cuatro años de misión principal de la sonda Cassini:

- 74 órbitas en torno a Saturno.
- 45 sobrevuelos cercanos a Titán.
- 8 sobrevuelos cercanos a otros satélites de Saturno (3 a Encélado y uno a Febe, Hiperión, Dione, Rhea y Japeto)
- 30 sobrevuelos adicionales a varios satélites, a distancias inferiores a 100.000 Km.
- Un gran número de oportunidades para observar ocultaciones de Saturno y de su sistema de anillos.
- Una trayectoria de transferencia en Titán de 180°.
- Una secuencia de alta inclinación.


Fases de la misión principal de la sonda Cassini

1.- Inserción orbital y eyección de la sonda de descenso (1 de julio 2004 a 15 de febrero de 2005).

Esta es la primera parte del viaje de la Cassini en torno a Saturno, que comprende tres órbitas en torno al planeta. Los acontecimientos más destacados de esta fase son la inserción orbital y la eyección de la sonda de descenso hacia Titán (enero de 2005). Estos eventos determinarán el éxito de la misión Cassini-Huygens y sus resultados servirán para planificar con detalle el futuro de la exploración de Saturno y Titán.

Vista en planta y en perfil de la trayectoria de la Cassini entre el momento de inserción orbital y el despliegue de Huygens.

2.- Secuencia de ocultación (15 de febrero a 9 de julio de 2005).

Comprende el intervalo de tiempo entre las órbitas 3 y 14 de Cassini en torno al planeta Saturno.

Los anillos de Saturno oscilan en un periodo de tiempo de 15 años, ciclo durante el cual es posible estudiarlos desde la Tierra cuando éstos se hallan inclinados o “abiertos”. Según transcurre el tiempo dentro de este periodo, el sistema de anillos se va disponiendo de tal modo que en determinados momentos se muestran de perfil -”cerrados”- para los observadores terrestres. Cuando la Cassini comience a realizar su recorrido en torno al planeta Saturno, verá los anillos inclinados o “abiertos”, configuración que permitirá a la sonda observar como la Tierra o el Sol son ocultados por los mismos. Estos fenómenos, las ocultaciónes, ofrecen información muy útil que permite a los científicos obtener datos acerca de la estructura y evolución del sistema de anillos.

Vista en planta y en perfil de la secuencia de rotación en pétalos para el estudio de la magnetocola.

3.- Rotación en forma de pétalos y estudio de la magnetocola (7 de septiembre de 2005 a 22 de julio de 2006)

Consistirá en ir rotando la órbita de la sonda espacial con respecto a los observadores situados en Tierra. Este intervalo de tiempo abarcará las órbitas 14 a 26 y permitirá a los científicos obtener información muy valiosa sobre la magnetosfera de Saturno, especialmente sobre la magnetocola, región del campo magnético de Saturno situada opuesta a la dirección del Sol.

Vista en planta y en perfil de la secuencia de rotación en pétalos para el estudio de la magnetocola.

4.- Transferencia de 180° hacia Titán (22 de julio de 2006 a 30 de junio de 2007)

Los responsables de la misión harán maniobrar la sonda espacial de tal modo que la orientación del vehículo se modifique en unos 180° con respecto al Sol. Para realizar este proceso se necesitarán efectuar 22 órbitas en torno a Saturno (órbitas 26 a 47), realizando sobrevuelos a Titán. Esta transferencia permitirá a los científicos realizar estudios del planeta Saturno desde diferentes perspectivas.

Vista en planta y en perfil de la transferencia de 180° empleando Titán.

5.- Estudio de los satélites helados (30 de junio a 31 de agosto de 2007).

Inmediatamente después de haber realizado la secuencia de transferencia de 180° empleando a Titán, la sonda Cassini realizará sobrevuelos muy cercanos a varios de los satélites helados de Saturno (Encélado, Hiperión, Dione, Rhea y Japeto) para estudiar sus características con detalle. Este periodo de tiempo abarcará las órbitas 47 a 49.

Vista en planta y en perfil de las sobrevuelos a los satélites helados.

6.- Secuencia de alta inclinación (31 de agosto de 2007 a 1 de julio de 2008).

El estudio de Saturno desde una perspectiva de un ángulo de alta inclinación es de gran interés científico. La observación de las regiones polares ofrece una buena oportunidad para estudiar los anillos del planeta y su magnetosfera. La secuencia de alta inclinación también permitirá llevar a cabo ocultaciones solares, estelares y en radio -vistas desde la Tierra- de Saturno, su sistema de anillos y Titán, estudios que permitirán a los investigadores comprender la naturaleza de los estos cuerpos y su entorno.

Estos estudios abarcan el periodo de tiempo comprendido entre la órbita 49 y el final de la misión principal (órbita 74). La decisión con respecto a proseguir con una misión extendida se realizará en base al estado de la sonda espacial, el combustible disponible en la misma y otros factores.

Vista en planta y en perfil de la secuencia de alta inclinación de la Cassini.

Lo cierto es que, hemos aprendido bien a solucionar nuestras carencias espaciales y, estos ingenios que enviamos a regiones lejanas del Sistema Solar, nos cuentan lo que ven e investigan lo que queremos saber.

Está claro que estas misiones nos ofrecen conocimientos que no teníamos y, después de este misión, tanto Titán como Saturno, tienen  algunos misterios menos que antes de llegar allí y enviarnos la información que ahora tenemos. Por aquel entonces decía al finalizar:

¡Pronto a Marte!

Pero, lo de Marte, aunque tenemos allí a Curiosity, casi recien llegada, es otra misión muy diferente y, tenemos la ilusión de poner nuestros pies en aquel planeta que, no ofrece, precisamente, las mejores condiciones para ello. Todo eso hace que la soñada Base en Marter, tenga que esperar y, creo que, la Curiosity, aunque nos enviará valiosos datos…dejará para la expedición humana el descubrimiento de la presencia de vida que hay en ese planeta pero, no precisamente en su superficie.

emilio silvera

Homenaje al final de la misión Cassini.Huygens

Autor por Emilio Silvera    ~    Archivo Clasificado en Fin de la Misión Cassini    ~    Comentarios Comments (0)

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Todo a punto para la muerte de Cassini en Saturno

 

La sonda de la NASA se estrellará mañana en el planeta de los anillos poniendo fin a un espectacular viaje de dos décadas repleto de hallazgos científicos

Reportaje de Prensa

Ilustración del descenso mortal de la nave Cassini en Saturno

                    Ilustración del descenso mortal de la nave Cassini en Saturno - NASA

 

 

 

Como si de un gran espectáculo se tratara, la NASA ha bautizado los últimos días de la nave que envió a Saturno con un nombre fastuoso: la «Gran Final». Después de dos décadas en el espacio, trece de esos años rondando el mundo de los anillos, la exhausta sonda Cassini terminará mañana su increíble viaje sumergiéndose en la atmósfera del planeta, donde se desintegrará como un meteoro. Este apoteósico desenlace, motivado por la falta de combustible, ha sido programado deliberadamente con el objetivo de evitar posibles impactos contra sus fascinantes lunas cercanas -en particular la helada Encélado, que se cree contiene un océano subterráneo-, para que se mantengan prístinas de cara a posibles exploraciones futuras.

Resultado de imagen de sonda Cassini-Huygens

La llamada Gran Final comenzó en realidad el pasado abril, cuando un golpe de gravedad de Titán colocó a la sonda de dos toneladas y media en su camino hacia la destrucción. Desde entonces y durante cinco meses, la Cassini se ha adentrado 22 veces en el hueco de aproximadamente 2.000 km de ancho que existe entre Saturno y sus anillos, una fantástica acrobacia que ninguna otra nave espacial había realizado antes y que proporcionó unas imágenes sin precedentes por su cercanía.

Resultado de imagen de La Gravedad de Titán desvía a la sonda Cassini

Pero el pasado lunes la Cassini recibió «el beso de despedida». Una nueva visita a Titán, a una distancia lejana pero suficiente, le dio un golpetazo de gravedad que la ralentizó y la puso en órbita de colisión con Saturno. Esa fue su sentencia definitiva. Mañana, la nave se adentrará en la atmósfera del planeta gaseoso a 113.000 km por hora. Al principio, sus propulsores se mantendrán solo un 10% de su capacidad, para que la antena de alta ganancia pueda transmitir datos científicos al menos durante un tiempo. Pero a medida que la atmósfera se espese, los propulsores se verán obligados a ponerse de nuevo a tope y la nave perderá el control y caerá en picado.

Entonces, solo uno o dos minutos después de comenzar el descenso, al filo de las dos de la tarde (hora peninsular española) y a unos 1.500 km por encima de las nubes del planeta, la Cassini perderá el contacto con la Tierra. A partir de ese punto, la nave comenzará a arder como un meteoro y todo habrá concluido. En 30 segundos, se hará pedazos y en un par de minutos cualquier material que sobreviva se hundirá profundamente en el planeta donde se derretirá y se diluirá por completo.

Resultado de imagen de La muerte de la misión Cassini

En realidad, la «muerte» de la nave habrá ocurrido unos 83 minutos antes, el tiempo que tardan las señales de radio en atravesar los 1.400 millones de km que nos separan de Saturno. «La señal final de la nave será como un eco que se irradiará a través del Sistema Solar durante casi una hora y media después de que Cassini haya desaparecido», explica Earl Maize, gerente del proyecto en el Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA en Pasadena, California. «Aunque sabremos que en Saturno Cassini ya ha cumplido con su destino, su misión no está realmente terminada para nosotros en la Tierra mientras sigamos recibiendo su señal», añade.

Titán y Encélado

 

 

Resultado de imagen de La Gravedad de Titán desvía a la sonda Cassini

 

La luna Titán

 

 

Resultado de imagen de Encelado

 

Parece que Encelado tiene un océano interior como Europa y, es posible, que tenga alguna clase de vida

 

La inmersión final no será solo un emocionante epílogo. Ocho de sus doce instrumentos recopilarán datos hasta los momentos finales, transmitiéndolos a los científicos que siguen la misión casi en tiempo real. Uno de ellos, el Espectrómetro de Masas para Iones y Partículas Neutras (INMS), analizará la composición de la atmósfera, lo que ayudará a conocer más sobre la formación y la evolución del planeta gigante. Eso sí, la cámara estará apagada, ya que la velocidad de transmisión de datos necesaria para enviar imágenes es demasiado elevada e impediría enviar otra información valiosa. Las últimas fotos se habrán tomado los días previos. Previsiblemente, incluirán instantáneas de Titán, Encélado, el satélite menor Peggy y parte de los anillos.

Esa será tan solo una parte de la inmensa cantidad de ciencia que la veterana Cassini ha proporcionado desde que en 2004 llegó al sistema de Saturno, impresionante por sus anillos y la variedad de sus más de sesenta lunas. Entre sus descubrimientos más importantes, el hallazgo de los chorros que salen disparados de la pequeña Encélado, evidencia de la existencia de un océano subterráneo que puede tener actividad hidrotérmica, o la composición de los mares de hidrocarburos y la formación de químicos prebióticos complejos en Titán. Gracias a esos descubrimientos, los dos satélites se han convertido en prometedores lugares donde buscar vida extraterrestre. La nave también ha captado las estructuras que se elevan por encima de los anillos, una gigantesca tormenta que rodeó el planeta entero durante casi un año o sus cambios estacionales. Además, la sonda Huygens, unida a Cassini hasta 2005 (el nombre completo de la misión es Cassini-Huygens) hizo el primer aterrizaje en una luna del sistema solar externo, Titán.

Imagen relacionada

Lo cierto es que, la Misión Cassini-Huygens nos ha hecho muchos regalos que nos hiceron más sabios

Con el adiós a Cassini, una colaboración internacional entre la NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA) -que construyó la sonda Huygens- y la Agencia Espacial Italiana, se pone punto final a una de las misiones más fecundas en la historia de la exploración espacial. En la actualidad, una treintena de artefactos de NASA, ESA, la agencia japonesa JAXA y la de China, continúan en activo en misiones planetarias, con la intención de estudiar mundos como Marte Júpiter, distintas lunas y asteroides.

Resultado de imagen de sonda Cassini-Huygens

El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 con un cohete titan IV Centaurus y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004, … Ahora, después de una larga travesía y de haber cumplido ampliamente su cometido, nos deja en este mes de Septiembre de 2.017.

Y el espectáculo de la exploración del Sistema Solar continúa y se amplía. El próximo 22 de septiembre, la sonda Osiris-Rex de la NASA realizará una importante aproximación a la Tierra que cambiará su trayectoria y la pondrá en marcha hacia el asteroide Bennu, donde recogerá una muestra y lo devolverá a la Tierra para su estudio en 2023. Otro objetivo de lo más ambicioso será el vecindario de Júpiter. Previstas para la década de 2020, la misión de la NASA Clipper sobrevolará su luna Europa, mientras que otra europea, llamada Juice, estudiará otra de sus lunas, Ganímedes. El objetivo, la pregunta más intrigante que todavía no tiene respuesta: saber si otros mundos del Sistema Solar pueden albergar vida.