{"id":4883,"date":"2011-04-30T09:05:37","date_gmt":"2011-04-30T08:05:37","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=4883"},"modified":"2011-04-30T12:59:25","modified_gmt":"2011-04-30T11:59:25","slug":"la-tecnologia-de-vacio-en-la-simulacion-espacial-2","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2011\/04\/30\/la-tecnologia-de-vacio-en-la-simulacion-espacial-2\/","title":{"rendered":"La Tecnolog\u00eda de Vac\u00edo en la simulaci\u00f3n Espacial"},"content":{"rendered":"

De Jes\u00fas Manuel Sobrado y Jos\u00e9 \u00c1ngel Mart\u00edn-Gago<\/span><\/span><\/p>\n

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La Tierra est\u00e1 rodeada, esencialmente, de vac\u00edo. Por tanto, una de las formas de profundizar en el conocimiento del espacio es mediante la utilizaci\u00f3n de equipos de vac\u00edo. No s\u00f3lo se trata de comprender el funcionamiento de los cuerpos celestes o de los procesos que ocurren en el espacio sino tambi\u00e9n en la superficie de muchos de los planetas, incluyendo las capas altas de la atm\u00f3sfera terrestre. Un sistema de vac\u00edo puede ser un entorno adecuado donde recrear diferentes ambientes espaciales controlando algunos de los par\u00e1metros f\u00edsicos del sistema (como presi\u00f3n total, composici\u00f3n de los gases, radiaci\u00f3n, temperatura\u2026). La simulaci\u00f3n espacial utilizando equipos de vac\u00edo es una poderosa herramienta para preparar misiones espaciales, interpretar datos de las mismas o simplemente para investigar c\u00f3mo se comporta la materia en esas condiciones.<\/p>\n

1. Introducci\u00f3n<\/p>\n

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Con el lanzamiento del primer sat\u00e9lite Sputnik [1] comienza una nueva era tecnol\u00f3gica que ha permitido a la humanidad explorar el universo f\u00edsicamente [2]. Este a\u00f1o se ha cumplido el 40 aniversario de la llegada del hombre a la Luna. Del fruto de este empe\u00f1o y de otros de la misma naturaleza, como fue el primer la puesta en marcha del proyecto internacional com\u00fan para la construcci\u00f3n de la estaci\u00f3n espacial internacional, la sociedad ha obtenido un elevado beneficio tecnol\u00f3gico.<\/p>\n

Podemos afirmar que la frase pronunciada por Neil Armstrong cuando pis\u00f3 Luna se ha hecho realidad: \u201cEste es un peque\u00f1o paso para el hombre, pero un gran paso para la humanidad\u201d.<\/p>\n

La ventana abierta hacia el espacio nos acerca al conocimiento que tenemos sobre nosotros mismos. No olvidemos que formamos parte del sistema solar en el planeta Tierra y que estamos, por tanto, rodeados de vac\u00edo, en medio de fuerzas gravitatorias y electromagn\u00e9ticas, que convierten nuestro planeta en una maravillosa perla azul en un vasto territorio negro. (En 1990, en la misi\u00f3n \u201cVoyager\u201d, Carl Sagan, insisti\u00f3 antes de que la sonda abandonase el sistema solar, que tomase fotograf\u00edas de la tierra vista desde el exterior.<\/p>\n

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Las im\u00e1genes tardaban 5 horas y media en ser recibidas en la Tierra) [3]. Fruto de esta necesidad de conocimiento surge el planteamiento de buscar nuevas formas de conocer el espacio que nos rodea. El espacio est\u00e1 esencialmente vac\u00edo.<\/p>\n

Parece por tanto evidente, que los avanzados sistemas de vac\u00edo actuales puedan ayudarnos a comprender mejor los procesos y mecanismos que ocurren fuera de la atm\u00f3sfera terrestre.<\/p>\n

No s\u00f3lo en el espacio interestelar, sino tambi\u00e9n sobre la superficie de muchos de los planetas y objetos celestes en los que su presi\u00f3n atmosf\u00e9rica sea menor que la terrestre. As\u00ed, un sistema de vac\u00edo puede ser un entorno adecuado donde recrear diferentes ambientes espaciales, controlando algunos de los par\u00e1metros f\u00edsicos del sistema para poder aprender sin necesidad de desplazarnos materialmente.<\/p>\n

Las misiones espaciales presentan un n\u00famero elevado de inconvenientes. Una de las principales cr\u00edticas que han recibido siempre es su elevado coste. Por ejemplo, una misi\u00f3n \u201cecon\u00f3mica\u201d a Marte, como pudo ser la Mars Express, tuvo un costo aproximado de unos 1000 millones de euros. Otro inconveniente es el largo tiempo necesario para realizarlas, ya que desde que una misi\u00f3n se concibe en los despachos hasta que se concluye pasa m\u00e1s de una d\u00e9cada. Parece por tanto necesario asegurar todos los par\u00e1metros y, para ello, probar y calibrar lo mejor posible y en las mismas condiciones de operaci\u00f3n, la instrumentaci\u00f3n de la misi\u00f3n. Este es el marco en el que hay que entender la simulaci\u00f3n en sistemas de vac\u00edo. Como una plataforma que nos permita reproducir condiciones planetarias e interestelares. Esta simulaci\u00f3n tiene, por tanto, un doble objetivo. Por una parte preparar las misiones espaciales y, por otra, ayudar a entender los resultados obtenidos por las mismas.<\/p>\n

La simulaci\u00f3n de un problema complejo permite acotar y separar de forma controlada las variables relevantes de un sistema aislado. Es una manera de resolver peque\u00f1os problemas obteniendo valiosa informaci\u00f3n sobre el funcionamiento de sistemas en condiciones muy especificas. De este modo se van creando par\u00e1metros o esquemas de comportamiento que son f\u00e1cilmente reproducibles, si se respetan todas las variables in\u00edciales. Es importante conocer las limitaciones de la simulaci\u00f3n. Al realizar la simulaci\u00f3n en la Tierra, son dos normalmente los factores limitantes, las dimensiones de la c\u00e1mara de vac\u00edo y la gravedad [4]. Este \u00faltimo es el menos relevante, ya que en la simulaci\u00f3n de atm\u00f3sferas o superficies planetarias, la gravedad es un factor existente que no determina las condiciones climatol\u00f3gicas de la atm\u00f3sfera.<\/p>\n

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Sin embargo lasdimensiones si son importantes, ya que limitan lasdiferentesgradientes de presi\u00f3n y temperatura, as\u00ed como los niveles de radiaci\u00f3n en funci\u00f3n de la altura a la superficie. El volumen interno de una c\u00e1mara as\u00ed como la superficie interna limitan la transferencia de energ\u00eda (calor), y por tanto la homogeneidad del sistema. En este trabajo vamos a describir como recrear distintos ambientes espaciales y planetarios mediante el uso de entornos de vac\u00edo. Da\u00f1o del ADN por la radiaci\u00f3n espacial, estabilidad de fases cristalinas de minerales en la superficie de Marte, comportamiento de sensores frente al polvo marciano o supervivencia de esporas en un viaje especial o superficie planetaria, son algunos ejemplos de una interminable lista de temas interdisciplinar que se pueden estudiar en equipos de simulaci\u00f3n. Veremos cu\u00e1les son los par\u00e1metros importantes para reproducir una atm\u00f3sfera planetaria en un laboratorio, o para poder estudiar los hielos que se forman en el medio interestelar denso. Estas ideas se han materializado en la creaci\u00f3n de una serie de m\u00e1quinas de vac\u00edo que describiremos y que est\u00e1n operativas dentro de la unidad de simulaci\u00f3n de ambientes planetarios y microscop\u00eda del Centro de Astrobiolog\u00eda [5]. 2. La simulaci\u00f3n espacial y de atm\u00f3sferas planetarias Planetas con atm\u00f3sferas singulares, residuos de explosi\u00f3n de estrellas, espacio profundo o la entrada de meteoritos en una atm\u00f3sfera planetaria, son algunos de los objetos y procesos que ocurren en el espacio. Un entorno espacial se puede caracterizar en funci\u00f3n de muchos par\u00e1metros, que cruzados dan como resultado la recreaci\u00f3n de un sistema concreto. Las principales variables que definen un sistema de simulaci\u00f3n en un entorno espacial son la presi\u00f3n total, la composici\u00f3n de gases, la temperatura local o en la superficie de objetos planetarios, la temperatura ambiental, y la radiaci\u00f3n recibida.<\/p>\n

Estas variables son muy generales. Para poder implementar una instrumentaci\u00f3n adecuada que responda a un determinado problema, es necesario conocer su rango de variaci\u00f3n [6]. A partir de este dato se desarrolla la tecnolog\u00eda necesaria para poder controlar y monitorizar estas variables en un entorno de vac\u00edo. Vamos a hacer un repaso de los rangos de cada una de ellas y del tipo de instrumentaci\u00f3n que deber\u00edamos utilizar en cada caso.<\/p>\n

<\/span>Planetas con atm\u00f3sferas singulares, residuos de explosi\u00f3n de estrellas, espacio profundo o la entrada de meteoritos en una atm\u00f3sfera planetaria, son algunos de los objetos y procesos que ocurren en el espacio. Un entorno espacial se puede caracterizar en funci\u00f3n de muchos par\u00e1metros, que cruzados dan como resultado la recreaci\u00f3n de un sistema concreto. Las principales variables que definen un sistema de simulaci\u00f3n en un entorno espacial son la presi\u00f3n total, la composici\u00f3n de gases, la temperatura local o en la superficie de objetos planetarios, la temperatura ambiental, y la radiaci\u00f3n recibida.<\/p>\n

Estas variables son muy generales. Para poder implementar una instrumentaci\u00f3n adecuada que responda a un determinado problema, es necesario conocer su rango de variaci\u00f3n [6]. A partir de este dato se desarrolla la tecnolog\u00eda necesaria para poder controlar y monitorizar estas variables en un entorno de vac\u00edo. Vamos a hacer un repaso de los rangos de cada una de ellas y del tipo de instrumentaci\u00f3n que deber\u00edamos utilizar en cada caso.<\/p>\n

La presi\u00f3n atmosf\u00e9rica<\/span><\/span><\/span><\/div>\n

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Puesto que vamos a utilizar para la simulaci\u00f3n sistemas de vac\u00edo, la presi\u00f3n total debe de ser menor que la presi\u00f3n atmosf\u00e9rica. Esta es la primera limitaci\u00f3n, que excluye autom\u00e1ticamente el estudio de planetas como Venus, cuya presi\u00f3n en la superficie es unas 90 veces mayor que la de la Tierra [7]. Estos planetas, as\u00ed como el interior de oc\u00e9anos y mares de hielo que puedan existir en objetos planetarios como Europa (luna de J\u00fapiter), deben de estudiarse mediante c\u00e1maras de alta presi\u00f3n, que incorporan una tecnolog\u00eda completamente distinta.<\/p>\n

Es muy dif\u00edcil dar valores precisos para la presi\u00f3n total en diferentes entornos planetarios o interestelares, y de hecho se encuentra frecuentemente bibliograf\u00eda contradictoria. No obstante intentaremos dar algunas estimaciones y sobre todo, los rangos aproximados de estos par\u00e1metros para algunos entornos espaciales.<\/p>\n

El espacio interplanetario<\/span><\/span><\/span><\/div>\n

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En el espacio interplanetario, por ejemplo, la presi\u00f3n viene determinada por el viento solar y por mol\u00e9culas provenientes de las atm\u00f3sferas de los distintos cuerpos celestes que lo pueblan, como cometas, o planetas. En f\u00edsica del espacio se suele utilizar la presi\u00f3n din\u00e1mica, que se define como:<\/p>\n

P = densidad en part\u00edculas por cm<\/span><\/span><\/em><\/div>\n

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Esta f\u00f3rmula, aplicada para el viento solar en las inmediaciones de la Tierra, que tiene un n\u00famero de part\u00edculas aproximadode 4 por cm como del orden de vac\u00edo es el Pascal, 1 mbar se empleaba el Torr, como homenaje a Evangelista Torricelli. 1 mbar = 0,75 Torr [mm Hg]. Nosotros en este trabajo utilizaremos el mbar, que aunque no es la unidad en el sistema internacional, es la utilizada mayoritariamente por la comunidad cient\u00edfico-tecnol\u00f3gica en equipos de alto y ultra alto vac\u00edo).<\/em><\/p>\n

El viento solar lo forman protones<\/a>, part\u00edculas alfa<\/a>, iones pesados y electrones<\/a>, que fluyen desde la superficie del Sol con velocidades de hasta 800 Km\/s. Como el viento solar es un plasma<\/a>, este lleva consigo parte del campo magn\u00e9tico solar, por lo que las part\u00edculas de viento solar que son atrapadas en el campo magn\u00e9tico terrestre provocan entre otras cosas lasauroras boreales y australes cuando chocan con la atm\u00f3sfera terrestre cerca de los polos. Sabemos que el borde del sistema solar lo forma la burbuja del viento solar en el medio interestelar.<\/em><\/p>\n

En el punto en el que el viento solar no ejerce presi\u00f3n para desplazar el medio interestelar, se considera que es el borde m\u00e1s exterior del sistema solar [8].<\/em><\/p>\n

Si nos acercamos a alg\u00fan cuerpo celeste, es la emisi\u00f3n de gases del mismo la que limita la presi\u00f3n total. As\u00ed, por ejemplo, cerca de la estaci\u00f3n espacial internacional la presi\u00f3n viene determinada por los propios gases de la estaci\u00f3n y otras part\u00edculas atrapadas por el campo gravitatorio de la misma, siendo esta del orden de Fuera del espacio interplanetario, en donde las temperaturas son muy bajas y la densidad molecular pr\u00e1cticamente inexistente, el concepto de presi\u00f3n deja de tener sentido. Sin embargo, encontramos zonas del espacio interestelar, las llamadas nubes de polvo, en las que se detecta acumulaci\u00f3n de material.<\/em><\/p>\n

As\u00ed, en el llamado medio interestelar difuso, (aquel cuya densidad es menor que el principal componente gaseoso es el hidr\u00f3geno at\u00f3mico.<\/em><\/p>\n

A causa de la gran cantidad de fotones<\/a> y rayos c\u00f3smicos la temperatura t\u00edpica del polvo en el medio interestelar difuso es de 100 K y sus principales componentes, seg\u00fan se deduce de las observaciones por absorci\u00f3n en el infrarrojo, son el hidr\u00f3geno, silicatos amorfos y carbono amorfo hidrogenado.<\/em><\/p>\n

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Su presi\u00f3n, puede ser estimada entonces\u00a0 como delorden de medio denso (nubes moleculares con densidades entre 103 – 106 part\u00edculas $ cm-3), cuyo principal componente gaseoso es el hidr\u00f3geno molecular. Aunque la densidad molecular en este caso es mucho mayor, la temperatura es muy baja en su interior, hasta unos 10 K, debido al apantallamiento de la radiaci\u00f3n UV en las capas externas de la nube.
\nLas part\u00edculas de polvo, como las presentes en el medio difuso, se cubren de mantos de hielo con espesores del orden de 0.01 micras. Por tanto la presi\u00f3n total puede ser del orden de 10 -12<\/sup> – 10 -18<\/sup> mbar.<\/p>\n

Se ha dicho en algunas ocasiones que las presiones del medio interestelar no son alcanzables en un laboratorio. Esto no es del todo cierto. En realidad no son medibles. En algunas l\u00edneas criog\u00e9nicas de He l\u00edquido, se estima que la presi\u00f3n residual puede ser de 10-30 mbar, y es debida exclusivamente a la desorci\u00f3n por rayos c\u00f3smicos de los gases de las paredes del recipiente. El problema reside en que no existe actualmente tecnolog\u00eda para medir el vac\u00edo por debajo de 10-14<\/sup> – 10-15<\/sup> mbar. En el CERN, con man\u00f3metros modificados del tipo Bayard-Alpert se han podido medir presiones de hasta 2 $ 10-14<\/sup> mbar [9].<\/p>\n

En el caso de la mayor parte de los planetas la presi\u00f3n si es una magnitud alcanzable y con sentido f\u00edsico. As\u00ed la presi\u00f3n media en la superficie de Marte es de unos 7 mbar, o en Trit\u00f3n de 10-2<\/sup> mbar. Las atm\u00f3sferas planetarias de la mayor\u00eda de los cuerpos del sistema solar son conocidas por observaciones de IR. Sin embargo, no hay que olvidar que la presi\u00f3n total en un planeta depende de la altura. Por ejemplo, en la tierra a 86.000 m de altura la presi\u00f3n es de 10-2 mbar. (100.000 veces menor que la atmosf\u00e9rica). Por tanto debemos tener en cuenta esta dependencia cuando queramos simular la presi\u00f3n en la atm\u00f3sfera marciana o la superficie marciana.<\/p>\n

La figura 1 representa una gr\u00e1fica en la que se resumen los distintos rangos del vac\u00edo junto con las bombas necesarias para alcanzarlos. En la figura vemos que las presiones interplanetarias y del medio interestelar son s\u00f3lo reproducibles en sistemas trabajando en las llamadas de vac\u00edo extremo (XHV-del ingl\u00e9s, extreme high vacuum). Sin embargo, experimentos que se realicen en la estaci\u00f3n espacial internacional, pueden simularse utilizando una bomba turbo molecular.<\/p>\n

No s\u00f3lo es necesario elegir el tipo de bombas adecuado para llegar a una u otra presi\u00f3n. Tambi\u00e9n es necesario contar con distintos tipos de sensores, desde el Pirani y el piezoresistivo, para vac\u00edo bajo, capacitivo para vac\u00edos medios y terminando en sensores tipo Penning o Bayard-Alpert para alto vac\u00edo y ultra alto vac\u00edo y vac\u00edo extremo.<\/p>\n

La composici\u00f3n atmosf\u00e9rica<\/p>\n

El siguiente par\u00e1metro relevante para controlar en una c\u00e1mara de simulaci\u00f3n es la composici\u00f3n de los gases de la atm\u00f3sfera. De nuevo la primera divisi\u00f3n es entre composici\u00f3n de gases en medio interestelar denso y superficies planetarias. La principal fuente de informaci\u00f3n para la composici\u00f3n atmosf\u00e9rica son espectros de infrarrojo tomados por telescopios orbitales o por sat\u00e9lites. Por ejemplo en el caso de Marte la atm\u00f3sfera es muy compleja. Se han detectado composiciones medias de 95% CO2, 2,7% N2, 1.6% Ar y 0.6% H2O.
\nEn el caso de otros planetas como Europa, luna Galileana de J\u00fapiter, la presi\u00f3n est\u00e1 formada en m\u00e1s de un 95% de O2 y en el caso del interior de una c\u00e1mara de vac\u00edo a 10-11<\/sup>– mbar en el laboratorio, casi el 100% es hidr\u00f3geno.<\/p>\n

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La composici\u00f3n atmosf\u00e9rica seg\u00fan el medio interestelar denso es esencialmente hidr\u00f3geno tanto en forma molecular como gaseosa. En estos medios existen tambi\u00e9n una densidad no despreciable de otras mol\u00e9culas, de composici\u00f3n org\u00e1nica y mineral, que se recombinan entre ellas dando lugar a lo que se conoce como Astroqu\u00edmica. Por ejemplo, en el interior de la nube situada tras la nebulosa de Ori\u00f3n, el gas adquiere la densidad suficiente y la baja temperatura necesaria para que los \u00e1tomos se enlacen y formen mol\u00e9culas, en las que predomina el hidr\u00f3geno molecular y hay trazas de mon\u00f3xido de carbono, cian\u00f3geno y amoniaco [10], entre otras mol\u00e9culas.<\/p>\n

El control de la composici\u00f3n de gases en el sistema de simulaci\u00f3n se realiza mediante la inclusi\u00f3n de detectores de masa cuadrupolares. Estos detectores ionizan el gas separando cada mol\u00e9cula seg\u00fan su relaci\u00f3n carga\/masa.Sabiendo la masa molecular podemos, identificarla en muchos casos y cuantificar su n\u00famero. Este instrumento, mediante bombeo diferencial, puede operarse desde presi\u00f3n atmosf\u00e9rica. Sin embargo, a presiones inferiores de 10-5<\/sup> mbar puede utilizarse con mayor resoluci\u00f3n.<\/p>\n

Para estar seguros de la composici\u00f3n de la atm\u00f3sfera es preciso primero hacer el mejor vac\u00edo posible, y luego introducir la composici\u00f3n de gases deseada. Es por tanto importante controlar la composici\u00f3n de la presi\u00f3n residual en el sistema de simulaci\u00f3n. En un sistema de alto-vac\u00edo con cierres KF, y bombeado con una bomba turbomolecular la presi\u00f3n residual parcial de cada uno de los gases est\u00e1 determinada por la velocidad efectiva de bombeo de la bomba turbomolecular (es distinta para cada composici\u00f3n gaseosa), y por la tasa de fugas en cierres de juntas de vit\u00f3n (KF y LF), situ\u00e1ndose en 10-8<\/sup> mbar. Por tanto, planetas como Europa no pueden simularse utilizando este tipo de cierres. En un sistema con cierres de UHV (ultra alto vac\u00edo), la presi\u00f3n m\u00ednima est\u00e1 determinada por la permeabilidad del hidrogeno en c\u00e1maras de vac\u00edo de acero inoxidable 316 L o aluminio, que est\u00e1 en el orden de 10-13<\/sup>– mbar.<\/p>\n

Para introducir atm\u00f3sferas complejas, como por ejemplo la de Marte, en el interior de las c\u00e1maras de vac\u00edo o sistema de simulaci\u00f3n, se han desarrollado mezcladores (y evaporadores para el caso del agua) en los que se controla la presi\u00f3n parcial de cada uno de ellos mediante un espectr\u00f3metro de masas cuadrupolar antes de introducirlos en el sistema. Estos mezcladores pueden incorporar caudal\u00edmetros para experimentos en los que se requiera un control m\u00e1s preciso sobre alguno de los componentes atmosf\u00e9ricos. La mezcla de los gases en los sistemas de simulaci\u00f3n se realiza mediante v\u00e1lvulas de fugas o sistemas de capilar controlados por v\u00e1lvulas de aguja. Las v\u00e1lvulas de fuga permiten una entrada de gas controlada hasta 2 $ 10-10 mbar litro\/s, mediante el ajuste c\u00f3nico de dos piezas met\u00e1licas una de cobre (metal blando) y la otra de acero (metal duro), de este modo la pieza de cobre se garantiza la estanqueidad ya que recupera su forma original despu\u00e9s de cada cierre. En cuanto a los capilares permiten, o bien introducir o extraer gas desde elpunto exacto donde comienza el capilar, esto permite adem\u00e1s generar flujos en el interior de la c\u00e1mara de simulaci\u00f3n.<\/p>\n

La temperatura<\/p>\n

El concepto de temperatura es de dif\u00edcil aplicaci\u00f3n, ya que es un concepto termodin\u00e1mico que se aplica a sistemas en equilibrio. En el espacio, el campo de temperaturas es quiz\u00e1 m\u00e1s amplio que el de las presiones. En planetas cercanos al Sol, puede superar varios cientos de grados y en los hielos de los cometas llega a pocos Kelvin.<\/p>\n

La temperatura en la superficie de los objetos planetarios es f\u00e1cilmente controlable con un criostato refrigerado con He l\u00edquido, en el que se pueden realizar ciclos de temperatura simulando por ejemplo, variaciones estacionales o diarias. Para ello, una vez enfriado el material que queremos estudiar en condiciones espaciales, un peque\u00f1o filamento nos permite aumentar la temperatura y ajustarla mediante un controlador PID a los valores deseados. Como ya hemos indicado, la temperatura en nubes densas de gas del medio interestelar viene determinada por la interacci\u00f3n de la materia con la radiaci\u00f3n UV y rayos c\u00f3smicos. Esta temperatura es del orden de 10 K en el interior de la nube. Sin embargo en planetas con atm\u00f3sfera muy ligera o pr\u00e1cticamente inexistente puede oscilar entre la noche y el d\u00eda entre 400 K y 100 K,como puede ser el caso de la Luna, o entre 300 K y 135 K en los polos de Marte. La temperatura sobre un cristalito de hielo, por ejemplo de di\u00f3xido de carbono, que se pueda crear en el espacio interestelar, puede simularse depositando el gas
\nsobre una ventana transparente de un criostato, que a trav\u00e9s de un dedo fr\u00edo, permite enfriar a 4 K.<\/p>\n

Para las medidas de bajas temperaturas se emplean diodos de germanio y silicio, y para el resto de temperaturas hay un espectro ampl\u00edsimo, que va desde distintos tipos de termopares, pasando por hilos de platino y acabando en Pir\u00f3metros \u00f3pticos.<\/p>\n

Controlar la temperatura ambiental es un proceso m\u00e1s dif\u00edcil de controlar de manera estable, aunque es relativamente sencillo monitorizarla. La temperatura como manifestaci\u00f3n de la energ\u00eda se transfiere mediante conducci\u00f3n, convecci\u00f3n y radiaci\u00f3n. En entornos interplanetarios como en ultra alto vac\u00edo y vac\u00edo extremo s\u00f3lo se transfiere medianteradiaci\u00f3n, y en atm\u00f3sferas planetarias normalmente mediante convecci\u00f3n y radiaci\u00f3n. Solamente se le a\u00f1ade la conducci\u00f3n en la superficie de los planetas. En una c\u00e1mara de simulaci\u00f3n juega un papel muy importante las dimensiones, ya que estas condicionan el volumen interno y la superficie de radiaci\u00f3n, con lo que se convierte en el factor determinante a la hora de poder cambiar la temperatura ambiental de laatm\u00f3sfera en funci\u00f3n de la temperatura del contenedor, en este caso las paredes de la c\u00e1mara de vac\u00edo.<\/p>\n

En los sistemas de simulaci\u00f3n es realmente complejo establecer una temperatura homog\u00e9nea para un volumenrelativamente peque\u00f1o (50 l), como en una c\u00e1mara destinada a la verificaci\u00f3n de sensores, por lo que se suele emplear es un intercambiador de calor interno refrigerado por nitr\u00f3geno l\u00edquido, acompa\u00f1ando una resistencia externa que recubretodas la paredes de la c\u00e1mara y utilizando un gas con una alta movilidad como es el helio. De este modo se consigue una cierta homogeneidad de la temperatura ambiental en detrimento de la composici\u00f3n gaseosa original de la atm\u00f3sfera planetaria.<\/p>\n

Los sistemas desarrollados para medir la temperatura ambiental est\u00e1n basados en conjuntos de sensores repartidospor todo el volumen de la c\u00e1mara, y a la vez aislados t\u00e9rmicamente, para poder crear un mapa tridimensional de temperaturas en el interior de la c\u00e1mara de vac\u00edo. As\u00ed, por ejemplo, la figura 2 representa una simulaci\u00f3n mediante ordenador mostrando un diagrama de temperaturas de la c\u00e1mara MARTE, cuando se resuelve la ecuaci\u00f3n del calor en dos dimensiones mediante elementos finitos. Esteestudio previo es necesario para poder entender c\u00f3mo se comporta la temperatura ambiental antes de realizar unaprueba experimental. En el caso de la figura 2 todas las
\nparedes externas as\u00ed como los anillos interiores se encuentran a temperatura ambiental de 300 K, la parte inferior del porta muestras a 77 K (refrigerado por nitr\u00f3geno l\u00edquido), y la superior a 150 K (controlado t\u00e9rmicamente mediante un controlador PID, Proporcional Integral Diferencial), en un ambiente a 7 mbar en atm\u00f3sfera de Marte. La figura 2 muestra el gradiente de temperatura ambiental en funci\u00f3n de la distancia, en un plano medio de la c\u00e1mara, que cuenta con simetr\u00eda cil\u00edndrica en el eje central vertical.<\/p>\n

\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"<\/p>\n

No la pude trasladar aqu\u00ed<\/p>\n

\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"Fig.2.<\/p>\n

Representaci\u00f3n de la temperatura, en el interior de la c\u00e1mara
\nMARTE, en el plano central de la misma. (La c\u00e1mara MARTE presenta
\nsimetr\u00eda cil\u00edndrica en el eje central vertical).<\/p>\n

Las fuentes de irradiaci\u00f3n<\/p>\n

Para concluir esta revisi\u00f3n de par\u00e1metros relevantes para la simulaci\u00f3n de entornos espaciales, nos falta a\u00f1adir la radiaci\u00f3n. En el sistema solar la mayor parte de la radiaci\u00f3n recibida en la superficie de los planetas es UV (ultravioleta), que es generada en el laboratorio normalmente mediante una fuente de xen\u00f3n. En el caso de vac\u00edo interplanetario,tenemos adem\u00e1s electrones<\/a>, iones y rayos X<\/a>, que son generados en el laboratorio por fuentes de radiaci\u00f3n espec\u00edficas. Aunque las fuentes m\u00e1s comunes de electrones<\/a> e iones tienen energ\u00edas muy inferiores a las producidaspor el viento solar pueden ayudar a hacerse una idea del tipo de alteraciones qu\u00edmicas que ocasionan.<\/p>\n

Como hemos dicho cruzando todas estas variables generamos un entorno espacial. Entorno sobre el que podemos realizar multitud de estudios cient\u00edficos y tecnol\u00f3gicos, apoyados en instrumentaci\u00f3n espec\u00edfica como es el caso de interfer\u00f3metros de Fourier en el infrarrojo FTIR y espectroscopia Raman, que nos permitan seguir en tiempo real los cambios qu\u00edmico-f\u00edsicos que se producen.<\/p>\n

La unidad de simulaci\u00f3n de ambientes planetarios del CAB<\/p>\n

Un ejemplo de aplicaci\u00f3n de las ideas expuestas anteriormente lo podemos encontrar en la Unidad de Simulaci\u00f3n de Ambientes Planetarios y Microscopia, del Centro de Astrobiolog\u00eda (centro mixto INTA-CSI<\/a>C). El principal objetivo de la unidad es el de prestar apoyo t\u00e9cnico y tecnol\u00f3gico a los cient\u00edficos usuarios del CAB y cualquier otro investigador interesado en la realizaci\u00f3n de experimentos
\nrelacionados con el vac\u00edo y la simulaci\u00f3n espacial.<\/p>\n

\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"\"No lapude trasladar<\/p>\n

Fig.3. Fotograf\u00eda de la Unidad de Simulaci\u00f3n de Ambientes Planetarios
\ny Microscopia en el centro de Astrobiolog\u00eda (INTA-CSI<\/a>C).<\/p>\n

La unidad cuenta actualmente con diversas m\u00e1quinas de vac\u00edo dedicadas a la simulaci\u00f3n de diferentes sistemas espaciales. Cada una de ellas est\u00e1 concebida para estudiar distintas facetas de diferentes entornos. En este sentido, las m\u00e1s importantes y representativas son: PASC (Planetary Atmospheres Simulation Chamber), ISAC (Interstellar Astrochemistry Chamber), MARTE (Mars Simulation Chamber) y TUNEL (T\u00fanel de viento en vac\u00edo). Pasaremos a describir las m\u00e1s representativas tecnol\u00f3gicamente en la simulaci\u00f3n de ambientes planetarios e interplanetarios [11].<\/p>\n

ISAC (InterstellarAstrochemistry Chamber)<\/p>\n

La primera aplicaci\u00f3n de simulaci\u00f3n espacial la encontramos en la simulaci\u00f3n de ambientes interestelares y circunestelares.
\nUno de los objetivos cient\u00edficos principales es el estudio de la naturaleza (las propiedades f\u00edsico-qu\u00edmicas), el origen y la evoluci\u00f3n de las part\u00edculas de polvo, de composici\u00f3n carbon\u00e1cea\/org\u00e1nica y\/o mineral, en su periplo desde las atm\u00f3sferas estelares, pasando por el medio interestelar hasta la nebulosa solar, para dar lugar a la formaci\u00f3n de cometas, asteroides y planetas. Adem\u00e1s se estudian las implicaciones astrobiol\u00f3gicas de dicha materia. Para tal fin es necesario entender la relaci\u00f3n entre la materia observada en el espacio (radioastronom\u00eda y astronom\u00eda en el infrarrojo), la materia org\u00e1nica producida por procesos primarios (procesamiento fot\u00f3nico e i\u00f3nico de hielos) y simulacionesexperimentales del procesamiento de hielos (annealing t\u00e9rmico e irradiaci\u00f3n). ISAC ha sido dise\u00f1ada para tal efecto.<\/p>\n

Describiremos la tecnolog\u00eda y las aplicaciones de ISAC [12], que cuenta con el dise\u00f1o y la tecnolog\u00eda adecuados para trabajar en presiones por debajo de 10-10 mbar. Combinando bombas de absorci\u00f3n sin evaporaci\u00f3n (NEG), y sublimadoras de Ti podemos alcanzar presiones de 2 $ 10-11 mbar. Esta m\u00e1quina incorpora un criostato que permite bajar la temperatura hasta 7 K. A esta temperatura, una mezcla de gases que se introduce en el sistema, como los que se han detectado en las nubes de polvo interestelar, forman una capa de hielo en el criostato. El hielo de composici\u00f3n an\u00e1loga a los mantos de hielo interestelares se puede irradiar con una fuente de ultravioleta de vac\u00edo y espectro parecido a la radiaci\u00f3n presente en el medio difuso interestelar. Al mismo tiempo, tanto la composici\u00f3n qu\u00edmica del hielo como su alteraci\u00f3n debida a la irradiaci\u00f3n pueden estudiarse in situ mediante espectroscopia infrarroja (FTIR) en transmisi\u00f3n y Raman. Las mol\u00e9culas que desorben del hielo durante el calentamiento (desorci\u00f3n t\u00e9rmica) o la irradiaci\u00f3n ultravioleta (fotodesorci\u00f3n) son detectadas por QMS. El avance en nuevas bombas de absorci\u00f3n no evaporables, bombas NEG (Non Evaporable Getter), combinado con una optimizaci\u00f3n del volumen y una correcta disposici\u00f3n de las bombas de vac\u00edo as\u00ed como una desgasificaci\u00f3n de la misma en un horno de vac\u00edo en el proceso de fabricaci\u00f3n, hace posible pasar de UHV a XHV, permitiendo, alcanzarpresiones en torno a 10-11 mbar, en tan s\u00f3lo 48 horas desde su puesta en marcha. Otro punto muy destacable y tecnol\u00f3gicamenteviable pero complejo, es el de la preparaci\u00f3n de mezclas de gases con una resoluci\u00f3n en ppm (partes por mill\u00f3n), gracias al innovador dise\u00f1o de una l\u00ednea de gases que funciona con electrov\u00e1lvulas en condiciones de flujo laminar, mezcladores en vac\u00edo, monitorizados por un espectr\u00f3metro de masas o cuadrupolo en RF (radio frecuencia), que permiten una vez obtenida la composici\u00f3n deseada del gas, depositarlo por medio de una v\u00e1lvula de aguja en la c\u00e1mara principal para formar el hielo de inter\u00e9s astrof\u00edsico. De este modo, es posible controlar el n\u00famero de monocapas que se desea depositar. PASC (Planetary Atmosphere Simulation Chamber)<\/p>\n

La m\u00e1quina de simulaci\u00f3n PASC, [13,14], es un entorno de simulaci\u00f3n para las condiciones de objetos planetarios con atm\u00f3sferas. La caracter\u00edstica principal de esta m\u00e1quina es la versatilidad, de manera que el investigador puede definir cada uno de los par\u00e1metros para simular el entorno que desee. Esta m\u00e1quina reproduce la presi\u00f3n atmosf\u00e9rica, composici\u00f3n gaseosa, temperatura e irradiaci\u00f3n de la mayor parte de los planetas s\u00f3lidos del sistema solar o en un entorno ficticio. La presi\u00f3n puede regularse entre 5 y 5 $ 10-9 mbar y la temperatura desde 4 a 325 K. El porta muestras est\u00e1 concebido para permitir introducir diferentes tipos de muestras y de diferentes tama\u00f1os, que vayan desde regolitos marcianos o terrestres, esporas, hielos o materiales utilizados en aeron\u00e1utica. La irradiaci\u00f3n (UV) se realiza mediante una l\u00e1mpara de deuterio<\/a>. Uno de los principales retos tecnol\u00f3gicos de este dise\u00f1o es que permite el encendido de fuentes de irradiaci\u00f3n de electrones<\/a> e iones a presiones de 10-2 mbar. Para ello se ha dise\u00f1ado una c\u00e1mara interior en la que se realizan dosetapas de bombeo diferencial, como se indica en la figura 5. As\u00ed, se puede enviar electrones<\/a> sobre la muestra en estudio, por ejemplo,mientras que en la presi\u00f3n total es 10-2 mbar. Las aplicaciones cient\u00edficas de la misma tienen mucho que ver con el comportamiento de muestras de origen biol\u00f3gico y geol\u00f3gico, en condiciones similares a las de Marte, Triton o Europa, algunos ejemplos pueden ser el comportamiento de absorci\u00f3n y desorpci\u00f3n de CO2 en muestras minerales bajo ciclos de temperatura y radiaci\u00f3n estacionales, desorpci\u00f3n de vapor de agua en jarositas, estabilidad de fases minerales en Marte, estudio de resistencia radiativa UV de biosensores, son algunos de los proyectos de investigaci\u00f3nrecientes realizados en esta m\u00e1quina.<\/p>\n

4. MARTE<\/p>\n

Veinte a\u00f1os ha tardado la NASA en volver a mostrar inter\u00e9s por Marte, este es el periodo de tiempo que hay entre las sondas Viking y el Mars Pathfinder (MPf). Durante este tiempo los cient\u00edficos han estudiado las 57.000 im\u00e1genes de la Viking, que han permitido conocer la geolog\u00eda del planeta rojo con bastante exactitud. Sin lugar a dudas no hay planeta del sistema solar con mejores condiciones para albergar vida, extinta o actual, que Marte. Se parece a la Tierra en muchos aspectos; El proceso de su formaci\u00f3n, la historia clim\u00e1tica de sus primeros tiempos, sus reservas de agua y fen\u00f3menos geol\u00f3gicos como los volcanes [15,16]. Las misiones desde la MPf tienen un car\u00e1cter de exploraci\u00f3n f\u00edsica y ambiental del entorno, para lo cual la exploraci\u00f3n no s\u00f3lo se realiza con sat\u00e9lites y sondas como la Viking, sino tambi\u00e9n con rovers(peque\u00f1os veh\u00edculos todoterreno) que son capaces de recorrer la superficie marciana, cada vez con mayor autonom\u00eda. En las futuras misiones a Marte, no s\u00f3lo por la NASA sino tambi\u00e9n por la ESA, se desea caracterizar la climatolog\u00eda, as\u00ed como la b\u00fasqueda de vida primigenia, en la que mediante una tecnolog\u00edabasada en biosensores, se puedan analizar muestras in situ y de enviar los resultados a la Tierra en tiempo real.<\/p>\n

La c\u00e1mara de simulaci\u00f3n de MARTE, est\u00e1 especialmente dise\u00f1ada para estudiar condiciones marcianas e introducir muestras electr\u00f3nicas reales. Para ello, se puede modificar la temperatura en el portamuestras en un rango entre 80 K y 450 K, y adem\u00e1s es capaz de modificar la temperatura ambiental entre 200 K y 400 K y de generar \u201ctormentas de polvo\u201d en su interior. El principal objetivo de esta c\u00e1mara es la de probar nuevos dispositivos electromec\u00e1nicos \u201csensores\u201d, por lo que su \u00e1mbito de aplicaci\u00f3n se destina principalmente a la calibraci\u00f3n de sensores e instrumentaci\u00f3n ambiental que ser\u00e1n enviados al espacio en futuras misiones espaciales. El principal reto, est\u00e1 en poder combinar rangos de temperatura en el porta muestras distintos a los de la atm\u00f3sfera, y cruzar esto con cambios bruscos de presi\u00f3n, mientras se mantiene la composici\u00f3n gaseosa de Marte. El portamuestras de MARTE, est\u00e1 dise\u00f1ado para poder soportar dispositivos electromec\u00e1nicos de grandes dimensiones usando la misma geometr\u00eda de las mesas \u00f3pticas, y pudiendo ser enfriado y calentado desde el interior. En cuanto a la atm\u00f3sfera el interior, de MARTE cuenta con unos anillos refrigeradores de nitr\u00f3geno l\u00edquido
\nque en funci\u00f3n de la presi\u00f3n y la composici\u00f3n de la atm\u00f3sfera permite enfriar la misma no s\u00f3lo por radiaci\u00f3n sino tambi\u00e9npor conducci\u00f3n y convecci\u00f3n.<\/p>\n

Adem\u00e1s la c\u00e1mara, est\u00e1 dise\u00f1ada y construida para poder generar tormentas de polvo en su interior mediante un ingenioso sistema de deposici\u00f3n, que mediante la combinaci\u00f3n de un tamiz vibratorio, la gravedad y la diferencia de presiones es capaz de producir una niebla de polvo de part\u00edculas de hierro,similar a las de Marte. Sobre todo este conjunto de posibilidades tambi\u00e9n hay unos pasamuros, en los que se pueden adaptar fuentes de luz hal\u00f3genas y de xen\u00f3n, siguiendo el esquema del movimiento del Sol en el hemisferio norte de Marte, de este modo simulamos la incidencia de la luz solar en funci\u00f3n de la dependencia angular. Todo este complejo sistema se ha desarrollado para testear los sensores de la estaci\u00f3n meteorol\u00f3gica REMS (Rover Environmental Monitoring Station), de lamisi\u00f3n MSL (Mars Science Laboratory) de la NASA, as\u00ed como otros proyectos para la ESA, como ExoMars. El proyecto REMS, lo compone una estaci\u00f3n meteorol\u00f3gica formada por sensores de radiaci\u00f3n ultravioleta, sensor de presi\u00f3n, sensor de temperatura del suelo, sensor de temperatura ambiental, y sensor de viento. En cuanto al vac\u00edo, la c\u00e1mara MARTE puede trabajar en din\u00e1mico o en est\u00e1tico, en din\u00e1mico cuando las condiciones de temperatura tanto del porta muestras como del interior modifican las condiciones de presi\u00f3n, y en est\u00e1tico cuando lo que interesa es cambiar el volumen sin modificar las condiciones de temperatura, como ocurre cuando se desea verificar la resoluci\u00f3n del sensor de presi\u00f3n (calibraci\u00f3n y tiempo de respuesta) en incrementos de presi\u00f3n a partir de 0.05 mbar.<\/p>\n

Conclusi\u00f3n<\/p>\n

El avance en la tecnolog\u00eda del vac\u00edo, dado por la consecuci\u00f3n de presiones cada vez menores, es debido no s\u00f3lo a las mejoras de las bombas, sino tambi\u00e9n al avance en materiales contenedores de vac\u00edo, \u201cc\u00e1maras\u201d, con presiones de vapor y permeabilidades cada vez m\u00e1s bajas. Este desarrollo unido a sistemas de medida m\u00e1s precisos y fiables en rangos extremos, ha permitido que sea posible estudiar la
\nmateria condicionada por fen\u00f3menos atmosf\u00e9ricos, que ocurren en objetos planetarios con un gran inter\u00e9s cient\u00edfico, y que est\u00e1n situados a cientos de miles de kil\u00f3metros de la Tierra, y de dar credibilidad a los resultados en los sistemas experimentales. La experiencia ha demostrado que la simulaci\u00f3n no es s\u00f3lo un recurso de innovaci\u00f3n tecnol\u00f3gica, sino tambi\u00e9n una herramienta \u00fatil, que permite validar la responsabilidad de las misiones espaciales, que debido al alto coste de las mismascondicionan su propia viabilidad. Del fruto de la simulaci\u00f3n de algo tan complejo y tan vasto como es un sistema clim\u00e1tico, en el que una m\u00ednima variaci\u00f3n de un par\u00e1metro condiciona el comportamiento global del sistema, estamos obteniendo un gran provecho tecnol\u00f3gico, que nos permitir\u00e1 en un futuro cada vez m\u00e1s cercano verificar nuestros propios resultados, y realizarnos preguntas sobre fen\u00f3menos que ni siquiera podemos conocer.<\/p>\n

6. Agradecimientos<\/p>\n

Queremos agradecer a las empresas Tecnovac SL y Maques SL el gran esfuerzo t\u00e9cnico y tecnol\u00f3gico, as\u00ed como su colaboraci\u00f3n desinteresada, realizado durante la construcci\u00f3n de algunos de los sistemas de simulaci\u00f3n que se describen en este art\u00edculo. Tambi\u00e9n agradecemos a Jos\u00e9 Flores del ICMM-CSI<\/a>C, por su tiempo, experiencia y dedicaci\u00f3n en la construcci\u00f3n de c\u00e1maras y componentes de vac\u00edo, a Andr\u00e9s Buend\u00eda de la UAM por sus consejos en criogenia y principalmente, a nuestros compa\u00f1eros Eva Mateo Mart\u00ed, Pablo Merino, Guillermo Mu\u00f1\u00f3z Caro, Antonio Jimene\u00e9z, Elena L\u00f3pez, y Celia Rogero por su dedicaci\u00f3n y responsabilidaden la explotaci\u00f3n de las m\u00e1quinas de la unidad de simulaci\u00f3n de ambientes planetarios y microscopia de CAB.<\/p>\n

Referencias bibliogr\u00e1ficas<\/p>\n

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\n

Jes\u00fas Manuel Sobrado
\nCentro de Astrobiolog\u00eda. CSI<\/a>C-INTA
\nUnidad de Simulaci\u00f3n de Ambientes Planetarios y Microscop\u00eda
\n(sobradovj@inta.es)
\nJos\u00e9 \u00c1ngel Mart\u00edn-Gago
\nInstituto de Ciencia de Materiales de Madrid. CSI<\/a>C,
\n(gago@icmm.csic.es)<\/p>\n

Nota: Si quieren leerel original y verlos gr\u00e1ficos, s\u00f3lo tienen que poner en Google el T\u00edtulo de arriba y pulsar buscar. Enlace<\/a><\/p>\n

\r\n\t\t\r\n\t\t
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De Jes\u00fas Manuel Sobrado y Jos\u00e9 \u00c1ngel Mart\u00edn-Gago La Tierra est\u00e1 rodeada, esencialmente, de vac\u00edo. Por tanto, una de las formas de profundizar en el conocimiento del espacio es mediante la utilizaci\u00f3n de equipos de vac\u00edo. No s\u00f3lo se trata de comprender el funcionamiento de los cuerpos celestes o de los procesos que ocurren en […]<\/p>\n","protected":false},"author":2,"featured_media":0,"comment_status":"open","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"_s2mail":"yes","footnotes":""},"categories":[1],"tags":[],"_links":{"self":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/4883"}],"collection":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/users\/2"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=4883"}],"version-history":[{"count":0,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/4883\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=4883"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=4883"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=4883"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}