Satélite GPS

OPS 5111

El OPS 5111

Datos de la misión

Misión: OPS 5111

Nave Espacial: GPS Block I

Lanzadera: Atlas E/F SGS-1, 64F¹​

Masa: 759 kg²​

Rampa de lanzamiento: Vandenberg SLC-3E¹​

Lanzamiento: 22 de febrero de 1978, 23:44 UTC

Final del paseo espacial: 17 de julio de 1985

Duración de la misión: 5 años (planificado) 7 ¹⁄₂ años (logrado)

Datos de las órbitas

Apogeo: 20 291 km³​

Perigeo: 20 075 km³​

Período: 718 minutos³​

Inclinación orbital: 63,3 grados³​

OPS 5111, también conocido como Navstar 1, NDS-1, GPS I-1 y GPS SVN-1, fue un satélite de navegación estadounidense lanzado en 1978 como parte del programa para el desarrollo del Sistema de posicionamiento global. Fue el primer satélite GPS y uno de los once satélites de demostración del bloque I.²​

OPS 5111 fue lanzado a las 23:44 UTC el 22 de febrero de 1978 con un cohete portador Atlas E/F y una etapa superior SGS-1. El Atlas usado tenía el número de serie 64F y fue originalmente construido como un Atlas F.¹​ El lanzamiento tomo lugar en el Space Launch Complex 3E en Vandenberg Air Force Base,⁴​ y colocó al OPS 5111 en una órbita de transferencia. El satélite se elevó en Órbita circular intermedia usando un motor de apogeo Star-27.²​

El 11 de abril de 1978, OPS 5111 estuvo en órbita con un perigeo de 20 075 kilómetros (12 474 mi), un apogeo de 20 291 kilómetros (12 608 mi), un periodo orbital de 718 minutos y una inclinación de 63,3 grados del Ecuador.³​ El satélite estaba destinado a funcionar por 5 anos y una masa de 758 kg.²​ Emitió la señal PRN 04 en la constelación de demostración de GPS, y fue retirado del servicio el 17 de julio de 1985.

Designator id: 1978-020A

Descripción del satélite OPS 5111 (NAVSTAR 1): El Sistema de Posicionamiento Global (GPS) fue desarrollado por el Departamento de Defensa de los EE. UU. Para proporcionar capacidades de navegación las 24 horas para todo tipo de condiciones meteorológicas para las fuerzas militares terrestres, marítimas y aéreas. Desde su implementación, el GPS también se ha convertido en un activo integral en numerosas aplicaciones e industrias civiles en todo el mundo, incluidos los usos recreativos (por ejemplo, navegación, aviones, caminatas), seguimiento de flotas de vehículos corporativos y topografía. GPS emplea 24 naves espaciales en órbitas circulares de 20.200 km inclinadas a 55 grados. Estos vehículos se colocan en aviones de 6 órbitas con cuatro satélites operacionales en cada avión.

Las primeras once naves espaciales (Bloque GPS 1) se usaron para demostrar la viabilidad del sistema GPS. Estaban estabilizados en 3 ejes, apuntando hacia el nadir usando ruedas de reacción. Los paneles solares duales suministraron más de 400 W. Tenían comunicaciones de banda S (SGLS) para control y telemetría y UHF cross-link entre naves espaciales. Fueron fabricados por Rockwell Space Systems, tenían 5.3 m de ancho con paneles solares desplegados y tenían una vida útil de diseño de 5 años. A diferencia de los satélites operativos posteriores, la nave espacial GPS Block 1 se inclinaba a 63 grados.

Bloque GPS 1 Bloque GPS 1 Crédito: USAF Satélite de navegación estadounidense. Los satélites prototipo del Bloque 1 del GPS formaron el sistema de Demostración GPS y fueron seguidos por el sistema operativo del Bloque 2.

AKA: Sistema de Posicionamiento Global; Navstar. Estado: Operacional 1978. Primer lanzamiento: 1978-02-22. Último lanzamiento: 1985-10-09. Número: 11. Masa bruta: 759 kg (1,673 lb). Alcance: 5,30 m (17,30 pies).

La nave espacial estaba estabilizada en 3 ejes, apuntando hacia el nadir usando ruedas de reacción. Conjuntos solares duales suministrados a más de 400 vatios (EOL) y baterías de NiCd cargadas. Las comunicaciones S-Band (SGLS) se usaron para control y telemetría. Un canal UHF proporcionó enlaces cruzados entre naves espaciales. Se utilizó un sistema de propulsión de hidracina para la corrección orbital. La carga incluye dos señales de navegación de banda L a 1575.42 MHz (L1) y 1227.60 MHz (L2)

Los satélites del bloque I cuestan $ 20 millones cada uno. En 1974, se le otorgó a Rockwell un contrato para construir 8 satélites. Una enmienda al contrato de 1978 agregó 4 satélites adicionales. Esto se modificó posteriormente en 1981 para que el duodécimo satélite se produzca como el primer modelo de calificación GPS Bloque 2.

Electric System: 0.40 average kW.

Alcanzar el espacio interestelar

Voyager 1

Modelo de ingeniería de una de las sondas Voyager

Información general

Organización: NASA/JPL

Contratos principales: Jet Propulsion Laboratory

Estado: Activo

Sobrevuelo: Júpiter; Saturno

Fecha del sobrevuelo: 5 de marzo de 1979
12 de noviembre de 1980

Fecha de lanzamiento: 5 de septiembre de 1977, 12:56:00 UTC

Vehículo de lanzamiento: Titan IIIE

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-41

Vida útil: transcurren 41 años, 3 meses y 4 días

Aplicación: Sonda interplanetaria e interestelar

Masa: 721,9 kg

Potencia: 420 W

NSSDC ID: 1977-084A

Sitio web

voyager.jpl.nasa.gov

Júpiter visto desde la Voyager 1.

La Voyager 1 es una sonda espacial robótica de 722 kilogramos, lanzada el 5 de septiembre de 1977, desde Cabo Cañaveral, Florida. Sigue operativa en la actualidad, prosiguiendo su misión extendida que es localizar y estudiar los límites del sistema solar, incluyendo el cinturón de Kuiper y más allá, así como explorar el espacio interestelar inmediato, hasta fin de misión. El 25 de agosto de 2012, a poco más de 19 000 millones de kilómetros del Sol o 122 UA, la sonda dejó atrás la heliopausa, siendo la primera en alcanzar el espacio interestelar.¹​ Su misión original era visitar Júpiter y Saturno.

Fue la primera sonda en proporcionar imágenes detalladas de los satélites de esos planetas.²​ A una distancia de 141 unidades astronómicas (21 093 318 000 km) del Sol, en junio de 2018,³​ es la nave espacial más alejada de la Tierra y la única en el espacio interestelar, pero aún sin salir del sistema solar, quedándole unos 17 702 años aproximadamente para salir a la nube de Oort. Entrará en esta en unos 300 años aproximadamente. La Voyager 1 es actualmente el objeto hecho por el humano más alejado de la Tierra, viajando a la segunda mayor velocidad relativa de la Tierra y el Sol entre las sondas espaciales, después de la Rosetta (que viajó a unos 108.000Km/h entre noviembre de 2009 y agosto de 2014).

A pesar de que su hermana Voyager 2 fue lanzada dieciséis días antes, no se espera que rebase a la Voyager 1. Tampoco la misión New Horizons a Plutón, a pesar de que fue lanzada de la Tierra a una velocidad superior a la de las dos Voyager, ya que durante el curso de su viaje, la velocidad de la Voyager 1 fue incrementada debido a tirones gravitacionales asistidos. La actual velocidad de New Horizons es mayor que la de la Voyager 1, pero cuando New Horizons llegue a la misma distancia del Sol a la que la Voyager 1 se encuentra ahora, su velocidad se calcula que será de 13 km/s, mientras que la de la Voyager 1 que es de 17 km/s.²​

Voyager 1 tiene una trayectoria hiperbólica, y ha alcanzado velocidad de escape, lo que significa que su órbita no regresará al sistema solar interior. Junto con la Pioneer 10, Pioneer 11, Voyager 2 y la New Horizons, Voyager 1 es una sonda interestelar.

Ambas sondas han sobrepasado su tiempo de vida calculado en un principio. Cada sonda obtiene su energía eléctrica de tres RTG, (generador termoeléctrico de radioisótopos), de los cuales se espera que estén generando suficiente energía para que las sondas estén en comunicación con la Tierra hasta por lo menos el año 2025.²​

Planificación y lanzamiento

Trayectoria de las Voyager.

Lanzamiento de la Voyager 1.

La sonda fue lanzada el 5 de septiembre de 1977 desde el Centro Espacial Kennedy de la NASA en Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titan IIIE.

Un defecto de quemado de combustible de la segunda fase del cohete hizo, en principio, temer a los técnicos que la sonda no llegase a Júpiter. Sin embargo, la fase superior Centauro permitió compensar este defecto.

A pesar de haber sido lanzada después de su gemela Voyager 2, la Voyager 1 alcanzó Jupiter dos meses antes que su compañera,⁴​ y, siguiendo una trayectoria más rápida, llegó nueve meses antes a Saturno.⁵​

Desarrollo de la misión

La atmósfera de Júpiter fotografiada desde la Voyager 1.

Júpiter

Imagen de la actividad volcánica de Ío.

Voyager 1 realizó sus primeras fotografías de Júpiter en enero de 1979 y alcanzó su máximo acercamiento el 5 de marzo de 1979 a una distancia de 278 000 km. En su misión a Júpiter realizó 19 000 fotografías, en un periodo que duró hasta abril.⁴​

Debido a la máxima resolución permitida por tal acercamiento, la mayor parte de las observaciones acerca de los satélites, anillos, campo magnético y condiciones de radiación de Júpiter fueron tomadas en un periodo de 48 horas alrededor de dicho acercamiento.

Para fotografiar el planeta Júpiter, la NASA optó por el Sistema Bicolor Simplificado del inventor mexicano Guillermo González Camarena, que era más simple en cuanto a electrónica que el sistema norteamericano NTSC, para una misión a tan larga distancia.

Se acercó a 18 640 km del satélite Io de Júpiter y pudo observar por primera vez actividad volcánica fuera de la Tierra, algo que pasó inadvertido para las Pioneer 10 y 11. El descubrimiento fue realizado por la ingeniera de navegación Linda A. Morabito durante un examen de una fotografía varias horas después del sobrevuelo.⁴​

Saturno

Acelerada por el campo gravitatorio de Júpiter, alcanzó Saturno el 12 de noviembre de 1980, acercándose a una distancia de 124 200 km. En esta ocasión descubrió estructuras complejas en el sistema de anillos del planeta y consiguió datos de la atmósfera de Saturno y de su mayor satélite natural, Titán, del que pasó a menos de 6500 km.⁵​ Debido al descubrimiento de atmósfera en este satélite, los controladores de la misión decidieron que la Voyager 1 hiciera una mayor aproximación a esta luna, sacrificando así las siguientes etapas de su viaje, Urano y Neptuno, que fueron visitadas por su gemela Voyager 2.

Este segundo acercamiento a Titan aumentó el impulso gravitatorio de la sonda, alejándola del plano de la eclíptica y poniendo fin a su misión planetaria.

La Tierra y la Luna fotografiadas por la Voyager 1 el 18 de septiembre de 1977. La imagen fue procesada para equilibrar la luminosidad de ambos cuerpos.

En los límites del sistema solar

El 17 de febrero de 1998 a las 23:10 (hora europea), la Voyager 1 se encontraba a 10 400 000 000 km de la Tierra, récord establecido diez años antes por la sonda Pioneer 10.

En septiembre de 2004, la Voyager 1 alcanzó una distancia de 14 000 millones de kilómetros (93,2 UA, 8700 millones de millas o 13 horas luz) del Sol y es por lo tanto el objeto más lejano construido por el humano. El 15 de agosto de 2006 la sonda Voyager 1 alcanzó la distancia con respecto al Sol de 100 UA, esto es, casi 15 000 millones de kilómetros.

Se aleja con una velocidad de 3,6 unidades astronómicas (29 minutos-luz) por año del Sol, lo que corresponde a 17 km/s. Medidas exactas apuntan a que la velocidad disminuye muy lentamente de forma imprevista. Las causas de este frenado son objeto de diversas controversias.

En una declaración de prensa, el 24 de mayo de 2005 la NASA declaró que la Voyager 1 había alcanzado, como primer objeto construido por el humano, la zona llamada frente de choque de terminación, y continuará viajando por la región conocida como heliofunda, la última frontera del sistema solar, próxima a la heliopausa.

Un punto azul pálido (Pale Blue Dot). Puede observarse la Tierra como un punto de luz situado en la parte central de la imagen. La fotografía fue tomada por el Voyager 1 en febrero de 1990 a una distancia de seis mil millones de kilómetros de la Tierra.

Al viajar muy distante del Sol, para su funcionamiento la Voyager 1 recibe su energía de tres generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), que convierten el calor de la desintegración radiactiva del plutonio en electricidad, en lugar de los paneles solares utilizados en otras muchas sondas para viajes interplanetarios. Se estimó que la energía generada por esta pila nuclear bastaría para alimentar los principales sistemas hasta el año 2025. Los datos de degradación del RTG muestran que se ha conservado en mejor estado de lo previsto, por lo que la duración debería ser mayor.⁶​

La Voyager 1 lleva consigo en su viaje espacial uno de los dos discos con sonidos de la Tierra Sound of Earth.

El 31 de marzo de 2006, operadores de radio amateur del AMSAT en Alemania rastrearon y recibieron ondas de radio provenientes del Voyager 1 usando una antena parabólica de 20 m (66 pies) en la ciudad de Bochum, con una técnica de integración larga. Los datos fueron comparados y verificados contra los datos de la estación en Madrid, España de la Red del espacio profundo. Se cree que este es el primer intento exitoso de localización del Voyager 1 por aficionados.

En mayo del 2008, el Voyager 1 estaba en 12.45° declinación y a 17 125 horas de ascensión recta, en dirección de la constelación de Ofiuco.⁷​

Misión interestelar

Posición de las sondas interestelares lanzadas desde la Tierra. Voyager I no será adelantada por ninguna sonda lanzada hasta ahora.

Ambas sondas Voyager tendrán suficiente energía para operar hasta el año 2025.⁸​

AÑO-DÍA	Término de sus funciones científicas
2007-032	Se apaga el Subsistema de Plasma (PLS). En 2007-013 se apaga el calentador de este instrumento.
2008-015	Apagado del experimento de Radioastronomía Planetaria (PRA)
~FIN 2010	Apagado de la plataforma de escaneado y las observaciones UV
~2015*	Terminan las operaciones con la cinta de datos (DTR)
~2016	Terminan las operaciones con los giroscopios
~2020	Se inicia el apagado selectivo de instrumentos

* Las operaciones con la cinta de datos están sujetas a la capacidad de recibir datos a 1,4 kbps a través de la DSN (Red de espacio profundo), pudiendo alargarse en caso de usar una futura red con más sensibilidad.

** No antes de esta fecha.

El 7 de julio de 2009 la Voyager 1 estaba a 109,71 UA (16 414 millones de kilómetros) del Sol, cuando cruzó el frente de choque de terminación entrando en la heliofunda, la zona terminal entre el sistema solar y el espacio interestelar, una vasta área donde la influencia del Sol cede ante las radiaciones de otros cuerpos lejanos de la galaxia. A esta distancia, las señales del Voyager 1 tardaban más de catorce horas en alcanzar el centro de control en el Jet Propulsion Laboratory en La Cañada Flintridge, California.

Desde el 8 de abril de 2011, a 17 490 millones de kilómetros del Sol,⁹​ detectó un cambio en el flujo de partículas por la cercanía del fin de la heliosfera, que resulta ser ovalada. Los científicos saben que es así debido a la forma en que se comportaba el viento solar al paso de la Voyager.

Esta corriente de partículas cargadas forma una burbuja alrededor nuestro sistema solar conocido como la heliosfera. El viento se desplaza a velocidad “supersónica” hasta que cruza con una onda de choque llamado choque de terminación.

A este punto, el viento disminuye drásticamente su velocidad y se calienta en una región llamada la heliopausa. La Voyager ya determinó que la velocidad del viento en su ubicación presente se ha reducido a cero. Esto significa que Voyager ya alcanzó la región donde el viento solar empieza a dar vuelta sobre sí mismo mientras se estrella contra las partículas del espacio interestelar.

El 14 de junio de 2012 la NASA anunció que la Voyager 1 ha informado de un marcado aumento en la detección de partículas cargadas del espacio interestelar, que normalmente son desviadas por los vientos solares dentro de la heliosfera. Esto es considerado como el borde del sistema solar a una distancia de 120,07 UA (17 860 millones de kilómetros) de la Tierra, ya la sonda comienza a entrar en el espacio interestelar.¹⁰​

El 12 de septiembre de 2013 los científicos de la NASA alcanzaron un consenso basándose en las observaciones que mostraron una brusca disminución de electrones por metro cúbico desde el 25 de agosto de 2012, cuando ésta se redujo hasta 0,08 electrones, quedando dentro de las estimaciones que los modelos actuales predicen para más allá del sistema solar, que estaría entre 0,05 y 0,22 electrones por metro cúbico. De esta manera, la Voyager 1 se convierte en el primer objeto creado por el humano en superar la heliopausa y adentrarse en el espacio interestelar.¹¹​

El 28 de noviembre de 2017 los científicos de la NASA consiguieron corregir la actitud de la trayectoria de la sonda gracias a los propulsores TCM (de «maniobra de corrección de trayectoria») que son iguales que los propulsores de actitud en tamaño y capacidad y están en la parte trasera de la sonda. Desde que la Voyager 1 pasó por Saturno, 37 años antes, no se habían vuelto a usar. La reorientación pudo hacerse mediante pulsos de 10 milisegundos; una maniobra de precisión sobre todo teniendo en cuenta que las señales de control tardaron 19 horas y 35 minutos en llegar a la sonda. ¹²​

El 23 de febrero de 2017 a 20 916 millones de kilómetros (137,747 UA, o sea, 38 h 14 min horas-luz de la Tierra), la sonda se dirige al centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, dejando el espacio dominado por la influencia de nuestro Sol desde el 25 de agosto de 2012 y entrando así en el espacio entre las estrellas, el espacio interestelar.¹³​

El 4 de diciembre de 2017 la NASA informó que el equipo de técnicos del VOYAGER 1, trabajando con los propulsores TCM (de corrección de trayectoria), lograron reorientar la antena de alta ganancia hacia la Tierra. Con este procedimiento se espera incrementar la vida útil de la sonda hasta, por lo menos, el año 2025. Desde su lanzamiento, en 1977, estas correcciones de la posición de la nave respecto a la Tierra se hacían con los impulsores de control de actitud, pero estos se han degradado con el paso del tiempo y el continuo uso. Los propulsores TCM, en cambio, estaban inactivos desde hace 37 años, oportunidad en que se utilizaron para maniobrar la nave y apuntar con precisión los instrumentos hacia los planetas estudiados.

Enlaces externos

• Wikimedia Commons alberga una galería multimedia sobre Voyager 1.
• [2]
• Fotografías de la misión (en inglés)
• ¿Dónde están ahora las voyager 1? (Live-Counter)
• La Misión Voyager Actividad educativa de Celestia

Satélite a Urano y Neptuno

Voyager 2

Representación artística de una de las sondas Voyager

 Información general

Organización: NASA

Estado: Activo

Fecha de lanzamiento: 20 de agosto de 1977

Aplicación: Sonda interplanetaria e interestelar

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Interestelar

La sonda espacial Voyager 2 fue lanzada el 20 de agosto de 1977 desde Cabo Cañaveral, en un cohete Titán-Centauro. Es idéntica a su sonda hermana, la Voyager 1. Ambas sondas habían sido concebidas inicialmente como parte del programa Mariner con los nombres de Mariner 11 y Mariner 12, respectivamente.

A diferencia de su hermana, la Voyager 2 adoptó una trayectoria diferente en su encuentro con Saturno, sacrificando la cercanía a Titán, pero adoptando un mayor impulso gravitacional en su viaje hacia Urano y Neptuno. La sonda alcanzó su mayor cercanía con estos planetas en los años 1986 y 1989, respectivamente.

A pesar de que muchos de sus instrumentos se encuentran fuera de servicio, aún continúa inspeccionando los alrededores del sistema solar. A la velocidad de 14,8 km/s, tardará unos 193 000 años en alcanzar la estrella Ross 248, de la que pasará a una distancia de 1,7 años luz.

Trayectoria de la Voyager 2.

Situada a una distancia de 106,6 UA (1,595×10¹⁰ km) el 2 de noviembre de 2014,¹​ se ha convertido en uno de los objetos más distantes que ha creado el hombre.

El 10 de diciembre de 2007 descubrió que el sistema solar no tiene una forma esférica, sino ovalada, debido al campo magnético interestelar del espacio profundo.²​

Planificación y lanzamiento

Lanzamiento de la Voyager 2.

La sonda Voyager 2 fue lanzada con el fin de aprovechar las posiciones de Júpiter y Saturno, así como la entonces reciente técnica de asistencia gravitatoria. De esta forma, una misma misión podría visitar varios planetas con el ahorro que ello suponía.

La culpa en realidad la tuvo un joven ingeniero aeroespacial de la NASA llamado Gary Flandro. Durante el verano de 1964, mientras trabajaba en el Jet Propulsion Laboratory, el investigador se dio cuenta de que los planetas exteriores del sistema solar (Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno) iban a alinearse de una forma única y extraordinaria durante la siguiente década. Sus cálculos, que refinaban los estudios realizados tres años antes por el científico Michael Minovich, demostraban que era posible enviar una sonda entre 1976 y 1978 para que explorase los cuatro mundos de una sola vez.

Así nació Grand Tour, la misión espacial que aprovechó la asistencia gravitatoria para reducir el viaje por el espacio desde los cuarenta años iniciales a tan solo una década. La última ocasión en la que los planetas se habían alineado de forma semejante había sido en 1801. Si las investigaciones de Flandro eran correctas, la NASA tenía ante sí una oportunidad histórica. En condiciones normales, una nave hubiera tardado más de treinta años en alcanzar Neptuno, tal y como cuenta el astrofísico Daniel Marín, un período de tiempo que la Voyager 2 pudo reducir a sola una década teniendo además la oportunidad de visitar cuatro planetas de una sentada.

Lograr su objetivo, sin embargo, no fue una tarea sencilla. Si el desafío de la Voyager 2 era ambicioso, mayores fueron los problemas experimentados durante el lanzamiento. Fallos en el ordenador de a bordo, problemas en los sistemas de navegación al exceder los límites de velocidad y un mal funcionamiento de uno de los sensores, que indicó por error un insuficiente despliegue en la extensión con los instrumentos científicos, fueron solo algunos de los inconvenientes sufridos durante las primeras horas tras el lanzamiento en Florida. Diez días después, los científicos descubrieron que uno de los propulsores de la antena no estaba bien colocado, afectando a la estructura de la sonda y a su propia trayectoria. Tras corregir los problemas detectados y rediseñar sobre la marcha el sistema de navegación, la NASA comprobó a principios de septiembre, días antes del envío de la Voyager 1, que la nave homóloga funcionaba correctamente.

El personal de tierra estuvo tan concentrado en un problema ocurrido durante el lanzamiento de su gemela, la Voyager 1, que olvidó enviar a la Voyager 2 un código de activación de su antena de alta ganancia. Por suerte, el personal pudo contactar con la sonda a través de la antena de baja ganancia y activarlo.

La sonda Voyager 2 logró viajar a los cuatro planetas más grandes del sistema solar de una sola vez

Desarrollo de la misión

Júpiter

El máximo acercamiento a Júpiter tuvo lugar el 9 de julio de 1979, a 570 000 kilómetros sobre las nubes de las capas altas de la atmósfera del planeta.

Aunque los astrónomos habían estudiado Júpiter desde telescopios en la Tierra desde hacía siglos, los científicos se sorprendieron de los descubrimientos realizados por la sonda.

Las cámaras de la nave revelaron una atmósfera de hidrógeno y helio cuyas nubes presentaban una dinámica mucho más compleja de lo que habían imaginado anteriormente. La sonda descubrió también que el planeta emitía mucha más energía de la que recibía del Sol, lo que podría justificar una actividad atmosférica tan intensa que permitía la existencia de fenómenos como la Gran Mancha Roja.

La existencia de vulcanismo en Ío (luna) fue, probablemente, uno de los descubrimientos más inesperados de la misión realizada con anterioridad por la Voyager 1 unos meses antes. En conjunto, las dos sondas registraron más de nueve erupciones, y hay evidencias de que hubo más en el intervalo de tiempo comprendido entre ambas visitas.

La Voyager 1 había descubierto en la luna Europa largas series de estrías que los científicos habían interpretado como fallas procedentes de procesos tectónicos. Sin embargo, las imágenes de mayor resolución enviadas por la Voyager 2 revelaron que se trataba de fracturas en una capa de hielo que cubre un océano interior.

La sonda descubrió que el satélite Ganímedes, la mayor luna del sistema solar, presentaba dos tipos bien diferenciados de terreno, uno cubierto de cráteres y otro estriado, sugiriendo que la costra helada de esta luna pudiera haber sufrido fenómenos tectónicos.

Calisto presentaba una corteza de hielo muy antigua con muchos cráteres y anillos remanentes de grandes impactos. Los mayores cráteres aparentemente habían sido borrados por el flujo de la corteza de hielo a lo largo de los tiempos geológicos. No hay relieves topográficos aparentes de estos inmensos impactos, salvo una coloración diferente y los restos de anillos concéntricos.

Se descubrió un pequeño anillo alrededor del planeta, así como los satélites Adrastea, Metis y Tebe.

Saturno

Saturno fotografiado por la Voyager 2

El máximo acercamiento de la sonda a Saturno tuvo lugar el 25 de agosto de 1981, cuando la sonda investigó las capas superiores de la atmósfera del planeta.

Sus mediciones revelaron que en los máximos niveles de presión (7 kilopascales) la temperatura era de 70 kelvin (-203 °C). El polo podría estar 10 K más frío, si bien esto podría ser estacional.

Tras sobrevolar Saturno, la plataforma de la cámara de la Voyager 2 se bloqueó, poniendo en peligro los planes de continuar la misión hacia Urano y Neptuno. Había tres años hasta llegar a Urano, por lo que hubo tiempo de sobra para estudiar, entender y resolver el problema. Finalmente, luego de pruebas exhaustivas, se entendió que la causa era el escaso lubricante que llegaba. Se solucionó haciendo que nunca girara a su velocidad máxima, (1 grado por segundo) sino solo a una velocidad de 0,333 grados por segundo, o 0,083 grados por segundo. De esa forma la plataforma pudo seguir siendo utilizada.³​

Urano fotografiado a una distancia de 18 millones de kilómetros.

Urano

El máximo acercamiento a Urano tuvo lugar el 24 de enero de 1986 a 81 500 km de las capas más altas de la atmósfera.

La Voyager 2 descubrió diez lunas antes desconocidas, estudió la atmósfera del planeta, resultado de la inclinación del eje de rotación (97,77º) e investigó el sistema de anillos.

La luna Miranda resultó ser uno de los cuerpos más sorprendentes. La Voyager 2 descubrió al sobrevolarla cañones de 20 km de profundidad y una mezcla de superficies nuevas y viejas. Las cinco mayores lunas parecieron ser agregados de roca y hielo, como las lunas de Saturno.

El análisis de los anillos reveló que eran diferentes de los de Júpiter y Saturno, pudiendo ser relativamente recientes.

La Voyager 2 descubrió uno de los efectos más sorprendentes de la inclinación del planeta: el campo magnético está inclinado 60º respecto al eje de rotación planetario. El campo magnético es arrastrado por la rotación del planeta siguiendo un movimiento de sacacorchos.

No se conocía la existencia de campo magnético en el planeta antes de la llegada de la sonda. Su intensidad es semejante a la del campo magnético de la Tierra, y su orientación hace pensar que se forma a profundidades en las que el agua puede actuar como conductor.

La sonda descubrió, asimismo, que Urano es un tipo de planeta gigante muy diferente de Júpiter y Saturno. Su atmósfera no está formada por hidrógeno y helio, sino por metano y amoníaco. El planeta es de menor tamaño que Júpiter y Saturno, y los investigadores sospechan que en su interior puede haber océanos de agua y hielo.

Neptuno y la mayor de sus lunas, Tritón —abajo, centro, pequeña—, en una imagen tomada por la Voyager 2 en 1989.

Neptuno

La máxima aproximación a Neptuno tuvo lugar el 25 de agosto de 1989. Al ser el último gran planeta que la sonda visitaría, se decidió hacer un vuelo cercano a la luna Tritón, de forma similar a como la Voyager 1 sobrevoló Titán.

La sonda descubrió que el planeta tenía en su atmósfera una gran mancha oscura, si bien esta podría haber desaparecido más tarde, según muestran las imágenes del telescopio Hubble. Originalmente se pensó que podría ser una gran nube, aunque posteriormente se postuló que era un agujero en la capa de nubes que cubren el planeta.

Pese a encontrarse en los límites exteriores del sistema solar, donde la radiación solar es más débil, Neptuno desafió a los científicos mostrando unos fuertes vientos.

Futuro de la sonda

Desde que su misión planetaria terminara, la Voyager 2 ha pasado a ser una sonda interestelar que la NASA piensa utilizar para medir las condiciones más allá de la heliosfera.

Al igual que su gemela la Voyager 1, en 2007 cruzó el frente de choque de terminación.

El 4 de noviembre de 2011, el personal de la Red del Espacio Profundo de la NASA envió comandos a la Voyager 2 para activar el propulsor de reserva que controla la dirección de la nave espacial. Dicha estrategia permitió a esta nave reducir la cantidad de energía necesaria para operar usando propulsores no usados anteriormente, y al reducir el consumo de energía, su vida útil se podría alargar incluso otra década. La nave transmitió los resultados de la maniobra el 13 de noviembre de 2011 y se recibieron en la Tierra el 14, un día más tarde.⁴​

Se espera que la Voyager 2 siga transmitiendo mensajes de radio por lo menos hasta el año 2025.⁵​

Discos mensaje

Pero tal vez el recuerdo más entrañable de este programa espacial sea su función como mensajeros interestelares. Una vez finalizado el Grand Tour planetario, la Voyager 2, junto con la sonda gemela, superaron los confines del sistema solar para adentrarse en lo desconocido, desde donde todavía siguen funcionando y enviando valiosa información científica a diario a la agencia espacial norteamericana. Conscientes de su viaje hacia territorios inexplorados, la NASA le pidió al astrofísico y divulgador Carl Sagan que preparase algún mensaje para una hipotética civilización extraterrestre, por si algún día se topaban con las Voyager.

Los discos de oro que viajan a bordo de las Voyager son una carta de presentación de la humanidad por si alguna vez contactamos con una civilización extraterrestre

Aunque las posibilidades de contacto eran (y siguen siendo) muy pequeñas, los investigadores se pusieron manos a la obra para llevar a cabo una iniciativa única y extraordinaria. Fue el astrónomo Frank Drake quien propuso grabar un disco fonográfico de cobre cubierto de oro, capaz de durar cientos de millones de años en el espacio interestelar y de soportar las condiciones del viaje. El disco de oro, que se incluyó en ambas naves y cuyo contenido se ha replicado para llevarlo al mercado terrestre este año, tomó el testigo de las placas metálicas de las antiguas Pioneer para dar a conocer la existencia de la civilización humana a una supuesta comunidad extraterrestre.

Carl Sagan y la escritora Ann Druyan, junto con el resto de su equipo, idearon el contenido que iría a bordo de las sondas. A modo de cápsula del tiempo, el disco incluye 118 imágenes, 90 minutos de música, saludos en 55 lenguas, sonidos de ballenas o perros ladrando, el estruendoso ruido que produce el cohete Saturno V al despegar, el saludo del por entonces secretario general de las Naciones Unidas y las ondas cerebrales de una joven enamorada. Neurocientíficos de la Universidad de Nueva York grabaron el electroencefalograma de la propia Druyan, pareja de Sagan, que se preparó a conciencia durante los días anteriores para ordenar sus pensamientos antes de la prueba. Pero no imaginaba que el destino le tenía preparada una sorpresa.

Dos días antes de la consulta médica, Carl Sagan y Ann Druyan mantuvieron una conversación telefónica tan impactante como maravillosa. Ambos se habían dado cuenta, mientras preparaban el disco de oro, que habían hallado en el otro a la pareja perfecta, y que querían pasar el resto de su vida juntos. Al colgar el teléfono, la escritora supo que su electroencefalograma registraría un auténtico terremoto: la breve charla había resultado en una declaración de matrimonio. “Mis sentimientos de mujer de 27 años, locamente enamorada, están en ese disco”, explicó la propio Ann a la NASA. En menos de un minuto comprimieron la grabación de una hora completa, donde los pensamientos de la mujer suenan como una explosión romántica. En palabras de la joven, el sonido “es para siempre. Será verdadero dentro de 100 millones de años. Para mí, las sondas Voyager son una especie de alegría tan poderosa que me aleja del miedo a morir”.

https://www.xataka.com/espacio/voyager-2-esta-a-punto-dejar-atras-sistema-solar-para-adentrarse-espacio-interestelar

Primeras Fotos de Marte

Viking 1

Sonda orbital y de aterrizaje

Visión artística de la Sonda.

Datos de la(s) sonda(s)

Nombre: Viking I

Organización: NASA – JPL

Cohete lanzador: Titan IIIE

Tipo de misión: Orbitador y aterrizador

Masa: 3.257 kg (el conjunto con combustible)

Lanzamiento: 20 de agosto de 1975

Lugar de lanzamiento: Cabo Cañaveral (Complejo de Lanzamiento 41)

Masa total: 3527 kg

Llegada a Marte: 20 de julio de 1976; (11:53 UTC, MSD 36455 18:40 AMT, 14 Mina 195; Dariano; 22.48, -49.97Coordenadas: 22.48, -49.97

Fin de la misión; 7 de agosto de 1980

Instrumentos científicos

Viking Orbiter 1:

1. Sistema de imágenes y vídeo
   (Visual Imaging System)
2. Un radiómetro
   (Infra-Red Thermal Mapper)
3. Un espectrómetro infrarrojo
   (Mars Atmospheric Water Detector)

Viking Lander 1:

1. Un analizador de potencial
   (Retarding Potencial Analyzer)
2. Un espectrómetro de masas
   (Upper Atmosphere Mass Spectrometer)

La sonda espacial Viking I es una de las dos sondas espaciales de exploración de Marte pertenecientes al programa Viking de la NASA, compuesta de una sonda orbital llamada Viking Orbiter I y una sonda de aterrizaje llamada Viking Lander I.

Misión

Las sondas fueron lanzadas por un cohete Titan III-E/Centaur el 20 de agosto de 1975, en dirección hacia Marte, alcanzando su objetivo en unos 10 meses. La Viking Orbiter 1 alcanzó la órbita marciana el 19 de junio de 1976, y cinco días después de la inserción orbital comenzó a retransmitir las primeras imágenes. El aterrizaje de la Viking Lander 1 fue retrasado del 4 al 20 de julio, ya que las primeras fotografías del lugar de aterrizaje mostraron que no era totalmente seguro.

Módulo orbitador

Los instrumentos de la nave se componían de dos cámaras vidicon (VIS) para obtener imágenes, un espectrómetro de infrarrojos para el mapeado de vapor de agua y radiómetros infrarrojos para el mapeo térmico. La misión principal del orbitador terminó con el inicio de la conjunción solar el 5 de noviembre de 1976. La misión extendida comenzó el 14 de diciembre de 1976, después de dicha conjunción solar. Las operaciones realizadas incluyeron aproximaciones a Fobos en febrero de 1977. El 7 de agosto de 1980, el Orbitador Viking 1 se fue quedando sin combustible para el control de altitud y su órbita se elevó de 357 × 33943 kilómetros a 320 × 56000 kilómetros para evitar el impacto con Marte y la posible contaminación hasta el año 2019. Las operaciones se dieron por terminadas el 17 de agosto de 1980, después de 1485 órbitas. Un nuevo estudio en 2009 concluyó que, aunque la posibilidad de que Viking 1 haya impactado en Marte no debe ser descartada, es sumamente probable que continúe en órbita.

Módulo de aterrizaje

El módulo de aterrizaje y su cubierta se separaron del orbitador el 20 de julio a las 8:51 UTC. En el momento de la separación, el módulo de aterrizaje estaba orbitando a unos 5 km/s. Los retrocohetes del escudo se encendieron para iniciar la maniobra de la salida de órbita. Después de unas horas a unos 300 km de altitud, el módulo de aterrizaje se reorientó para la entrada atmosférica. El escudo térmico de la cubierta frenó la nave durante su entrada en la atmósfera. En este trayecto se emplearon sensores de presión, temperatura y densidad, así como un espectrómetro de masas para controlar el descenso. A 6 km de altitud, viajando a aproximadamente 250 m/s, el paracaídas de 16 metros de diámetro fue desplegado. Siete segundos después, el escudo se separó de la sonda, y 8 segundos después, las tres patas del módulo de aterrizaje se extendieron. En 45 segundos el paracaídas había reducido la velocidad del módulo de aterrizaje a 60 m/s. A 1,5 km de altitud, retrocohetes en el propio módulo de aterrizaje se encendieron y, 40 segundos después, aproximadamente a 2,4 m/s, la sonda tocó tierra en Marte con una sacudida relativamente ligera.

Este es el calendario de la misión de la Viking Orbiter I:

Fecha	Órbita	Operaciones
20/8/1975	–	Lanzamiento del conjunto VO-VL
19/6/1976	0	Puesta en órbita elíptica sincrónica (1) Inicio de la Viking Primary Mission
20/7/1976	92	Separación de la VL-1
5/11/1976	132	Fin de la Viking Primary Mission
14/12/1976	162	Inicio de la Viking Extended Mission
12/2/1977	235	Sincronización de la órbita con el período de Fobos (2)
24/3/1977	263	Reducción del periastro a 297 km (3)
?/3/1978	652	Fin de la Viking Extended Mission Inicio de la Viking Continuation Mission
?/2/1979	987	Fin de la Viking Continuation Mission Inicio de la Viking Completion Mission
20/7/1979	1120	Aumento del periastro a 357 km (4)
7/8/1980	1485	Fin de la Viking Completion Mission Fin del funcionamiento controlado desde la Tierra

1. Puesta en órbita elíptica sincrónica: periodo 24 h; apoastro 33000 km; periastro 1513 km; inclinación 39º.
2. Sincronización de la órbita con el periodo de Fobos: distancia 100 km.
3. Reducción del periastro a 297 km (resolución de las imágenes: 20 m).
4. Aumento del periastro a 357 km.

Aterrizador marciano

Puesta de Sol fotografiada desde la VL-1.

Imagen de la Viking (con color alterado) donde pueden verse las marcas de la pala mecánica de recogida de muestras.

 

 

Calendario de la misión de la Viking Lander I:

Fecha	Sol*	Operaciones
20/8/1975	–	Lanzamiento del conjunto VO-VL
20/7/1976	0	Aterrizaje en Marte Inicio análisis biológicos y moleculares del suelo y atmósfera Inicio análisis inorgánicos Inicio de imágenes (modo continuo) Inicio observaciones meteorológicas (modo continuo)
?/5/1977	307	Fin de análisis biológicos y moleculares del suelo y atmósfera
20/11/1978	841	Fin de análisis inorgánicos Inicio modo Survey (envío automático de datos semanalmente)
?/2/1979	9??	Envío de imágenes en modo automático semanal Observaciones meteorológicas en modo automático semanal
13/11/1982	???	Fin de operaciones del VL-1 por un fallo humano durante una actualización del software

Vista panorámica desde la Viking Lander 1, del lugar de aterrizaje, Chryse Planitia

Más información en: https://www.astrosafor.net/Huygens/2003/45/Viking.htm

Viking 1: diseño de la misión 

Para evitar cualquier tipo de problemas de contaminación de las muestras que se tomarían de Marte por parte de organismos procedentes de la Tierra, las plataformas que aterrizarían en Marte fueron esterilizadas.

La sonda empleó prácticamente un año en realizar su viaje hacia el Planeta Rojo. De este modo la Viking 1 llegó a la Órbita de Marte el 19 de Junio de 1976, mientras que la Viking 2 lo hizo el 7 de Agosto de 1976. Una vez posicionados en órbita, el equipo de búsqueda de los puntos de aterrizaje para las sondas analizó cuidadosamente las imágenes tomadas por las sondas orbitales y decidió que la primera localización seleccionada al diseñar la misión no reunía todas las condiciones de seguridad necesarias. Así pues, se analizaron puntos de aterrizaje próximos y finalmente la Viking 1 aterrizó el 20 de Julio de 1976 en la ladera oeste de Chryse Planitia (La Planicie de los Dioses) en las coordenadas 22’3 grados norte de latitud, 48’0 grados de longitud.

Así mismo, el quipo certificó como no apropiada la zona de aterrizaje planeada para la Viking 2, después de analizar las fotos de alta resolución obtenidas por la sonda, por lo que determinó una nueva zona de aterrizaje a 47’7 grados de latitud norte y 48’0 grados de longitud, en la Utopia Planitia, lugar donde se produjo el aterrizaje el 3 de Septiembre de 1976.

En un principio se diseñó la misión Viking para garantizar su operatividad durante los 90 días siguientes al aterrizaje. Cada módulo orbital y Plataforma de Aterrizaje, sin embargo, mantuvieron su vida útil durante un largo período de tiempo adicional. De este modo, el módulo orbital Viking Orbiter 1 mantuvo su operatividad durante más de 4 años después de su llegada a Marte.

La Misión Primaria del Proyecto Viking se dio por concluida el 15 de Noviembre de 1976, 11 días antes de la conjunción máxima del planeta (Su paso por detrás del Sol). Tras la conjunción, a mediados de Diciembre de 1976, los controles en la Tierra recuperaron la señal de Telemetría y las operaciones de Telecomando, y comenzaron las operaciones de la Misión Extendida.

 La primera nave que dejó de funcionar fue el Módulo Orbital Viking Orbiter 2, el 25 de Julio de 1978. La sonda había empleado todo su combustible gaseoso en sus Sistemas de Control de Altitud, el cual permitía apuntar sus paneles solares al Sol para mantener el suministro de energía al resto de subsistemas. Cuando la nave perdió su orientación hacia el Sol, desde el JPL se enviaron los comandos para cerrar el suministro energético al transpondedor del Viking Orbiter 2.

 En 1978 se empezó a detectar la falta de combustible en el Sistema de Control de Altitud del Módulo Orbital Viking Orbiter 1, pero tras un estudio y una planificación del consumo de combustible, los ingenieros lograron mantener la posibilidad de que se continuara con el envío de datos a un ritmo más reducido durante otros dos años más. El suministro de gas acabó por agotarse y el suministro eléctrico del Viking Orbiter 1 se desconectó el 7 de agosto de 1980, después de un total de 1489 órbitas de Marte.

 Los últimos datos procedentes de la Plataforma de Aterrizaje Viking Lander 2 legaron a la Tierra el 11 de Abril de 1980. La última transmisión del Viking Lander 1 a la Tierra fue el 11 de Noviembre de 1982. A pesar de los esfuerzos por mantener la comunicación con el Viking Lander 1 durante los seis meses y medio siguientes, la Misión se dio por concluida el 21 de Mayo de 1983.

 Sonda Orbital: Viking Orbiter

El orbitador se basaba en la nave Mariner 9. Era un octágono de unos 2,5 m de diámetro, con una masa, en el momento del lanzamiento, de unos 2500 kg, de los cuales 1445 kg eran combustible y gas (para controlar la altitud de la sonda una vez en Marte). Los objetivos principales de los orbitadores Viking eran:

• El transporte de la sonda de aterrizaje (VL-1 y VL-2).
• Fotografiar la superficie de Marte a modo de mapa del planeta.
• Llevar a cabo una misión de reconocimiento para ubicar y certificar posibles áreas de aterrizaje.
• Actuar como un intermediario de comunicaciones para los Viking Lander.
• Detectar eventuales modificaciones del medio ambiente marciano.

Las ocho caras de la estructura anular (esto es, con forma de anillo) tenían una altitud de 0,4572 m, y tenían un ancho de 1397 mm y 508 mm, alternativamente. La altura total de la sonda era de 3,29 m. Había 16 componentes modulares, 3 en cada una de las 4 caras más largas, y 1 en cada cara corta.²​

Calendario de la misión orbital

Sistema de propulsión y maniobra orbital

La unidad de propulsión estaba colocada sobre la central eléctrica del orbitador. La propulsión se lograba a través de un motor cohete de combustible hipergólico, que era alimentado gracias un sistema bipropelente, con monometilhidracina (CH₃N₂H₃) como combustible y tetraóxido de dinitrógeno (N₂O₄) como oxidante.

El motor era capaz de proveer un empuje de 1.323 N, lo cual significaba un cambio de velocidad (Delta-v) de 1.480 m/s. El control de altitud se lograba por 12 pequeños micropropulsores de nitrógeno comprimido. Un sensor solar, un sensor solar de crucero, un navegador estelar y una unidad de referencia inercial con 6 giroscopios permitían la estabilización en 3 dimensiones. Además, la sonda disponía de micropropulsores de control de actitud ubicados al final de los paneles solares. Dos acelerómetros también iban a bordo.

Lanzamiento del Titan III con la Viking I a bordo.

Perfil de una misión Viking: 1. Lanzamiento; 2. Órbita de transferencia interplanetaria hacia Marte (duración 305-360 días); 3. Inserción en órbita marciana; 4. Separación del orbitador y el aterrizador (3000 km de altitud); 4. Desorbitación; 5. Frenado atmosférico (250 km de altitud, 14000 km/h); 6. Despliegue del paracaídas (6,4 km de altitud, 1600 km/h); 7. Eyección del escudo térmico y despliegue de las patas de aterrizaje (5,7 km de altitud); 8. Eyección del aterrizador y retropropulsión (1,2 km de altitud, 250 km/h); 7. Aterrizaje sobre la superficie (2,5 km/h).

Viking Orbiter I

Fecha	Órbita	Operaciones
20/8/1975	–	Lanzamiento del conjunto VO-VL
19/6/1976	0	Puesta en órbita elíptica sincrónica
20/7/1976	92	Aterrizaje de la VL-1 en Marte
12/2/1977	235	Sincronización de la órbita con el periodo de Fobos (distancia: 100 km)
24/3/1977	263	Reducción del periastro a 297 km
20/7/1979	1120	Aumento del periastro a 357 km
7/8/1980	1485	Fin del funcionamiento controlado desde la Tierra

Sistema de alimentación

Las Viking Orbiter disponían de cuatro “alas” solares que se extendían desde el eje del orbitador. La envergadura de dichas “alas” era de 9,75 m. La nave obtenía energía a través de 8 paneles solares de 1,57 m x 1,23 m, ubicando dos en cada ala. Los paneles solares, con una superficie total de unos 15 m², tenían un total de 34.800 células solares, que producían 620 W de energía en órbita marciana. La energía se almacenaba en dos baterías eléctricas de níquel y cadmio con una capacidad de 30 Ah (108 kC).

Comunicaciones

Las comunicaciones se lograban con un transmisor de 20 W de banda S (2.295 MHz) y dos TWTAs de 20 W. Un receptor de banda X (8.415 MHz) fue colocado para realizar experimentos de comunicaciones.

La sonda tenía una antena parabólica de alta ganancia maniobrable en dos sentidos con un diámetro de 1,5 m colocada en el borde de la base del orbitador. Dos grabadores de cinta eran capaces de almacenar 1.280 Mbit de información. También disponía de una radio UHF de 381 MHz.

Instrumentos científicos

Esta era la plataforma donde se ubicaban el VIS, IRTM y MAWD en las Viking Orbiter.

La sonda orbital portaba tres instrumentos científicos para llevar a cabo los experimentos previstos; un sistema de imágenes (Visual Imaging System, VIS), cartografía infrarroja (Infra-Red Thermal Mapper, IRTM), y un detector de vapor de agua atmosférico (Mars Atmospheric Water Derector, MAWD). Estaban montados en una plataforma orientable que se ubicaba en la base del orbitador, de manera que los paneles solares nunca perdieran el sentido de los rayos del Sol. El instrumental científico tenía una masa total aproximada de 72 kg:

• VIS o Visual Imaging System (Sistema de Imagen Visual) se componía de dos cámaras idénticas, cada una con un telescopio de tipo Cassegrain de 755 mm de distancia focal, un obturador, un tubo Vidicon y un disco portafiltros de seis sectores. El campo visual de cada cámara era de 1,5º x 1,7º, proporcionando imágenes de hasta 1.886 km² para una distancia de 1.500 km en el periastro.

• IRTM o Infra-Red Thermal Mapper (Mapeador Térmico Infra-Rojo) era un radiómetro con 28 canales que funcionaba en el infrarrojo, constituido por cuatro telescopios con sistemas de filtrado y con siete detectores sensibles a un cierto campo espectral cada uno.

• MAWD o Mars Atmospheric Water Detector (Detector de Agua Atmosférica de Marte) era un espectrómetro infrarrojo de cinco campos de longitudes de onda situados en la región de la banda de absorción del vapor de agua; este instrumento debería medir igualmente la proporción de la radiación solar incidente en la atmósfera marciana, con lo que se determinaría la cantidad de vapor de agua atravesada por la radiación.

Selección de imágenes obtenidas por el VIS de las sondas Viking Orbiter

Chryse Planitia.  

Antiguo flujo de agua en la región Maja Valles.

Valles marcianos captados por las sondas.

Sonda de aterrizaje: Viking Lander

Modelo de la sonda de aterrizaje Viking.

La sonda Viking Lander I, o VL-1, sección de aterrizaje que venía conjuntamente con la sonda orbital Viking Orbiter I, fue la segunda sonda espacial que aterrizó en Marte con éxito, el 20 de julio de 1976 (la primera fue la nave rusa Mars 3 en 1971, aunque se perdió la comunicación a los pocos segundos de posarse sobre el planeta). El 3 de septiembre de 1976 haría lo propio la sonda Viking Lander II, o VL-2. Las sondas VL-1 y VL-2, una vez posadas en Marte con el instrumental desplegado, se dedicaron a una serie de objetivos primarios:

• Estudios atmosféricos durante el descenso y aterrizaje.
• Observaciones del medio marciano, y meteorológicas a nivel del suelo.
• Análisis de la composición del suelo y búsqueda de materia orgánica y de vida.

Estructura de la sonda

La sonda consistía en una base hexagonal de aluminio apoyada en tres patas extendidas. La base de las patas formaba los vértices de un triángulo equilátero de 2,21 m de lado (visto desde arriba). Los instrumentos estaban sujetos a la parte superior de la base, y separados de la superficie del planeta por las patas extendidas. Toda la unidad tenía una masa de 657 kg.

Todas las operaciones estaban controladas gracias al ordenador de a bordo, el GCSC o Guidance Control Sequencing Computer (Ordenador Secuenciador de Control de Orientación). Tres unidades gestionaban los datos científicos: la DAPU o Data Acquisition and Procesing Unit (Unidad de Procesamiento y Adquisición de Datos), que era la encargada de recolectar los datos científicos y técnicos convirtiéndolos en datos numéricos para ser posteriormente enviados a la memoria de almacenamiento o a la grabadora, o transmitirlos a la Viking Obiter, para que fuesen enviados a la Tierra, o directamente enviados a la Tierra.³​

Sistema de propulsión y maniobra de descenso

La propulsión estaba a cargo de un cohete monopropelente de hidracina (N₂H₄) con 12 salidas dispuestas en 4 grupos de 3, que proveían 32 N de empuje, dando una velocidad vertical de 180 m/s. Estas salidas también actuaban como propulsores de control y rotación para la sección del Viking dispuesta a aterrizar en Marte.

El descenso final y posado sobre la superficie se lograba mediante tres motores monopropelentes de hidracina. Los motores tenían 18 salidas para dispersar la emisión calórica y minimizar los efectos sobre la superficie. Podían ser regulados, para pasar de 276 N a 2.667 N. La hidracina era purificada para evitar contaminar la superficie marciana. El Viking Lander portaba 85 kg de propelente al momento de lanzamiento, que estaban almacenados en dos tanques esféricos de titanio. El control de la VL se lograba con una unidad interferencial de referencia, cuatro giroscopios, un aero-desacelerador, un altímetro de radar, un radar de descenso y aterrizaje, y los propulsores de control de altitud.

Sistema de alimentación

La energía era provista por dos generadores térmicos radio-isotópicos (llamados RTG, en inglés), que contenían plutonio 238. Cada generador medía 28 cm de alto, 58 cm de diámetro y tenía una masa de 13,6 kg. Generaban 35 W continuos, operando a 4,4 voltios. También contaba con baterías recargables de 28 voltios de níquel–cadmio, para manejar picos de corriente suplementaria de 70 W.

Comunicaciones

Vista de Marte, desde la Viking Lander I. Se puede apreciar la antena parabólica de alta ganancia en la parte superior, y el filtro de colores para las cámaras, abajo a la derecha.

La comunicación se lograba a través de un transmisor de banda S de 20 W, y por medio de 2 TWTAs de 20 W. Una antena parabólica manipulable a lo largo de dos ejes estaba montada cerca del borde de la base de la nave.

Una antena omnidireccional de banda S también se extendía desde la base. Ambas antenas permitían una comunicación directa con la Tierra. Una antena UHF de 381 MHz permitía una comunicación en un sentido hacia el orbitador, usando una radio de 30 W. El almacenaje de datos se daba en un grabador de cinta de 40 Mbit, y la computadora de la VL podía almacenar hasta 6000 palabras en órdenes y procedimientos.

Instrumentos científicos

Detalle del brazo robótico para la recogida de muestras. En el extremo puede divisarse la pala, y en la parte superior (centro de la imagen) el tamiz. El brazo podía girar 180º para poder verter las muestras en los embudos de recogida para los experimentos.

Antes de que las Viking Lander (I y II) se posaran sobre la superficie marciana, ya habían empezado la experimentación científica. Durante el descenso, las sondas observaron y midieron la atmósfera e ionosfera marcianas. Durante esta fase, funcionaron tres instrumentos:

• RPA o Retarding Potencial Analyzer (Analizador de Potencial Retardador) medía la distribución de los electrones del viento solar y de los fotoelectrones ionosféricas, las temperaturas de los electrones en la ionosfera, la composición, la concentración y la temperatura de los iones positivos y la interacción del viento solar con la alta atmósfera.
• UAMS o Upper Atmosphere Mass Spectrometer (Espectrómetro de Masas de la Alta Atmósfera), analizaba la composición molecular de la atmósfera. Proporcionaba un análisis cuantitativo y cualitativo de todos los gases eléctricamente neutros, con un peso molecular inferior o igual a una masa atómica de 50. También medía su abundancia isotópica.
• LASE o Lower Atmospheric Experiment (Experimento de Baja Atmósfera), el cual establecía perfiles verticales (densidad, presión y temperatura) de la atmósfera, desde 90 km de altitud hasta la superficie.

Una vez posado el Viking Lander sobre Marte, se desplegaron el resto de instrumentos de a bordo. Las 2 cámaras proporcionaban imágenes de la superficie. Las fotografías (a color) eran el resultado de la combinación de ambas cámaras por el barrido de cientos de líneas en azul, rojo y verde. Para las propiedades físicas del suelo se utilizaron métodos simples, como la dureza, analizada gracias al hundimiento de los patines de las patas de la sonda. Dos pares de imanes estaban colocados en el sistema de toma de muestras, separando los minerales magnéticos del resto; otros imanes colocados sobre el metal de los RGT capturaban el polvo cargado magnéticamente. El Viking Lander además estaba provisto de tres sismómetros miniatura solidarios de la estructura del aterrizador para la medida de movimientos sísmicos.

Para las medidas meteorológicas se usaron sensores colocados en lo alto de un mástil erguido tras el aterrizaje. Las temperaturas se medían por medio de tres termopares. Un anemómetro, constituido también por un termopar, se encargaba de la velocidad del viento y su dirección. Igualmente, un sensor de temperaturas se ubicaba en el sistema de toma de muestras, para conseguir establecer perfiles de temperatura en las proximidades del suelo. El sensor de presión estaba colocado bajo la estación, e iba midiendo las variaciones de presión conforme el aparato descendía hasta la superficie.

Para la recogida de las muestras del suelo, las sondas disponían de un sistema de recogida de muestras, constituido por una pala al final de un brazo robótico articulado de 3 metros de longitud con la que cavar zanjas alrededor de la sonda. El brazo trituraba las muestras y las pasaba por un tamiz, ubicado en la parte final del mismo, para luego llevar dichas muestras a los compartimentos específicos para los experimentos, debajo de unos embudos situados en el cuerpo principal de la nave. Para analizar la composición del suelo se trató de determinar el contenido en elementos químicos y la identificación de la composición molecular. El XRFS o X-Ray Fluorescente Spectrometer (Espectrómetro de Fluorescencia X) era el encargado de los elementos químicos, mientras que el GCSM o Gas Chromatograph Mass Spectrometer (Espectrómetro de Masa en Fase Gaseosa) lo era para los análisis moleculares y concentraciones de gas, orgánicos o inorgánicos.

Resultados de los experimentos

Se determinó que el principal constituyente neutro de la alta atmósfera es el dióxido de carbono CO₂; el nitrógeno sólo representa un 6% de la cantidad de CO₂, y el oxígeno molecular O₂ un 0,3%. La presencia de nitrógeno es muy importante porque este gas está considerado como un factor determinante para la existencia de algún tipo de forma de vida.

Las medidas meteorológicas eran efectuadas doce veces al día. Pusieron en evidencia valores medios de las temperaturas diurnas que oscilaban entre -85 °C (en la puesta del Sol) hasta -29 °C (al mediodía), variaciones diarias de presión del orden de 0,2 mbar (para una presión media de 6 mbar), y velocidades de viento que alcanzaban 8 m/s ( 28,8 km/h) (durante el día).

En teoría, los sismómetros debieron registrar los movimientos del suelo, pero debido a la sensibilidad de las estaciones al viento, así como las vibraciones de los instrumentos, el origen de los registros nunca quedó claramente establecido.

El suelo de Marte es relativamente duro, existiendo en algunos lugares una corteza de varios centímetros de espesor que recubre un nivel más blando, y que una parte de los materiales de la superficie contiene minerales magnéticos. El XRFS afirmó la presencia de hierro, calcio, sílice, aluminio y titanio en las muestras del suelo recogidas por el brazo mecánico. El GCMS, para los análisis moleculares y de gases, determinó que la proporción de argón 36/argón 40 en la atmósfera marciana era muy inferior al de la atmósfera terrestre, demostrando que este planeta no ha tenido una desgasificación tan importante como la Tierra; este instrumento no encontró complejos orgánicos suficientes (menos de una parte por millón) para afirmar algún proceso biológico, presuponiendo además que el agua encontrada se asociaba a ciertos minerales.

Experimentos biológicos Viking: la búsqueda de la vida en Marte

Uno de los motivos principales para el envío del aterrizador marciano era la búsqueda recurrente de la vida en Marte. Para ello, las sondas Viking que se posaron sobre la superficie llevaban consigo el Biology Instrument, un contenedor de experimentos, tres exactamente; el Pyrolytic Release Experiment, el Labeled Release Experiment, y el Gas Exchange Experiment.

Pyrolytic Release Experiment

Este experimento se basaba en el principio de la asimilación del carbono, que establece que la materia viva fija el carbono de la atmósfera mediante fotosíntesis. Previamente se procedía a esterilizar una parte de la muestra durante tres horas a 160 °C. Las muestras eran incubadas durante cinco días bajo una luz artificial (sin ultravioleta). Después, para volver a colocar las muestras obtenidas en las condiciones naturales del medio marciano, se introducía en la cámara de incubación CO₂ marcado al carbono 14. Tras el periodo de incubación la temperatura del contenedor era elevada hasta los 650 °C con el objetivo de pirolizar toda la materia orgánica. A continuación se introducía helio para la transferencia de la fase de vapor por medio de un filtro, analizándose el resto de grupos volátiles mediante un detector de radiaciones, de manera que se pudiera detectar el carbono 14 que podía haber sido fijado por la materia orgánica. Se comparaban las muestras, esterilizada y no esterilizada, para medir la radioactividad. Si los resultados eran iguales, se presuponía que no había ningún agente biológico; si era distinto, se podría admitir la presencia de materia orgánica que hubiera alterado el resultado.

Labeled Release Experiment

El Labeled Release Experiment se basaba en el concepto de la asimilación de moléculas orgánicas, como aminoácidos, por microorganismos presentes en las muestras de suelo; tras la asimilación, se producirían una serie de gases que contuvieran una parte del carbono presente en las moléculas orgánicas. Para ello se procedía a la colocación en una incubadora de las muestras con atmósfera marciana. A dicha muestra se le añadiría un agente líquido nutritivo (con formiatos, lactatos y aminoácidos) marcado al carbono 14. Si durante el experimento existiera un aumento en la radioactividad de la atmósfera de la incubadora, había que pensar que era el resultado de la emisión de gases marcados al carbono 14 producidos por la asimilación de la materia nutritiva por los microorganismos marcianos.

Gas Exchange Experiment

Este otro experimento se fundamentaba en el principio de intercambios entre la materia viva y la atmósfera, y en la presencia de materia nutritiva en el suelo. La muestra se le añadía, dentro de la incubadora, de un agente nutritivo no marcado y de una mezcla gaseosa de helio, kriptón y dióxido de carbono. En el experimento se analizaba las muestras de la mezcla gaseosa en una columna cromatrográfica, de forma que pudiese ser detectado un eventual aumento de concentración en dióxido de carbono, en CH₄, y en nitrógeno, que indicaría una asimilación de la materia nutritiva por materia viva.

Análisis de los experimentos biológicos

Tras analizar los resultados de los experimentos biológicos la comunidad científica fue reservada para calificar que algún proceso biológico existía en la superficie de Marte. Se realizaron tres experimentos; en el primero se usó una muestra de 0,1 g del suelo recogida por el brazo mecánico introduciéndola en la incubadora. Este experimento se trataba del Pyrolytic Release Experiment. Tras realizar el experimento, en el que se simulaban las condiciones marcianas sin rayos ultravioleta, se afirmaría la presencia de agentes biológicos detectando la fotosíntesis de los posibles microorganismos. El analizador detectó la presencia de emanaciones gaseosas de compuestos carbonáceos que en principio se trataban de dióxido de carbono y, en una muestra gemela esterilizada, no se dio tal circunstancia. Por tanto el resultado fue positivo para la presencia de seres vivos.

En el segundo experimento, que se trataba del Labeled Release Experiment, se usó para la muestra un caldo orgánico para que los posibles microorganismos existentes en dicha muestra emitieran dióxido de carbono a causa del metabolismo de este compuesto. Este resultado fue en principio negativo, ya que en la muestra calentada no aportó ningún resultado válido.

En el último experimento, el Gas Exchange Experiment, se trató de buscar metabolitos orgánicos, tales como el metano, tras aportar a la muestra nutrientes orgánicos con marcado al carbono 14. El resultado fue probablemente positivo, ya que se encontró una variación en el nitrógeno tras estar observando la muestra durante 200 días, aparte de un evidente desprendimiento de oxígeno y dióxido de carbono.

Los científicos determinaron entonces, no con total convencimiento, que la presencia de vida en Marte era inexistente. Se basaron en que los resultados del primer y tercer experimento, que dieron positivo, se podían explicar gracias a procesos químicos y geológicos. En el caso del segundo experimento, que dio negativo, los científicos argumentaron que quizás el analizador era demasiado poco sensible para detectar trazas orgánicas en tan poca cantidad.

Finalmente explicaron que quizás la mejor forma de encontrar agentes biológicos en Marte sería excavando a una cierta profundidad del suelo, ya que los letales rayos ultravioleta destruirían cualquier tipo de vida (la capa de ozono no existe en Marte).⁴​

Mucho más recientemente, se ha argumentado que las sondas Viking pudieron no solo ser incapaces de detectar la vida en Marte y, sobre todo, que los científicos podrían no haber sabido interpretar los datos que éstas transmitieron, sino que a causa de los múltiples experimentos las sondas pudieron haber acabado con la vida existente en las muestras, ya que los posibles microorganismos marcianos no responderían igual que los terrestres a los procesos químicos a los que se les habría expuesto.⁵​

MÁS INFORMACIÓN

• Probable presencia de anhídrido carbono Marte

La entrada en órbita marciana tuvo lugar a las cero horas 38 minutos del domingo, cuando el Vinking-1 se encontraba a 314 millones de kilómetros de la Tierra y a 9.600 kilómetros de Marte. El doctor Bautista, director de la Estación Espacial de Madrid, ha declarado a EL PAIS que el ingenio «llevaba 10 meses de camino, cuando tuvo lugar la entrada en órbita. Se aproximaba al planeta con una velocidad de .18.000 kilómetros por hora. Esta velocidad es demasiado grande. Si no se hubiese hecho nada, el Viking habría pasado de largo».

Esto fue lo que les sucedió a otros muchos ingenios interplanetarios que le han precedido. Esa fue la, suerte corrida por Mars-IV (soviético) y Mariner-IV (norteamericano), Zond-2…, y tantos otros.

El Viking-1, al que le sigue otra nave espacial norteamericana, Viking-2, logró entrar en órbita porque los retrocohetes funcionaron del modo previsto. «Su velocidad se redujo en 5.300 kilómetros por hora -añade el doctor Bautista- quedando capturado por el campo gravitatorio marciano. La órbita en la que ha entrado es una órbita provisional de 42 horas y media de período. Ahora es necesario reducir el período a 24,6 horas -que es la duración del día marciano».

Más fotografías

El Viking-1, va a estar varios días en órbita. Su objetivo es tomar multitud de fotografías para poder determinar con precisión la zona de aterrizaje. Una de las zonas más favorables para la operación es la llanura de Chryse, cerca del gran barranco de Cóprates, una gigantesca garganta que corre a lo largo de casi un tercio del ecuador del planeta. El Viking-2 que le sigue se posará más cerca del polo norte donde se especula que hay más posibilidades de encontrar organismos vivientes. A simple vista, Marte ofrece desde la Tierra una típica coloración rojiza. Pero a medida que se le observa más cerca desaparece ese color y lo que se advierte es una superficie con manchas claras y oscuras así como unos casquetes blancos en los polos con los que se ha especulado mucho. Se habló de la posible presencia del hielo, con primaveras e inviernos que originaban fusión y congelación.

El análisis espectral ha mostrado una atmósfera tenue, con gran riqueza de nitrógeno, con poca presencia de agua, elemento de esencial importancia en los seres vivientes, tal como éstos se han desarrollado en la Tierra.

Los famosos canales marcianos, unas líneas de sorprendente geometría conocidas desde hace mucho tiempo, parecen ser regiones desérticas y grandes cráteres, provocados por el bombardeo de los meteoritos. Marte análogamente a la Luna, no está como la Tierra protegido de la lluvia de meteoritos por una atmósfera densa.

Otros análisis espectrales han mostrado la presencia en el planeta vecino del enlace químico C-H (carbono e hidrógeno), típico de los seres vivientes. Pero el misterio marciano sigue sin resolverse. No se han podido comprender hasta la fecha las variaciones de extensión de sus manchas con las temporadas. En todo caso es un planeta dinámico donde suceden cosas a un nivel geológico, y probablemente biológico, que sólo podrán ser despejadas con las fotos cada vez más cercanas y con el análisis de su suelo.

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La NASA digitalizará los datos del Viking 1, primer aterrizador marciano

Corría el año 1975 cuando la sonda Viking 1 partió de la Tierra rumbo a Marte. Fue la primera misión que tenía como objetivo hacer aterrizar un robot allí. 11 meses después, el 20 de julio de 1976, Viking 1 se convirtió en el primer objeto construido por el hombre que aterrizaba en el planeta rojo. Gracias a él, pudimos ver las primeras fotos de la superficie de Marte, y conocer más datos sobre él.

Toda esa información quedó recogida en microfilms analógicos. Para evitar que toda esa información se acabe perdiendo, pues los films analógicos utilizan componentes químicos que se desgastan con el tiempo, un científico de la NASA, llamado David Williams, se va a encargar de digitalizar toda esa información. Junto con su equipo, van a utilizar un lector de microfilms para digitalizar todos los rollos del Viking 1.

Este hecho, además de tener una motivación sentimental de hacer que no se pierda esta valiosa información de la primera misión controlada desde la Tierra en la superficie marciana, tiene como objetivo revisar y tener disponible la máxima información posible del planeta rojo, ya que son pocas las misiones que se han realizado en este planeta. Además, lo que llevó de primeras a Williams a buscar los rollos de microfilm fue una petición de unos biólogos para contrastar unas hipótesis con las que estaban trabajando.

Por ello, cualquier información que haya sobre Marte es de vital importancia para futuras investigaciones. De hecho, toda la información del Viking se utiliza para comparar la que envía el Curiosity a la Tierra, y se utilizará para comparar la que recogerá el rover Mars 2020. El Mars 2020 llevará nuevos instrumentos científicos cuidadosamente seleccionados, entre los que se encuentra un conversor dióxido de carbono en oxígeno, para comprobar si, ulteriormente, se podría respirar aire de manera normal en Marte.

De esta manera, se podrá estudiar cómo ha evolucionado el entorno marciano durante las últimas décadas. En el caso de que hubiera diferencias en la tierra o en la atmósfera, esto podría indicar la presencia de vida en el planeta, entre otros factores.

La nave Viking 1 era realmente avanzada para su época, tal y como podemos observar en la calidad de las fotografías que hay disponibles de la expedición. Además, con la Viking 1 se pudo comprobar la hipótesis de la dilatación gravitacional del tiempo, propuesta en la Teoría de la Relatividad General de Einstein. Para ello, mandaron señales de radio de ida y vuelta al Viking 1. En una de las pruebas, lo hicieron en un momento en el que el Sol estaba entre medias de la Tierra y Marte. El efecto Shapiro coincidía con las predicciones de la Relatividad General.

Esta misión originó varias controversias, las dos más importantes fueron:

¿Encontró la misión vida en Marte?

En 1976 la NASA envió dos sondas espaciales a Marte, Viking 1 y Viking 2, para determinar si había vida en el planeta rojo.

Las sondas llevaron a cabo tres experimentos especialmente diseñados con este objetivo, uno de ellos fue llamado Labeled Release Experiment.

Este experimento consistía en tomar muestras de suelo de Marte y mezclarlas con agua que contenía nutrientes y átomos radiactivos de carbono. La idea era que si el suelo contenía microbios, éstos metabolizarían los nutrientes y liberarían dióxido de carbono radiactivo o gas metano.

Desgraciadamente, los resultados del Labeled Release Experiment no fueron confirmados por los dos experimentos posteriores, que dieron ambos negativo, por lo que la agencia espacial descartó la posibilidad de que hubiera vida en Marte.

El misterioso rostro fotografiado en Marte

La «Cara» de Marte es un rasgo distintivo en la superficie del planeta Marte ubicado en la región de Cidonia, concretamente en Cidonia Mensae, que para algunas personas se asemeja a un rostro humano. Mide aproximadamente 3 km de largo por 1,5 km de ancho y se ubica a 41º05′ norte y 9º50′ oeste. Fue fotografiada por primera vez el 25 de julio de 1976 por la sonda espacial Viking 1, que orbitaba el planeta en ese momento. El hecho llamó la atención del público seis días después en un informe de prensa entregado por la NASA.

La interpretación científica

La interpretación mayoritariamente aceptada de las primeras fotografía sugiere que es una forma natural del terreno, una de las muchas mesetas esparcidas por Cidonia. En este orden de ideas, la apariencia de una cara se da porque la combinación del ángulo de iluminación de la luz del Sol y la baja resolución de la foto tienden a suavizar las irregularidades de la superficie, y por la tendencia del cerebro humano a reconocer patrones familiares, especialmente caras (pareidolia). Además, un lapso en los datos enviados por el Viking 2 creó un punto negro exactamente donde los orificios de la nariz se ubicarían en una cara. Muchos otros puntos como éste son visibles en la foto

Sin embargo, a partir del fenómeno de pareidolia, también se originó otra interpretación de carácter ufológico seudocientífico, que indicaba que la fotografía representaba un monumento de algún tipo, y su existencia era prueba de que una inteligencia extraterrestre habitó Marte (los marcianos), o que visitó este planeta en un momento lejano del pasado. El principal proponente de esta interpretación es Richard Hoagland; su «Mensaje de Cidonia», en el libro Los monumentos de Marte: una ciudad al borde de la eternidad, se basa en una interpretación de otros rasgos de la región de Cidonia como las llamadas Pirámides de Marte. La publicación de este libro ha popularizado la creencia en la artificialidad de la cara.

La comunidad científica acoge esta teoría con escepticismo y la considera algo absurda y poco probable:

La interpretación oficial está apoyada por las nuevas fotografías tomadas por la sonda Mars Global Surveyor, en 1998 y 2001, y por la sonda Mars Odyssey en 2002. Fotografiada bajo diferentes condiciones de iluminación y a una resolución más alta, la forma no parece una cara.¹​ Sin embargo, los promotores de las teorías de la conspiración del ocultamiento extraterrestre no creen en estas nuevas fotografías y alegan, sin presentar pruebas, que las imágenes habrían sido alteradas.

Posteriormente en el año 2006, la sonda Mars Express, de la Agencia Espacial Europea (ESA), obtuvo excelentes imágenes de alta resolución espacial (13,7 metros por píxel), que permitieron eliminar cualquier duda que pudiera quedar sobre la naturaleza de esta estructura, ratificándose que es puramente geológica.²​

Prueba Misión Internacional

Apolo-Soyuz

Encuentro en órbita de dos mundos distintos y distantes

El programa espacial Soyuz-Apolo

El quince de julio de 1975, la cápsula espacial soviética Soyuz-19 y el vehículo estadounidense Apollo-18 fueron lanzados con siete horas de diferencia, desde el Cosmódromo de Baikonur (RSS de Kazajistán, URSS) y el Centro Espacial Kennedy (Cabo Cañaveral, Florida, EEUU). Dos días después se realizó el acoplamiento de las dos naves. A unos 200 kilómetros de la Tierra los cosmonautas soviéticos y los de los Estados Unidos se dieron el histórico apretón de manos en la órbita terrestre.

Primera prueba de una misión internacional. Paso previo a las estaciones espaciales internacionales.

La tripulación del Soyuz 19 estaba formada por el comandante de la nave, Alexéi Leónov, que era una leyenda por haber sido el primer hombre en realizar una caminata espacial en 1965, y el novato Valeri Kubasov, el ingeniero de a bordo. La parte estadounidense, Apolo ASTP (extraoficialmente también denominada Apolo XVIII), estaba representada por Thomas Stafford, un veterano de tres vuelos; Vance Brand, quien nunca había volado al espacio; y Donald “Deke” Slayton, miembro del primer grupo de los astronautas de la historia formado por la NASA.

Esta fue la primera vez que las dos potencias espaciales colaboraron, dejando de lado su rivalidad. El acoplamiento de las naves se produjo ante una enorme audiencia. La gente miraba alucinada la imagen capturada por las cámaras de televisión instaladas en la propia estación.

Las dos cápsulas estuvieron acopladas durante 44 horas, tiempo suficiente para que los cosmonautas intercambiaran banderas y regalos, conversaran en ambos idiomas y comieran juntos.

Ahora el general Leónov recuerda ese evento histórico con humor: “Entre nuestras naves había una frontera, unas rayas blancas y negras. Y cuando nos acoplamos, Tom Stafford me extendió la mano… Yo la apreté y como él no se negaba ¡lo arrastré a nuestra cápsula!”

El encuentro fue la culminación de más de dos años de una intensa preparación técnica y de una no menos vigorosa actividad diplomática por parte de ambos equipos. Las conversaciones informales entre el entonces presidente Kennedy y el secretario general del Comité Central del Partido Comunista de la Unión Soviética, Jruschov, habían empezado en 1962, y concluyeron con el acuerdo firmado en Moscú, diez años más tarde, por el presidente Richard Nixon y el lider soviético Leonid Brézhnev.

Como explica el experto Yuri Korash, cuando el presidente Nixon decidió pasar de la confrontación a la época de negociaciones, acordó utilizar el espacio como una de las más claras manifestaciones del comienzo de un nuevo periodo en las relaciones entre la Unión Soviética y EE. UU.

Además de la importancia política, el programa conjunto Soyuz-Apollo produjo grandes avances técnicos. La misión permitió, por ejemplo, que ambas naciones conocieran el programa espacial de su compañera.

Durante la preparación del vuelo, los cosmonautas soviéticos y sus compañeros de reemplazo visitaron y se entrenaron en el Centro Espacial Johnson, mientras que los astronautas estadounidenses viajaron a Moscú.

Por aquel entonces esos astronautas todavía no sabían que el siguiente proyecto conjunto, Soyuz-Shuttle, iba a fracasar y que tendrían que pasar veinte años más hasta la próxima colaboración entre los dos países.

Hasta el día de hoy se han hecho varios centenares de acoplamientos internacionales en estaciones espaciales. Pero el programa Soyuz-Apollo fue el primero.

El astronauta estadounidense Donald Slayton (a la izquierda y “boca abajo”), piloto de la misión Apolo ASTP, y el cosmonauta soviético Alexei Leonov, primer hombre en realizar un “paseo espacial” (1965) y comandante de la nave Soyuz 19, durante uno de los encuentros en órbita de las tripulaciones de la misión conjunta Apolo-Soyuz. Esta imagen fue una de las más reproducidas por la prensa internacional en 1975. [Foto: NASA]

El Apolo ASTP estadounidense fotografiado desde la Soyuz 19 en la órbita terrestre. En la proa del módulo de mando cónico, única zona habitable de la nave, está acoplado el Docking Module (DM; en el extremo izquierdo de la foto) diseñado específicamente para esta misión y al que a su vez se unió la nave soviética. Las misiones lunares Apolo protagonizaron la hazaña de ser los primeros (y únicos) vuelos tripulados que se posaron en nuestro satélite (seis misiones con éxito y una fallida entre 1969 y 1972). Esta misión Apolo-Soyuz de 1975 fue el último vuelo de las naves Apolo antes de pasar a formar parte de la historia de la carrera espacial. [Foto: Academia de Ciencias de la URSS]

La verde cobertura textil de la Soyuz 19 contrasta con el blanco de un área nubosa de la Tierra. En esta excelente imagen captada por la tripulación del Apolo ASTP se pueden distinguir los diferentes módulos de la nave soviética. De izquierda a derecha: (a) el módulo orbital habitable con el mecanismo de acoplamiento al DM en su extremo, (b) el módulo de mando y descenso de la tripulación y (c) el módulo de servicio o de instrumentación y propulsión (único no habitable), al que está fijado el doble juego de paneles fotovoltaicos desplegables. La versión actual de este fiable y robusto diseño de la ingeniería espacial soviética, cuya vigencia ha resistido el paso de más de cuatro décadas, sigue operativa en nuestros días. Si nadie lo remedia, las Soyuz pronto serán el único medio de transporte de tripulaciones hacia la Estación Espacial Internacional a partir de la retirada de los transbordadores espaciales norteamericanos Shuttle. [Foto: NASA]

El primer apretón de manos entre los dos comandantes de la misión: Thomas Stafford (con vestimenta naranja, en el Docking Module) y Leonov (al fondo, en el módulo orbital de la Soyuz). [Agencia TASS]

La doble designación oficial de esta primera y única misión espacial conjunta de las dos superpotencias fue Apollo-Soyuz Test Project (ASTP, por sus siglas en inglés) y Экспериментальный полёт Союз-Аполлон (ЭПСА, Eksperimantalniy polyot Soyuz-Apollon, EPSA, por sus siglas y transcripción del ruso), que viene a significar en castellano “Vuelo experimental Soyuz-Apolo”.

Sellos conmemorativos de la misión conjunta Apolo-Soyuz editados en 1975 por los servicios postales de EEUU (10 centavos de dólar) y de la URSS (12 kopeks de rublo).

El perfil de la misión Apolo-Soyuz era sencillo y poco ambicioso más allá de su espíritu simbólico: dos días después de sus respectivos lanzamientos desde EEUU y la URSS el 15 de julio de 1975 mediante cohetes Saturno IB y Soyuz-U, ambas naves tripuladas se encontrarían en una órbita baja terrestre para acoplarse mediante un módulo de atraque diseñado exclusivamente para esta expedición: el Docking Module ASTP (DM), que fue unido en órbita a la proa del módulo de mando del Apolo para su posterior acoplamiento con la nave soviética Soyuz y el encuentro entre ambas tripulaciones.

DOS PAÍSES, DOS SISTEMAS

El DM, con 3,15 m de longitud, 1,4 m de diámetro máximo y unas dos toneladas de masa, era básicamente una esclusa —con un volumen útil equivalente al de una pequeña furgoneta— cuya función era permitir la transferencia y el encuentro de ambas tripulaciones en órbita a pesar de sus diferentes sistemas… de soporte vital. Mientras que en el Apolo estadounidense había una atmósfera de baja presión compuesta sólo de oxígeno, en la Soyuz soviética se vivía en un ambiente más familiar para los organismos terrícolas: una mezcla de oxígeno y nitrógeno con una presión más elevada y más parecida al aire que respiramos en la Tierra. El DM, además de solventar el problema de los diferentes entornos de soporte vital, permitió la conexión de los circuitos de comunicaciones de ambas naves. Su sistema de atraque APAS-75 de tipo andrógino y diseño soviético permitió la unión del complejo Apolo-DM a la Soyuz.

Otro problema, el del idioma, fue solventado por la condición relativamente bilingüe de las tripulaciones, que utilizaron indistintamente el ruso y el inglés para comunicarse… aunque debido al extraño acento del comandante norteamericano cuando hablaba ruso, el comandante soviético Leonov bromeó diciendo que “en realidad en la misión se hablaron tres lenguas: el inglés, el ruso y el oklahomski“, en referencia al Estado del Medio-Oeste de donde era nativo Thomas Stafford (Oklahoma).

Sección del hábitat multimodular durante las 44 horas que permanecieron unidas las naves. Apolo a la izquierda, DM en el centro y Soyuz a la derecha (clic en la imagen para ampliar). [Ilustración: Agencia soviética TASS]

Durante las 44 horas que estuvieron unidas las naves, sus tripulaciones intercambiaron regalos, diplomas, banderas, bebidas y delicatessen típicas de cada país. En estos casi dos días completos de convivencia en órbita (la mayor parte del tiempo en el DM y en el módulo orbital de la Soyuz) también hubo ocasión de realizar algunos experimentos científicos conjuntos así como, finalmente, una maniobra de acoplamiento adicional que volvió a poner a prueba con éxito el sistema soviético de atraque APAS-75.

ENCUENTRO DE DOS MUNDOS DISTANTES

En su contexto histórico, Apolo-Soyuz supuso no sólo un hito en la historia de la carrera espacial humana, al tratarse de la primera misión conjunta de las dos naciones que hasta ese momento habían rivalizado sin tregua en la conquista del cosmos desde el inicio de la carrera espacial por parte de la URSS en 1957, sino también un acontecimiento con repercusiones evidentes en la opinión pública mundial en el marco de la distensión y la llamada política de “coexistencia pacífica” entre EEUU y la URSS, un paréntesis de 1972 (firma del Acuerdo SALT I) hasta 1980 de relativa tregua en la Guerra Fría entre las dos superpotencias globales. Receso cuyo fin coincidió con la llegada del halcón anticomunista Ronald Reagan a la Casa Blanca a principios de 1981 y que dio paso a una nueva etapa histórica de máxima tensión internacional.

Vista con los ojos de hoy, tras más de dos décadas de cooperación espacial internacional en la Estación Mir y en la ISS, la misión conjunta Apolo-Soyuz podría parecer algo normal. Nada más lejos de la realidad en el contexto de 1975. La misión Apolo-Soyuz simbolizó y significó algo parecido al encuentro en el espacio de dos naves con seres procedentes de mundos muy distintos y distantes… y no sólo porque hablaran lenguas dispares y respiraran atmósferas diferentes.

Tras años de dura competencia entre los Estados Unidos y la URSS la carrera espacial perdió bastante impulso tras el éxito de la misión Apolo 11, que en 1969 ponía por primera vez a un hombre en la Luna.

Se suele considerar que su fin lo marca la misión Apolo-Soyuz, que el 17 de julio de 1975 a las 16:19:09 UTC alcanzaba su objetivo con el acoplamiento en órbita de un módulo de comando Apolo, que llevaba un adaptador específicamente diseñado para la misión, con la Soyuz 7K-TM.

El programa Apolo-Soyuz en el Museo Nacional del Aire y el Espacio de los Estados Unidos

Aquí se pueden ver unidades a tamaño real del programa de pruebas Apolo-Soyuz, el programa conjunto de los EEUU y la URSS para desarrollar y probar un mecanismo común de atraque para naves espaciales. En 1975 esta misión fue la primera vez que naves espaciales de dos países se encontraron en el espacio. A la izquierda están los módulos de comando y de servicio Apolo. Esta nave se usó como vehículo de pruebas durante el programa Apolo y fue restaurada para ser expuesta aquí. En el centro está el módulo de atraque que fue construido como reserva del utilizado durante la misión. A la derecha está la Soyuz verde, que incluye un módulo orbital esférico, un módulo de aterrizaje con forma de campana, y un módulo de servicio cilíndrico. Es un modelo construido por la Asociación de Producción científica Energía, la empresa que aún fabrica las Soyuz reales.

A bordo de la nave estadounidense iban Thomas Sttaford, Vance Brand, y Deke Slayton; a bordo de la Soyuz iban Alexei Leonov y Valeri Kubasov.

Symbol of Cooperation: placa conmemorativa que ambas tripulaciones ensamblaron en órbita

Historic Handshake: Apretón de manos entre Stafford y Leonov tras la apertura de las escotillas

Leonov y Kubasov volvieron a tierra el 21 de julio a las 10:50:00 UTC; su misión fue la primera misión espacial soviética cuyo lanzamiento y aterrizaje fue televisado.

Sttaford, Brand y Slayton amerizaron el 24 de julio a las 21:18:00 UTC; su misión fue la última misión tripulada de la NASA en amerizar, y ellos fueron los últimos astronautas de la NASA en salir al espacio hasta que John W. Young y Robert L. Crippen despegaron a bordo del transbordador espacial Columbia el 12 de abril de 1981 en la misión STS-1.

Dejando aparte el valor de relaciones públicas y de imagen de la misión esta sirvió para que ambas agencias espaciales comenzaran a trabajar juntas, lo que desembocó en las misiones de los transbordadores espaciales a la Mir –aunque casi veinte años más tarde– y luego en la Estación Espacial Internacional.

 

  

 

 Certificate Signing of First American and Russian Docking: Firma del certificado conjunto de la misión

 

 

 

Imágen superficie otro planeta

Venera 9

La concepción artística de Venera 9 aterrizó en Venus

Tipo de misión: Venus orbiter / lander

Operador: Lavochkin

ID COSPAR: 1975-050ª; 1975-050D

SATCAT no.: 7915; 8411

Duración de la misión

Orbiter: 158 días

Lander: 53 minutos

Propiedades de naves espaciales

Astronave: 4V-1 No. 660

Fabricante: Lavochkin

Lanzamiento de masa: 4.936 kg (10.882 lb)

Masa de aterrizaje: 1,560 kg (3,440 lb)

Masa de carga útil: 660 kg (1,455 lb)

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 8 de junio de 1975, 02:38 UTC ^[1]

Cohete: Proton-K / D ^[1]

Sitio de lanzamiento: Baikonur 81/24

Fin de la misión

Último contacto: Orbiter: 26 de marzo de 1976; Lander: 22 de octubre de 1975

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Cytherocentric

Excentricidad: 0.89002

Pericytherion: 7,625 km (4,738 mi)

Apocytherion: 118,072 km (73,367 mi)

Inclinación: 29.5 grados

Período: 48.3 horas

Venus orbiter

Componente de nave espacial: Orbiter

Inserción orbital: 20 de octubre de 1975

Vender de Venus

Componente de nave espacial: Lander

Fecha de aterrizaje: 22 de octubre de 1975, 05:13 UTC

Lugar de aterrizaje: 38′ E ° N 291.64 ° E (cerca de Beta Regio)

Lanzada el 8 de junio de 1975, la nave Venera 9 (Венера-9, designada por el fabricante como 4V-1 No. 660), integrante del programa Venera. Fue una sonda espacial soviética que fue la primera astronave que envió a la Tierra una imagen de la superficie de otro planeta, en este caso de Venus. Estaba compuesta por un orbitador y un módulo de aterrizaje (lander) que el 20 de octubre de 1975 se separó del orbitador y aterrizó el mismo día cerca del zenit del sol en la superficie de Venus. Un sistema de circulación de fluido fue usado para distribuir el calor. Este sistema de pre-enfriamiento previo a la entrada, permitió la operación de la nave por 53 minutos después del aterrizaje. El aterrizaje se produjo a cerca de 2.200 km del posterior lugar de aterrizaje de la Venera 10.

Instrumentos del orbitador

La lista de instrumentos y experimentos del orbitador incluía:

• Espectrómetro de infrarrojos de 1.6-2.8 μm
• Radiómetro de infrarrojos de 8-28 μm
• Fotómetro para ultravioleta de 352 nm
• 2 fotopolarímetros (335-800 nm)
• Espectrómetro de 300-800 nm
• Espectrómetro de Lyman-α H/D
• Radar de mapeo biestático
• CM, DM para ocultaciones de radio
• Magnetómetro triaxial
• Cámara ultravioleta de 345-380 nm
• Cámara de 355-445 nm
• 6 analizadores electroestáticos
• 2 Trampas de modulación iónica
• Detector de protones de baja energía y ondas alpha
• Detector de electrones de baja energía
• 3 contadores de semiconductores
• 2 contadores de descarga de gas
• Detector de Cherenkov

Módulo de aterrizaje

El 20 de octubre de 1975, el módulo de aterrizaje se separó del orbitador e inició el descenso. El aterrizaje se produjo con el Sol cerca del zenit a las 05:13 UTC del 22 de octubre. La Venera 9 aterrizó dentro de un radio de 150 km del punto 31°01′N 31.01°N] 291.64°E cerca de la Beta Regio, en una pendiente de 20° de inclinación cubierta de rocas (se sospecha que la pendiente forme parte del valle tectónico conocido como Aikhulu Chasma). La sonda de aterrizaje pesaba 1.560 kg al inicio de la entrada atmosférica. Una vez llegada a la superficie, su peso era, sin embargo, de 660 kg.¹​

Se hizo uso de un sistema de fluido circulante para distribuir el calor. Este sistema permitió que el módulo funcionara durante 53 minutos después de aterrizar, a la vez que se perdía el contacto por radio con el orbitador.²​ Durante el descenso, la disipación de calor y deceleración fue secuencialmente conseguida gracias a las cubiertas hemiesféricas de protección, tres paracaídas, un freno aerodinámico en forma de disco y el sistema de amortiguadores de la sonda. El aterrizaje se produjo a unos 2.200 km de donde aterrizaría la Venera 10.

La sonda de aterrizaje de la Venera 9 midió la nubes de Venus, que tenían entre 30 y 40 km de grosor, con su base a entre 30 y 35 km por encima de la superficie del planeta. También detectó substancias químicas en la atmósfera de Venus, como hidrocloros, ácido fluorhídrico, bromo, o yodo. Otras de las medidas que tomó incluyen la presión de superficie (90 atmósferas – 9 MPa), la temperatura (485 °C), y los niveles de luz en superficie (comparables a los de los días nublados de la Tierra en latitudes medias). La Venera 9 fue la primera sonda en enviar a la Tierra fotografías de calidad, en blanco y negro, de la superficie de Venus. En ellas se podían ver sombras, que no había (aparentemente) polvo en suspensión, y una variedad de rocas de entre 30 y 40 cm que no parecía erosionadas. Las fotografías de 360 grados que se querían hacer, no se llevaron a cabo debido a que la tapa del objetivo de la segunda cámara no se abrió, limitándose a 180 grados.

Venera 9 midió nubes que tenían 30-40 km (19-25 mi) de espesor con bases a 30-35 km (19-22 mi) de altitud. También midió los productos químicos atmosféricos, incluidos el ácido clorhídrico, el ácido fluorhídrico, el bromo y el yodo. Otras mediciones incluyeron una presión superficial de aproximadamente 9,100 kilopascales (90 atm), una temperatura de 485 ° C (905 ° F) y niveles de luz superficial comparables a los de las latitudes medias de la Tierra en un día nublado de verano. Venera 9 fue la primera sonda en enviar imágenes de televisión en blanco y negro de la superficie de Venus que no mostraban sombras, polvo aparente en el aire y una variedad de rocas de 30 a 40 cm (12 a 16 pulgadas) que no se erosionaron. No se pudieron tomar imágenes panorámicas planificadas de 360 ​​grados porque una de las dos cubiertas de la lente de la cámara no salió, lo que limita las imágenes a 180 grados. Esta falla se repitió con Venera 10.

Componentes del módulo

La sonda de aterrizaje incluía:²​

• Sensores de temperatura y presión
• Acelerómetro
• Fotómetro de IR visible – IOV-75
• Nefelómetros – MNV-75
• Espectrómetro de masas P-11- MAV-75
• Telefotómetros panorámicos (2)
• Anemómetro – ISV-75
• Espectrómetro de rayos gamma – GS-12V
• Densitómetro de rayos gamma – RP-75

Resultados

Los resultados preliminares arrojaron los siguientes datos:

• (A) Nubes de 30km a 40km de ancho a 30-35 km de altitud.
• (B) Constituyentes atmosféricos incluyeron HCL, HF, Br y I.
• (C) Presión atmosférica en la superficie cerca de 90 atmósferas terrestres.
• (D) Temperatura de la superficie 485 °C.
• (E) Niveles de luz comparable a un día nublado en el verano.
• (F) En las fotografías se observaron sombras, no hay aparentemente polvo en el aire y una variedad de rocas de entre 30-40 cm sin erosionar.
• (G) La sonda aguantó 50 minutos antes de ser aplastada, en esas condiciones, 485 °C y 90 atmósferas de presión, compuestas por amoníaco y ácidos varios. Esa presión es equivalente a 1 km debajo de los océanos terrestres.

Procesamiento de imagen

Donald P. Mitchell posteriormente encontró algunos de los datos de imágenes originales de Venera mientras investigaba el programa soviético Venus, y reconstruyó las imágenes utilizando un software moderno de procesamiento de imágenes.

Panorama de 180 grados de la superficie de Venus desde el módulo de aterrizaje soviético Venera 9 , 1975. Imagen en blanco y negro de rocas estériles, negras y de pizarra contra un cielo plano. El suelo y la sonda son el foco. Varias líneas faltan debido a una transmisión simultánea de los datos científicos

Otra información detallada, en:

https://danielmarin.naukas.com/2014/07/23/la-superficie-de-venus-como-nunca-la-visto/

 

Sobrevuelo de Mercurio

Mariner 10

Mariner 10

 

Tipo de misión

Exploración planetaria

 

Operador: NASA / JPL

ID COSPAR: 1973-085A ^[1]

SATCAT no.: 6919 ^[1]

Duración de la misión: 1 año, 4 meses, 12 días

Propiedades de naves espaciales

Fabricante: Laboratorio de Propulsión a Chorro

Lanzamiento de masa: 502.9 kilogramos (1.109 lb)

Poder: 820 vatios (en el encuentro de Venus)

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 3 de noviembre de 1973, 05:45:00 UTC

Cohete: Atlas SLV-3D Centaur-D1A

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-36B

Desactivado: 24 de marzo de 1975

Sobrevuelo de Venus

Enfoque más cercano: 5 de febrero de 1974

Distancia: 5,768 kilómetros (3,584 mi)

Sobrevuelo de Mercurio

Enfoque más cercano: 29 de marzo de 1974

Distancia: 704 kilómetros (437 mi)

Sobrevuelo de Mercurio

Enfoque más cercano: 21 de septiembre de 1974

Distancia: 48,069 kilómetros (29,869 mi)

Sobrevuelo de Mercurio

Enfoque más cercano: 16 de marzo de 1975

Distancia: 327 kilómetros (203 mi)

Crucero a Venus

Trayectoria de la nave espacial Mariner 10: desde su lanzamiento el 3 de noviembre de 1973, hasta el primer sobrevuelo de Mercuio el 29 de marzo de 1974

Mapa de Mercurio rastreado por la Mariner 10. La banda que aparece es la parte superior derecha es la zona de la que no se obtuvieron datos.

Mariner 10 fue la última sonda espacial dentro del programa Mariner de la NASA. Fue lanzada el 3 de noviembre de 1973, dos años después de la Mariner 9. Su misión era probar un transmisor experimental en banda X, explorar la atmósfera, superficie y características físicas de Venus y Mercurio y validar la asistencia gravitatoria, usando en este caso a Venus para acelerarse en su trayecto final hacia Mercurio.

En Venus fotografió la atmósfera de este planeta en el espectro ultravioleta, además de realizar otros estudios atmosféricos.

Visitó Mercurio en tres ocasiones, el 29 de marzo y el 21 de septiembre de 1974 y el 16 de marzo de 1975. En total cartografió entre el 40 y el 45% del planeta, aunque sólo del lado iluminado por el Sol durante los sobrevuelos.

La nave

La estructura de la nave era de forma octogonal, con marcos de magnesio y ocho compartimentos para la electrónica. Medía 1,39 m en diagonal y 0,457 m de profundidad. Dos paneles solares, cada uno de 2,69 m de largo y 0,97 m de ancho, se extendían desde los laterales, con un total de 5,1 m² de superficie. La longitud total de la nave, con los paneles extendidos, era de 8 metros. La sonda disponía de una plataforma móvil con dos grados de libertad y un mástil de 5,8 m de largo donde se alojaba el magnetómetro. La masa total en el lanzamiento era de 502,9 kg. La masa total de los instrumentos de a bordo era de 79,4 kg.

El empuje del motor, alimentado por hidracina alojada en un tanque esférico situado en el centro de la nave, era de 222 newton. La estabilización de la nave en los tres ejes se conseguía con dos juegos de tres pares de propulsores alimentados por nitrógeno situados ortogonalmente entre ellos y montados en los extremos de los paneles solares. El control estaba bajo el ordenador de a bordo, con una memoria de 512 palabras aumentada por los comandos terrestres. La electricidad era obtenida por 2 paneles solares con una superficie total de 5,1 m² y generaban 540 vatios de potencia que se almacenaba en una batería de NiCd con capacidad de 20 A/hora.

La antena de alta ganancia tenía un diámetro de 1,37 m y tenía una estructura con forma de panel de abeja hecha de aluminio. También llevaba una antena de baja ganancia montada al final de un mástil de 2,85 m. Las antenas permitían a la nave transmitir en banda S y banda X, y la velocidad de transmisión máxima estaba en 117,6 kilobits por segundo. La nave espacial llevaba un rastreador de estrella con el que seguía a Canopus y sensores solares y de adquisición en las puntas de los paneles solares. El interior de la nave fue aislado con múltiples mantas térmicas en la parte superior e inferior. La nave portaba un escudo térmico que se desplegó después de su lanzamiento para proteger a la nave en el lado orientado hacia el Sol. Cinco de los ocho compartimentos de la electrónica llevaban también cortinillas regulables para controlar la temperatura interior.

Los instrumentos a bordo de la nave espacial midieron la superficie de la atmósfera y las características físicas de Mercurio y Venus. Los experimentos incluyeron la fotografía de televisión, campo magnético, el plasma, radiometría infrarroja, espectroscopia ultravioleta, y detectores de ciencia de radio. Un transmisor experimental en banda X, de alta frecuencia, fue trasladado por primera vez en esta nave espacial.

Asistencia de vela solar

En 1974, luego de detectarse una falla en el sistema de control de actitud, se utilizó propelente adicional para realizar las maniobras, por lo que corría peligro el correcto acercamiento a Mercurio y la posición de la antena apuntando hacia la Tierra, ante un inminente agotamiento del propelente. Como medida desesperada, se decidió dirigir adecuadamente los paneles solares para que pudieran ser utilizados a manera de vela solar, lo que proporcionaría el empuje necesario para reemplazar algunas de las maniobras que requerirían gasto adicional de propelente.¹​

De esta manera, aunque en forma accidental, se utilizó por primera vez la presión de la luz (en las cercanías del Sol) a manera de vela solar, lo que en este caso produjo que se salvara la continuidad de los objetivos de la misión.¹​

En la actualidad

Debido a que la nave espacial consumió la totalidad de su combustible, ya no puede corregir su dirección para apuntar a la Tierra, por lo que se ha perdido contacto con la misma y simplemente ha quedado a la deriva, orbitando alrededor del Sol.²​

Mariner 10 fue la primera nave espacial en hacer uso de una maniobra de tirachinas gravitacional interplanetario, utilizando Venus para doblar su trayectoria de vuelo y llevar su perihelio al nivel de la órbita de Mercurio. ^[3] Esta maniobra, inspirada en los cálculos de la mecánica orbital del científico italiano Giuseppe Colombo , colocó a la nave espacial en una órbita que repetidamente la trajo de vuelta a Mercurio. Mariner 10 utilizó la presión de radiación solar en sus paneles solares y su antena de alta ganancia como un medio de control de actitud durante el vuelo, la primera nave espacial en usar control de presión solar activa.

Los componentes en Mariner 10 se pueden clasificar en cuatro grupos en función de su función común. Los paneles solares, el subsistema de potencia, el subsistema de control de actitud y la computadora mantuvieron a la nave operando adecuadamente durante el vuelo. El sistema de navegación, incluido el cohete de hidracina, mantendría a Mariner 10 en camino hacia Venus y Mercury. Varios instrumentos científicos recogerían datos en los dos planetas. Finalmente, las antenas transmitirían estos datos a la Red de Espacio Profundo de regreso a la Tierra, y recibirían comandos del Control de la Misión. Los diversos componentes e instrumentos científicos de Mariner 10 estaban unidos a un cubo central, que tenía aproximadamente la forma de un prisma octogonal. El concentrador almacenó la electrónica interna de la nave espacial. ^{[1] [4] [5]} La nave espacial Mariner 10 fue fabricada por Boeing. ^{[6] La} NASA estableció un límite estricto de $ 98 millones para el costo total de Mariner 10, que marcó la primera vez que la agencia sometió a una misión a una restricción presupuestaria inflexible. No se tolerarían excesos, por lo que los planificadores de la misión consideraron cuidadosamente la rentabilidad cuando diseñaron los instrumentos de la nave espacial. ^[7] El control de costos se logró principalmente al ejecutar el trabajo del contrato más cerca de la fecha de lanzamiento que el recomendado por los calendarios normales de la misión, ya que la reducción del tiempo de trabajo disponible aumentó la eficiencia de costos. A pesar del apretado calendario, se perdieron muy pocos plazos. ^[8] La misión terminó con alrededor de $ 1 millón por debajo del presupuesto. ^[9]

Mariner 10 fotografió la Tierra y la Luna poco después del lanzamiento

Durante su primera semana de vuelo, el sistema de cámara Mariner 10 se probó tomando cinco mosaicos fotográficos de la Tierra y seis de la Luna. También obtuvo fotografías de la región del polo norte de la Luna donde la cobertura anterior era pobre. Estas fotografías proporcionaron una base para que los cartógrafos actualicen los mapas lunares y mejoren la red de control lunar.^[56]

Lejos de ser un crucero sin incidentes, el viaje de tres meses de Mariner 10 a Venus estuvo plagado de fallas técnicas que mantuvieron el control de la misión al límite. ^[57] Donna Shirley relató la frustración de su equipo: “Parecía como si siempre estuviéramos aplicando un parche a Mariner 10 el tiempo suficiente para pasar a la siguiente fase y la próxima crisis”.^[58] Una maniobra de corrección de trayectoria se realizó el 13 de noviembre de 1973. Inmediatamente después, el rastreador de estrellas se encerró en un brillante copo de pintura que se había desprendido de la nave espacial y perdió el seguimiento de la estrella guía Canopus. Un protocolo de seguridad automatizado recuperó Canopus, pero el problema de la pintura descamada se repitió a lo largo de la misión. La computadora de a bordo también experimentó restablecimientos no programados de vez en cuando, lo que obligó a reconfigurar la secuencia del reloj y los subsistemas. También se produjeron problemas periódicos con la antena de alta ganancia durante el crucero. El 8 de enero, se produjo una falla de funcionamiento causada por un diodo cortocircuitado en el subsistema de alimentación. ^14] Como resultado, el regulador de potencia principal y el inversor fallaron, dejando a la nave espacial en función del regulador redundante. Los planificadores de la misión temían que el mismo problema pudiera repetirse en el sistema redundante y paralizar la nave espacial.^[59]

En enero de 1974, Mariner 10 realizó observaciones ultravioletas del cometa Kohoutek. Otra corrección a mitad de camino se realizó el 21 de enero de 1974.

Venus sobrevuelo

La nave espacial pasó Venus el 5 de febrero de 1974, el acercamiento más cercano fue 5,768 km a las 17:01 UT. Fue la duodécima nave espacial que llegó a Venus y la octava para devolver datos del planeta,^[60] así como la primera misión para tener éxito al transmitir imágenes de Venus a la Tierra.^[61] Mariner 10 se basó en observaciones hechas por Mariner 5 seis años antes; importante, Mariner 10 tenía una cámara mientras que la misión anterior carecía de una. ^62] Cuando el Mariner 10 giró alrededor de Venus, del lado nocturno del planeta a la luz del día, las cámaras rompieron la primera imagen de Venus de la sonda, mostrando un arco iluminado de nubes sobre el polo norte que emergía de la oscuridad. Inicialmente, los ingenieros temieron que el rastreador de estrellas pudiera confundir la mucho más brillante Venus con Canopus, repitiendo los percances con pintura descascarada. Afortunadamente, el rastreador de estrellas no funcionó mal. La ocultación de la Tierra ocurrió entre las 17:07 UT y las 17:11 UT, durante la cual la nave espacial transmitió ondas de radio de la banda X a través de la atmósfera de Venus, recopilando datos sobre la estructura de la nube y la temperatura.^{[63] [64]} Aunque la capa de nubes de Venus es casi sin rasgos en la luz visible, se descubrió que los detalles de las nubes extensas se podían ver a través de los filtros de la cámara ultravioleta de Mariner. La observación ultravioleta en la Tierra había mostrado algunas manchas indistintas incluso antes del Mariner 10, pero el detalle visto por Mariner fue una sorpresa para la mayoría de los investigadores. La sonda continuó fotografiando Venus hasta el 13 de febrero.^[65] Entre las 4,165 fotografías adquiridas, una serie resultante de imágenes captó una atmósfera gruesa y claramente modelada que producía una revolución completa cada cuatro días,^[62] tal como lo habían sugerido las observaciones terrestres ^[66]

Fin de la misión

Con su gas de maniobra casi agotado, Mariner 10 comenzó otra órbita del sol. Las pruebas de ingeniería se continuaron hasta el 24 de marzo de 1975,^[3] cuando el agotamiento final del suministro de nitrógeno se señalizó por el inicio de un giro de inclinación no programado. Los comandos fueron enviados inmediatamente a la nave espacial para apagar su transmisor, y las señales de radio a la Tierra cesaron.

El Mariner 10 presumiblemente sigue orbitando alrededor del Sol, aunque sus componentes electrónicos probablemente hayan sido dañados por la radiación del Sol.^[73] Mariner 10 no ha sido detectado o rastreado desde la Tierra desde que dejó de transmitir. La única forma en que no estaría en órbita sería si hubiera sido golpeada por un asteroide o gravitacionalmente perturbada por un encuentro cercano con un cuerpo grande. Ambas ocurrencias son extremadamente improbables, por lo que se supone que aún están en órbita. ^{[citación necesitada]}

Descubrimientos

Durante su sobrevuelo de Venus, Mariner 10 descubrió evidencia de nubes giratorias y un campo magnético muy débil. Utilizando un filtro ultravioleta cercano, fotografió las nubes de Chevron de Venus y realizó otros estudios atmosféricos.

La nave espacial voló más allá de Mercurio tres veces. Debido a la geometría de su órbita, su período orbital era casi exactamente el doble que el de Mercurio, el mismo lado de Mercurio estaba iluminado por el sol cada vez, por lo que solo pudo representar el 40-45% de la superficie de Mercurio, tomando más de 2.800 fotografías. Reveló una superficie más o menos similar a la Luna. Por lo tanto, contribuyó enormemente a nuestra comprensión de Mercurio, cuya superficie no se había resuelto con éxito a través de la observación telescópica. Las regiones mapeadas incluyeron la mayoría o todos los cuadrángulos de Shakespeare, Beethoven, Kuiper, Michelangelo, Tolstoj y Discovery, la mitad de los cuadrángulos de Bach y Victoria, y pequeñas porciones de Perséfone Solitudo (más tarde Neruda), Liguria (más tarde Raditladi) y cuadrángulos de Borealis.^[74]

Mariner 10 también descubrió que Mercurio tiene una atmósfera tenue que consiste principalmente de helio, así como un campo magnético y un gran núcleo rico en hierro. Sus lecturas del radiómetro sugirieron que Mercurio tiene una temperatura nocturna de -183 ° C (-297 ° F ) y temperaturas diurnas máximas de 187 ° C (369 ° F).

Arañas

Vuelo orbital de arañas

En 1973 la misión espacial Skylab 3 llevó al espacio a las primeras arañas de jardín europeo llamadas Arabella y Anita. El experimento “arañas en el espacio” fue un proyecto científico ideado por un estudiante llamado Miles Judy, y la idea era observar cómo la ingravidez y los vuelos espaciales afectan a la construcción de la telaraña.

Ambas arañas lograron tejer sus telas, Arabella terminó la suya primero. Las redes tardaron más de lo normal para completarse, por supuesto, y se muestran algunas variaciones con respecto a las redes normales en la Tierra. Los científicos determinaron más tarde que a pesar de las redes espaciales que figuraban diferencias de espesor, eran de una calidad más fina en general.

Ambas arañas murieron en el espacio (al parecer por deshidratación) a los dos meses, y sus cuerpos están ahora en exhibición en el Museo Espacial Smithsoniano.

Recientes estudios indican que las arañas se pueden adaptar con facilidad a la vida en el espacio. Durante sus primeros días lucen “desorientadas”, y sus telarañas adoptan extrañas formas, pero luego de algunos días logran crear telarañas con una precisa simetría. Experimento con arañas se ha convertido en uno de los pasatiempos favoritos de los astronautas. El comandante de la EEI, Mike Fincke comento: “Estamos impresionados con el hecho de que las arañas puedan adaptarse al espacio tan rápidamente”.

Skylab 3 (también llamado SL-3 o SLM-2¹​) fue la segunda misión tripulada con destino a Skylab, la primera estación espacial estadounidense. La misión comenzó el 28 de julio de 1973, con el lanzamiento de tres astronautas a bordo de una nave Apolo desde un cohete Saturno IB y tuvo una duración de 59 días, 11 horas y 9 minutos. Se efectuaron en total 1084,7 horas de experimentos relacionados a temas como estudios médicos, observaciones solares y estudios sobre los recursos de la Tierra, entre otros.

Skylab 3 realizó estudios médicos que ampliaron enormemente los conocimientos sobre la adaptación y la readaptación fisiológica que sufren los humanos durante el vuelo espacial, continuando así con los trabajos en esta materia de la misión precedente. Dado que Skylab 3 duplicó el récord de estadía en el espacio para un ser humano (los astronautas estuvieron casi dos meses en el espacio durante esta misión), los efectos fisiológicos sobre los astronautas fueron más notorios, lo que permitió realizar estudios más completos.

Skylab 3 también realizó experimentos biológicos que tenían previsto estudiar los efectos de la microgravedad en ratones, moscas de la fruta, células individuales y células en medio de cultivo. Sin embargo los experimentos relacionados con los ratones y moscas no se pudieron realizar debido a un corte en la electricidad 30 horas después del lanzamiento y que provocó la muerte de los animales.³​

Los alumnos de secundaria de todo Estados Unidos participaron en las misiones Skylab proponiendo experimentos en astronomía, física y biología. Los estudios realizados durante la misión Skylab 3 trataron sobre el estudio de la liberación de gases en microgravedad, los rayos X de Júpiter, inmunología in vitro, la formación de telas de araña, la ciclosis, la medición de la masa y el análisis de los neutrones.

 

Sobrevuelo de Saturno

Pioneer 11

Dibujo que muestra la sonda Pioneer 11 a miles de millones de kilómetros de la Tierra.

La sonda espacial Pioneer 11 fue una de las primeras sondas del programa de exploración espacial de la NASA. Fue lanzada desde Cabo Cañaveral el 5 de abril de 1973. Después de atravesar con éxito el cinturón de asteroides el 19 de abril de 1974, se ajustó su velocidad para situar su trayectoria cerca de Júpiter. Durante su sobrevuelo de Júpiter, el 4 de diciembre de 1974, obtuvo imágenes de la Gran Mancha Roja, realizó las primeras observaciones de las regiones polares y determinó la masa de Calisto.

El 1 de septiembre de 1979 llegó a Saturno, tomando las primeras fotografías a corta distancia del planeta, donde pudo descubrir dos nuevos satélites y anillos adicionales. Después de su encuentro con Saturno, prosiguió su ruta hacia el exterior del sistema solar, estudiando las partículas energéticas del viento solar.

Las sondas Pioneer obtenían su energía de una fuente de isótopos radiactivos (RTG). La pérdida de eficacia de estos generadores eléctricos determinó el final de su misión a finales de 1995.

Placa a bordo de la misión Pioneer 11.

Como se hizo con la sonda Pioneer 10, y con las sondas Voyager posteriormente, la sonda incluía una placa sobre su estructura con un mensaje explicando el origen de la sonda a una posible cultura extraterrestre. La placa incluye una figura de un hombre, una mujer, las transiciones del átomo de hidrógeno y la posición del Sol y la Tierra en la galaxia, la cual muchas veces es atribuida a las naves Voyager 1 y 2, prestándose a la confusión general, ya que dichas naves poseen otras placas (véase Disco de oro de las Voyager). La placa fue diseñada por Carl Sagan y Frank Drake siendo dibujada por Linda Salzman Sagan.¹​

Una información ampliada en:

https://danielmarin.naukas.com/2013/05/01/la-odisea-de-las-sondas-pioneer-10-y-11-las-primeras-naves-en-abandonar-la-gravedad-del-sol/

Tipo de misión: Exploración planetaria y de heliosfera

Operador: NASA / ARC

ID COSPAR: 1973-019A

SATCAT no.: 6421

Duración de la misión: 22 años, 5 meses, 25 días

Propiedades de naves espaciales

Fabricante: TRW

Lanzamiento de masa: 259 kilogramos (571 lb)

Poder: 155 vatios (en el lanzamiento)

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 6 de abril de 1973, 02:11:00 UTC

Cohete: Atlas SLV-3D Centaur-D1A Star-37E

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-36B

Fin de la misión

Último contacto: 30 de septiembre de 1995

Sobrevuelo de Júpiter

Enfoque más cercano: 3 de diciembre de 1974

Distancia: 43,000 kilómetros (27,000 millas)

Sobrevuelo de Saturno

Enfoque más cercano: 1 de septiembre de 1979

Distancia: 21,000 kilómetros (13,000 millas)

Pioneer 11 (también conocido como Pioneer G) es una sonda espacial robótica de 259 kilogramos (571 lb) lanzada por la NASA el 6 de abril de 1973 para estudiar el cinturón de asteroides, el entorno alrededor de Júpiter y Saturno, el viento solar y los rayos cósmicos.^[1] Fue la primera sonda en encontrar a Saturno y la segunda en volar a través del cinturón de asteroides y por Júpiter. A partir de entonces, Pioneer 11 se convirtió en el segundo de cinco objetos artificiales para alcanzar la velocidad de escape que les permitirá abandonar el Sistema Solar. Debido a las limitaciones de potencia y la gran distancia a la sonda, el último contacto de rutina con la nave espacial fue el 30 de septiembre de 1995, y los últimos datos de ingeniería buenos se recibieron el 24 de noviembre de 1995.^{[2] [3]}

Antecedentes de la misión

Historia

Aprobado en febrero de 1969, Pioneer 11 y su sonda gemela, Pioneer 10, fueron los primeros en diseñarse para explorar el Sistema Solar exterior. Al ceder a múltiples propuestas a lo largo de la década de 1960, los primeros objetivos de la misión se definieron como:

• Explora el medio interplanetario más allá de la órbita de Marte
• Investigue la naturaleza del cinturón de asteroides desde el punto de vista científico y evalúe el posible peligro del cinturón para las misiones a los planetas exteriores.
• Explore el ambiente de Júpiter.

La planificación posterior para un encuentro con Saturno agregó muchos más objetivos:

• Mapea el campo magnético de Saturno y determina su intensidad, dirección y estructura.
• Determine cuántos electrones y protones de varias energías se distribuyen a lo largo de la trayectoria de la nave espacial a través del sistema de Saturno.
• Mapa de la interacción del sistema de Saturno con el viento solar.
• Mida la temperatura de la atmósfera de Saturno y la de Titán, el satélite más grande de Saturno.
• Determina la estructura de la atmósfera superior de Saturno donde se espera que las moléculas estén cargadas eléctricamente y formen una ionosfera.
• Mapa de la estructura térmica de la atmósfera de Saturno mediante observaciones infrarrojas junto con datos de ocultación de radio.
• Obtenga imágenes de exploración por giro del sistema de Saturno en dos colores durante la secuencia de encuentro y las mediciones de polarimetría del planeta.
• Sondee el sistema de anillos y la atmósfera de Saturno con la ocultación de radio de la banda S
• Determine con mayor precisión las masas de Saturno y sus satélites más grandes mediante observaciones precisas de los efectos de sus campos gravitacionales sobre el movimiento de la nave espacial.
• Como precursor de la misión Mariner Júpiter / Saturno, verifique el entorno del plano del anillo para descubrir dónde puede cruzarlo sin peligro la nave espacial Mariner sin daños graves.^[4]

Pioneer 11 fue construido por TRW y gestionado como parte del programa Pioneer por el Centro de Investigación Ames de la NASA.^[5] Una unidad de respaldo, Pioneer H, se encuentra actualmente en exhibición en la exhibición “Milestones of Flight” en el Museo Nacional del Aire y el Espacio en Washington, DC. ^6] Muchos elementos de la misión demostraron ser críticos en la planificación del programa Voyager ^{[7] : 266-8}

Diseño de nave espacial

El bus Pioneer 11 midió 36 centímetros (14 pulgadas) de profundidad y con seis paneles de 76 centímetros de largo (30 pulgadas) formando la estructura hexagonal. El autobús alojó el propelente para controlar la orientación de la sonda y ocho de los doce instrumentos científicos. La nave espacial tenía una masa de 260 kilogramos. ^{[1] : 42}

Actitud de control y propulsión

La orientación de la nave espacial se mantuvo con seis propulsores monopropelantes de 4,5- N , ^[8] hidrazina: el par uno mantuvo una velocidad de giro constante de 4,8 rpm, el par dos controló el impulso hacia delante, el par tres controló la actitud. La información para la orientación se proporcionó realizando maniobras de exploración cónicas para rastrear la Tierra en su órbita, ^[9] un sensor de estrella capaz de hacer referencia a Canopus y dos sensores de Sol. ^{[1] : 42-43}

Comunicaciones

La sonda espacial incluía un sistema de transceptores redundantes, uno conectado a la antena de alta ganancia, y el otro a una antena omni-antena y de ganancia media. Cada transceptor era de 8 vatios y transmitía datos a través de la banda S usando 2110 MHz para el enlace ascendente desde la Tierra y 2292 MHz para el enlace descendente a la Tierra con la Red de Espacio Profundo rastreando la señal. Antes de transmitir datos, la sonda utilizó un codificador convolucional para permitir la corrección de errores en los datos recibidos en la Tierra.^{[1] : 43}

Poder

Pioneer 11 usó cuatro generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG) SNAP-19 (ver diagrama). Se colocaron en dos trusses de tres varillas, cada uno de 3 metros (9 pies y 10 pulgadas) de largo y 120 grados de separación. Se esperaba que esto fuera una distancia segura de los experimentos científicos sensibles llevados a bordo. Combinados, los RTG proporcionaron 155 vatios en el lanzamiento, y decayeron a 140 W en tránsito a Júpiter. La nave espacial requirió 100 W para alimentar todos los sistemas. ^{[1] : 44-45}

Computadora

Gran parte del cálculo para la misión se realizó en la Tierra y se transmitió a la sonda, donde fue capaz de retener en la memoria, hasta cinco comandos de las 222 posibles entradas de los controladores de tierra. La nave espacial incluía dos decodificadores de comando y una unidad de distribución de comando, una forma muy limitada de procesador, para dirigir las operaciones en la nave espacial. Este sistema requiere que los operadores de la misión preparen comandos mucho antes de transmitirlos a la sonda. Se incluyó una unidad de almacenamiento de datos para registrar hasta 6,144 bytes de información recopilada por los instrumentos. La unidad de telemetría digital se usaría para preparar los datos recopilados en uno de los trece formatos posibles antes de transmitirlos a la Tierra. ^{[1] : 38}

Instrumentos científicos

Magnetómetro vectorial de helio (HVM)

Midió la fina estructura del campo magnético interplanetario, cartografió el campo magnético joviano y proporcionó mediciones de campo magnético para evaluar la interacción del viento solar con Júpiter.^[10]

• Investigador principal: Edward Smith / JPL
• Datos: catálogo de datos PDS / PPI, archivo de datos NSSDC

Analizador de plasma cuadrisférico

Miró a través de un agujero en la gran antena en forma de plato para detectar partículas del viento solar que se origina en el Sol.^[11]

• Investigador principal: Aaron Barnes / NASA Ames Research Centre ( sitio web archivado)^[12]
• Datos: catálogo de datos PDS / PPI, archivo de datos NSSDC

Instrumento de partículas cargado (CPI)

Detectó rayos cósmicos en el Sistema Solar.^[13]

• Investigador principal: John Simpson / Universidad de Chicago ^[12]
• Datos: archivo de datos NSSDC

Telescopio de rayos cósmicos (CRT)

Datos recopilados sobre la composición de las partículas de rayos cósmicos y sus rangos de energía. ^[14]

• Investigador principal: Frank B. McDonald / NASA Goddard Space Flight Centre ^[12]
• Datos: catálogo de datos PDS / PPI, archivo de datos NSSDC

Telescopio de tubo Geiger (GTT)

Inspeccionó las intensidades, los espectros de energía y las distribuciones angulares de electrones y protones a lo largo del camino de la nave a través de los cinturones de radiación de Júpiter y Saturno. ^[15]

• Investigador principal: James A. Van Allen / Universidad de Iowa ( sitio web ) ^[12]
• Datos: catálogo de datos PDS / PPI , archivo de datos NSSDC, archivo de datos NSSDC Jupiter

Detector de radiación atrapada (TRD)

Incluido un contador Cerenkov desenfocado que detectó la luz emitida en una dirección particular a medida que las partículas pasaban registrando electrones de energía, 0.5 a 12 MeV, un detector de dispersión de electrones para electrones de energía, 100 a 400 keV, y un detector ionizante mínimo que consistía en un diodo de estado sólido que midió partículas ionizantes mínimas (<3 MeV) y protones en el rango de 50 a 350 MeV.^[dieciséis]

• Investigador principal: R. Fillius / Universidad de California San Diego ^[12]
• Datos: archivo de datos por hora NSSDC, archivo de datos NSSDC Saturn

Detectores de meteoroides

Doce paneles de detectores de células presurizadas montados en la parte posterior de la antena del plato principal registraron los impactos penetrantes de los meteoroides pequeños.^[17]

• Investigador principal: William Langard / NASA Langley Research Centre^[12]
• Datos: lista de archivos de datos de NSSDC

Detector de Meteoroides / Asteroides ( AMD )

El detector de asteroides meteoroides miró hacia el espacio con cuatro telescopios sin imágenes para rastrear partículas que van desde partículas de polvo cercanas a asteroides grandes distantes. ^[18]

• Investigador principal: Robert Soberman / General Electric Company^[12]
• Datos: lista de archivos de datos de NSSDC

Fotómetro Ultravioleta

Se detectó luz ultravioleta para determinar las cantidades de hidrógeno y helio en el espacio y en Júpiter y Saturno.^[19]

• Investigador principal: Darrell Judge / University of Southern California ^[12]
• Datos: catálogo de datos PDS / PPI, archivo de datos NSSDC

Imaging Photopolarimeter ( IPP )

El experimento de imagen se basó en el giro de la nave espacial para barrer un pequeño telescopio a través del planeta en tiras estrechas de solo 0,03 grados de ancho, mirando el planeta en luz roja y azul. Estas tiras fueron procesadas para construir una imagen visual del planeta.^[20]

• Investigador principal: Tom Gehrels / Universidad de Arizona^[12]
• Datos: lista de archivos de datos de NSSDC

Radiómetro infrarrojo

Proporcionó información sobre la temperatura de la nube y la producción de calor de Júpiter y Saturno.^[21]

• Investigador principal: Andrew Ingersoll / Instituto de Tecnología de California ^[12]

Magnetómetro Triaxial Fluxgate

Midió los campos magnéticos de Júpiter y Saturno. Este instrumento no fue llevado en Pioneer 10.^[22]

Cronología parcial

Hora	Evento
1979-08-29	Encuentro con el sistema de Saturno .
06:06:10	Sobrevuelo de Iapetus a 1.032.535 km.
11:53:33	El sobrevuelo de Phoebe a 13,713,574 km.
1979-08-31
12:32:33	Sobrevuelo de Hyperion a 666.153 km.
1979-09-01
14:26:56	Cruce de avión descendente.
14:50:55	Sobrevuelo de Epimeteo a 6.676 km.
15:06:32	Sobrevuelo del Atlas a 45.960 km.
15:59:30	Sobrevuelo de Dione a 291,556 km.
16:26:28	Sobrevuelo de Mimas a 104,263 km.
16:29:34	El acercamiento más cercano a Saturno es a 20,591 km.
16:35:00	Entrada de ocultación de Saturno.
16:35:57	Entrada de la sombra de Saturno
16:51:11	Sobrevuelo de Janus a 228,988 km.
17:53:32	Salida de ocultación de Saturno.
17:54:47	Salida de la sombra de Saturno
18:21:59	Cruce de avión en anillo ascendente.
18:25:34	Sobrevuelo de Tethys a 329,197 km.
18:30:14	Sobrevuelo de Enceladus a 222,027 km.
20:04:13	Sobrevuelo de Calypso a 109.916 km.
22:15:27	Sobrevuelo de Rea a 345,303 km.
1979-09-02
18:00:33	Sobrevuelo de Titán a 362,962 km.
1979-10-05	Parada de fase

Encuentro con Júpiter

El Pioneer 11 voló más allá de Júpiter en noviembre y diciembre de 1974. Durante su mayor aproximación, el 2 de diciembre, superó los 42.828 kilómetros (26.612 millas) por encima de las nubes. ^[23] La sonda obtuvo imágenes detalladas de la Gran Mancha Roja , transmitió las primeras imágenes de las inmensas regiones polares y determinó la masa de la luna de Júpiter, Calisto . Utilizando la atracción gravitatoria de Júpiter, se utilizó una asistencia gravitatoria para alterar la trayectoria de la sonda hacia Saturno. El 16 de abril de 1975, después del encuentro de Júpiter, el detector de micrómetro se apagó. ^[3]

Encuentro de Saturno

Anillos Pioneer 11 y Saturno el 1 de septiembre de 1979 (impresión del artista)

Impresión del artista del sobrevuelo de Saturno 11 de Saturno

Pioneer 11 pasó por Saturno el 1 de septiembre de 1979, a una distancia de 21,000 km de las nubes de Saturno.

En este momento el Voyager 1 y el Voyager 2 ya habían pasado Júpiter y también estaban en camino hacia Saturno, por lo que se decidió apuntar al Pioneer 11 para pasar por el anillo del anillo de Saturno en la misma posición que utilizarían las sondas Voyager, que pronto vendrían. para probar la ruta antes de que llegaran los Voyager. Si hubiera partículas débiles en el anillo que pudieran dañar una sonda en esa área, los planificadores de la misión consideraron que era mejor aprender sobre esto a través de Pioneer. Por lo tanto, Pioneer 11 estaba actuando como un “pionero” en el verdadero sentido de la palabra; si se detectara peligro, entonces las sondas Voyager podrían desviarse más lejos de los anillos, pero perder la oportunidad de visitar Urano y Neptuno en el proceso.

Pioneer 11 tomó imágenes y casi chocó con una de las pequeñas lunas de Saturno, pasando a una distancia de no más de 4.000 kilómetros (2.500 millas). El objeto fue identificado tentativamente como Epimeteo, una luna descubierta el día anterior por la imagen de Pioneer , y sospechada por observaciones anteriores realizadas por telescopios basados ​​en la Tierra. Después de los sobrevuelos de la Voyager, se supo que hay dos lunas de tamaño similar (Epimeteo y Janus) en la misma órbita, por lo que hay cierta incertidumbre sobre cuál fue el objeto de la casi falla de Pioneer. El Pioneer 11 se encontró con Janus el 1 de septiembre de 1979 a las 14:52 UTC a una distancia de 2500 km y Mimas a las 16:20 UTC el mismo día a 103000 km.

Además de Epimeteo, los instrumentos localizaron otra pequeña luna previamente desconocida y un anillo adicional, trazaron la magnetosfera y el campo magnético de Saturno y encontraron que su luna, Titán, era demasiado fría para la vida. Huyendo por debajo del plano del anillo, la sonda envió imágenes de los anillos de Saturno. Los anillos, que normalmente parecen brillantes cuando se observan desde la Tierra, aparecían oscuros en las imágenes de Pioneer, y las lagunas oscuras en los anillos vistos desde la Tierra aparecían como anillos brillantes.

Misión interestelar

El 23 de febrero de 1990, Pioneer 11 se convirtió en el cuarto objeto hecho por el hombre para pasar más allá de la órbita de los planetas.^[27]

La NASA finaliza las operaciones

En 1995, Pioneer 11 ya no podía alimentar ninguno de sus detectores, por lo que se tomó la decisión de cerrarlo. ^[28] El 29 de septiembre de 1995, el Centro de Investigación Ames de la NASA, responsable de la gestión del proyecto, emitió un comunicado de prensa que comenzó: “Después de casi 22 años de exploración hasta los confines del Sistema Solar, uno de los más duraderos y las misiones espaciales productivas en la historia llegarán a su fin “. Indicó que la NASA usaría sus antenas de la Red de Espacio Profundo para escuchar “una o dos veces al mes” la señal de la nave espacial, hasta “algún momento a fines de 1996”, cuando “su transmisor se callará por completo”. El administrador de la NASA Daniel Goldin caracterizó Pioneer 11 como “la pequeña nave espacial que podría, un explorador venerable que nos ha enseñado mucho sobre el Sistema Solar y, al final, sobre nuestro propio impulso innato para aprender. Pioneer 11 es lo que la NASA es todo sobre – exploración más allá de la frontera”.^[29] Además de anunciar el final de las operaciones, el despacho proporcionó una lista histórica de los logros de la misión Pioneer 11 . La NASA finalizó el contacto de rutina con la nave espacial el 30 de septiembre de 1995, pero siguió haciendo contacto durante aproximadamente 2 horas cada 2 a 4 semanas.^[28] Los científicos recibieron unos minutos de buenos datos de ingeniería el 24 de noviembre de 1995, pero luego perdieron el contacto final una vez que la Tierra se movió permanentemente fuera de la vista de la antena de la nave espacial. ^[3] Su señal se volvió demasiado débil para escuchar en 2002.^[30]

Estado actual

El 19 de julio de 2015, Pioneer 11 fue de 90.716 UA (1.35709 × 10 ¹⁰ km; 8.4326 × 10 ⁹ mi) de la Tierra y 91.672 UA (1.37139 × 10 ¹⁰ km; 8.5214 × 10 ⁹ mi) del Sol; y viajando a 11.376 km / s (25.450 mph) (en relación con el Sol) y viajando hacia el exterior a alrededor de 2.4 AU por año. ^[31] La nave espacial se dirige en la dirección de la constelación Scutum cerca de la posición actual (agosto de 2017) RA 18h 50m dec -8 ° 39.5 ‘( J2000.0) cerca de Messier 26.

El Pioneer 11 ahora ha sido superado por las dos sondas Voyager, lanzadas en 1977, y el Voyager 1 es ahora el objeto más distante construido por humanos. ^[32]

Anomalía de Pioneer

El análisis de los datos de seguimiento de radio de las naves espaciales Pioneer 10 y 11 a distancias entre 20-70 UA del Sol ha indicado consistentemente la presencia de una deriva de frecuencia Doppler pequeña pero anómala. La deriva se puede interpretar como debida a una aceleración constante de (8.74 ± 1.33) × 10 ^-10 m/s² dirigida hacia el sol. Aunque se sospecha que hay un origen sistemático del efecto, no se encontró ninguno. Como resultado, existe un interés sostenido en la naturaleza de esta llamada ” anomalía pionera“.^[33] El análisis extendido de los datos de la misión por Slava Turyshev y sus colegas determinó que la fuente de la anomalía es la radiación térmica asimétrica y la resultante fuerza de retroceso térmico que actúa sobre la cara de los pioneros lejos del Sol, ^[34] y en julio de 2012 el grupo de investigadores publicó sus resultados en la revista científica Physical Review Letters.^[35]

Placa de Pioneer

Pioneer 10 y 11 ambos llevan una placa de aluminio anodizado en oro en el caso de que alguna nave espacial sea encontrada alguna vez por formas de vida inteligentes de otros sistemas planetarios. Las placas presentan las figuras desnudas de un hombre y una mujer humanos junto con varios símbolos que están diseñados para proporcionar información sobre el origen de la nave espacial.^[36]

Conmemoración

En 1991, Pioneer 11 fue galardonado con uno de los 10 sellos postales del Servicio de franqueo de los Estados Unidos que conmemoraban naves no tripuladas que exploraban cada uno de los nueve planetas y la Luna. Pioneer 11 fue la nave espacial presentada con Júpiter. Plutón figuraba como ” Aún no explorado”.^[37]