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Pascual

Doggerland

Publicado 22 mayo, 2019 | Por Pascual

Doggerland

Mapa que muestra las hipotética dimensiones de Doggerland (c. 8000 a. C.). Proporcionaba un puente de tierra entre la isla de Gran Bretaña y la Europa continental.

La línea roja marca el Banco Dogger, el cual es probablemente una morrena formada en el Pleistoceno.¹

Doggerland es el nombre dado por arqueólogos y geólogos a una antigua masa de tierra en el sur del mar del Norte, que conectaba la isla de Gran Bretaña al continente europeo durante y después de la última Edad de Hielo. Se mantuvo emergida hasta 6500 o 6200 a. C., aunque poco a poco fue tragado por el aumento del nivel del mar. Estudios geológicos han sugerido que Doggerland fue una gran área de tierra seca que se extendía desde la costa este británica y frente a la actual costa de los Países Bajos hasta las costas occidentales de Alemania y Dinamarca.² fue probablemente un hábitat rico con asentamientos humanos en el período mesolítico.³

Marco teórico

El potencial arqueológico de la zona se planteó a principios del siglo XX, pero el interés se intensificó en 1931, cuando un barco de arrastre faenando entre los bancos de arena y bajíos de los bancos Leman y Ower al este de The Wash sacó a relucir una elegante cornamenta de púas que data de una época en que la zona era una tundra. Con posterioridad, otros barcos han extraído restos de mamuts y leones, entre otros restos de animales terrestres, y un pequeño número de herramientas prehistóricas y armas que fueron utilizadas por los habitantes de la región.

Desaparición

Como los niveles de los mares y océanos subieran después del fin de la última etapa glacial de la era de Hielo actual, Doggerland comenzó a sumergirse en el mar del Norte, aislando la península británica de Europa continental, aproximadamente 6500 a. C.⁴ El Banco Dogger, el cual era una tierra alta de Doggerland, se cree que se mantuvo como isla hasta el 5000 a. C.⁴ Antes de inundarse completamente, Doggerland fue una planicie ondulante con sistemas de ríos con meandros asociados a canales y lagos. Etapas claves se creen ahora que incluyeron la evolución gradual de bahías con una gran marea entre Inglaterra y el banco Dogger oriental en el 7000 a. C., con un aumento rápido del nivel del Mar produciendo que el Banco Dogger se convirtiera en una Isla y que Gran Bretaña finalmente se desconectara del continente.⁵ Este aumento coincide con la inundación del Ponto Euxino.

Una hipótesis más reciente es que gran parte de las tierras costeras restantes, ya muy reducidas en tamaño de la superficie original, fueron inundadas por un maremoto alrededor de 6200 a. C. (aproximadamente 8200 AP), causado por un corrimiento de tierra submarino costa afuera de Noruega conocido como el Corrimiento Storegga. Esta teoría sugiere que el maremoto derivado de este corrimiento de tierra fue devastador para cualquier población mesolítica costera. Después del tsunami de Storegga parece que Gran Bretaña finalmente se separó del continente y cada uno siguió su propio Mesolítico.⁵

La extrema lentitud de los procesos geológicos nos ha hecho creer que la Tierra es estable. Que es lo que es. Que la forma de sus continentes, moldeados a través de los milenios a manos del viento, el agua y el hielo, es perenne. Que si viajamos doscientos años hacia adelante, el mundo será lo que es hoy. Las montañas seguirán donde las dejamos. Y llevaríamos razón.

Esto también es cierto, eso sí: hemos asumido de antemano que una vez la Tierra no fue así. Que en cierto momento los continentes estuvieron pegados. Sin embargo, miramos al pasado geológico de la Tierra como quien observa una historia fantástica: hechos no relacionados con nuestra vida como humanos. Pero los movimientos geológicos y geográficos de nuestro planeta han sido, en ocasiones, tan drásticos y vertiginosos que han afectado a pobladores humanos.

Y el mejor ejemplo de ello es Doggerland.

Alrededor del año 6.000 antes de Cristo los seres humanos ya habían descubierto al agricultura y la ganadería, y en Oriente Medio y otras latitudes más benignas las civilizaciones comenzarían a aflorar, con sus rebosantes ciudades, unos pocos milenios más tarde. En Europa, sin embargo, la huella de las glaciaciones y las condiciones climáticas extremas habían limitado el desarrollo social, tecnológico y económico de sus escasos habitantes, muchos aún cazadores-recolectores.

Una parte de estos proto-europeos vivían en lo que hoy llamamos Mar del Norte. Se desplegaban por las llanuras tranquilas y relativamente fértiles de una tierra llamada Doggerland, sumergida de forma definitiva cuando el fin de la última glaciación elevaría el nivel del agua de forma fatal. Aquella tierra conectaba a las islas británicas con la actual Jutlandia, con los actuales Países Bajos y, en suma, con la Europa continental. Un puente que, de haber pervivido, habría cambiado la historia del continente para siempre.

De derecha a izquierda, el proceso de desaparición de Doggerland desde los últimos estertores de la glaciación hasta nuestros días. (Wikipedia)

Los indicios de Doggerland se convirtieron en certezas cuando las primeras investigaciones geológicas del siglo XIX revelaron la existencia de los periodos glaciales. El último terminó aproximadamente hace 18.000 años, pero las grandes placas de hielo que congelaron parte del hemisferio norte no se evaporaron de la noche a la mañana. En este contexto, y durante el Mesolítico europeo, un periodo de intensos cambios demográficos y culturales previo a la revolución neolítica, los europeos de antaño habitaron Doggerland.

Se cree que el hielo retenido por la glaciación habría descendido el nivel del mar unos 120 metros, liberando grandes lotes de tierra en todo el planeta, pero muy especialmente en las tierras bajas del norte de Europa. El fenómeno se dio en otras latitudes de igual modo y con anterioridad: las porciones de tierra reflotadas en el hoy estrecho de Bering facilitaron la colonización humana de América, así como otras tierras bajas facilitaron el acceso a hoy tierras aisladas como Japón y Australia.

Gran Bretaña, por aquel entonces y gracias a Doggerland, estaba conectada a Europa, lo que facilitó cierto intercambio cultural y demográfico poco antes de su aislamiento. Es probable que lo que hoy conocemos como el Támesis o el Sena, ambos ríos cortos que desembocan en el Mar del Norte o en el Canal de la Mancha, convergieran en un gran estuario con el Rin, extendido más allá de su desembocadura en Países Bajos. El gran sistema-río moriría las aguas del Atlántico a través de un brazo de mar que, más tarde, se convertiría en el Canal.

Aquella tierra se asemejaría, en términos de paisaje, fauna y flora, tanto a las del norte de Europa como a Gran Bretaña: gran acceso a fuentes de agua en forma de ríos, lagos y lagunas; una costa quebrada y expuesta a las corrientes marítimas del Atlántico; y un terreno relativamente llano salpicado de colinas. Un espacio óptimo en el que desarrollar, más tarde, una civilización, si bien mucho más frío. No en vano, fue el aumento de las temperaturas el que deparó el destino fatal de Doggerland.

¿Qué sucedió para que Doggerland pasara a mejor vida? El proceso fue gradual: las progresivas inundaciones, causadas por el deshielo, empujaron a muchos de sus habitantes a otras partes de Europa (ya fueran las islas o las llanuras del norte de Europa). La desaparición paulatina de los grandes bloques de hielo septentrionales se unió a diversos deslizamientos de tierra que, como el de Storegga, de proporciones gigantescas, provocaron olas gigantes y tsunamis que sepultaron Doggerland.

La desaparición de Doggerland causó importantes cambios, como se explica aquí, en el paisaje Europeo pre-Neolítico. De haber pervivido, un contrafactual interesante, es probable que la diversidad genética del norte de Europa hubiera sido mayor. El terreno, llano, fértil y apto para la agricultura, podría haber sostenido una pequeña civilización cuya lengua y cultura habría tenido una importante influencia en el resto del continente. En su lugar, los habitantes de Doggerland se mezclaron y se asimilaron a las poblaciones más al sur, a salvo de las inundaciones.

De Doggerland conocemos mapas exactos gracias a las exploraciones geológicas realizadas tanto por investigadores (utilizando las tecnologías del siglo XXI) como por las compañías interesadas en explotar los pozos petrolíferos del mar del Norte. El cómputo de conocimiento y la muy variada evidencia arqueológica disponible ha permitido realizar mapas tan completos como este de National Geographic, en el que se revela la soberbia extensión del terreno inundado y antes habitado.

Un mapa de Thomas Foot de 1796 en el que se ilustran los ya conocidos bancos de arena del Mar del Norte, poco profundo por obra y gracia de Doggerland. Fueron las primeras pistas que condujeron al hallazgo posterior de la Europa sumergida. (Wikipedia)

Y bien, ¿qué interés tiene para nosotros Doggerland? Más allá del conocimiento puro, una pequeña lección. Aquellas tierras fueron consumidas por las aguas del Atlántico cuando las temperaturas aumentaron, provocando una migración masiva y la pérdida de unas comunidades humanas que, aún primitivas, se vieron abocadas al pozo de la historia. El crecimiento del mar, en territorios muy bajos, tiene consecuencias así de devastadoras, así de drásticas. Fue un cambio del paisaje similar al que hoy nos enfrentamos.

De igual modo, el vertiginoso aumento de las temperaturas durante los últimos años ha provocado que las perspectivas de un drástico aumento del nivel del mar sean reales. El cambio climático podría devolvernos nuestro particular Doggerland: uno en el quedarían inundadas gran parte de Norteamérica, del sur de la India o del norte de Europa, los antaño terrenos adyacentes a Doggerland. Llanuras fértiles y accesibles para las aguas marítimas en caso de notorio crecimiento.

Nombrado en honor al Dogger Bank, que a su vez recibió el nombre de los barcos de pesca holandeses del siglo XVII llamados doggers. La existencia de Doggerland fue sugerida por primera vez en un libro de finales del siglo XIX “Una historia de la Edad de Piedra” por H.G. Wells, ambientada en una región prehistórica donde uno podría haber caminado en seco desde Europa hasta Gran Bretaña.

Mapa que muestra la extensión hipotética de Doggerland (c. 10,000 aC), que proporcionó un puente terrestre entre Gran Bretaña y Europa continental

El deslizamiento de Storegga fue un deslizamiento de tierra que involucró aproximadamente 180 millas de longitud de la plataforma costera en el Mar de Noruega que causó un gran tsunami en el Océano Atlántico Norte. Los descubrimientos en la región de Doggerland han incluido los restos de artefactos de mamut, rinoceronte y caza que se han dragado desde el fondo marino del Mar del Norte. En 1931, un famoso descubrimiento llegó a los titulares cuando un arrastrero llamado Colinda levantó un trozo de turba mientras pescaba cerca del Ower Bank, a 25 millas de la costa inglesa. Para asombro del pescador, la turba contenía un punto de asta de púas adornado utilizado para el arpón de peces que databa de entre 4.000 y 10.000 aC.

Otros descubrimientos extensos de hallazgos prehistóricos han incluido fragmentos de textiles, paletas y viviendas mesolíticas en la costa de Dinamarca. Además, los asentamientos con pisos hundidos, canoas, trampas para peces y una serie de enterramientos en el delta del Rin / Mosa de los Países Bajos, y un fragmento de cráneo de un neandertal, datado en más de 40,000 años dragado desde el Middeldiep, en la costa de Zeeland. Los buzos incluso han descubierto parches de bosques prehistóricos, como el descubrimiento en 2015 frente a las costas de Norfolk, cuando el grupo de investigación “Seasearch” estaba estudiando la vida marina e inesperadamente encontró restos de árboles y ramas comprimidos.

Varias universidades han participado actualmente en numerosos estudios para cartografiar la geología de Doggerland, comprender la flora y la fauna de esta tierra olvidada. La historia de Doggerland es una advertencia cautelosa sobre el poder que ejerce la naturaleza en la configuración del paisaje a través del cambio climático. Pueblos enteros se vieron desplazados cuando el mar invadió una región más grande que muchos países europeos. Hoy en día, más de mil millones de personas viven cerca de las líneas costeras, en zonas vulnerables.

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Sonda en superficie de cometa

Publicado 20 mayo, 2019 | Por Pascual

Sonda en superficie de cometa

Philae (sonda espacial)

Philae

Organización: Agencia Espacial Europea

Tipo de misión: Aterrizador

Fecha de lanzamiento: 2 de marzo de 2004

Lugar de lanzamiento: Kourou

Duración de la misión: misión finalizada 2014-2015

Página web: www.esa.int/rosetta

Masa: 100 kg

Energía: Energía solar fotovoltaica

Philae es el nombre del módulo de aterrizaje de la sonda espacial Rosetta, que el 12 de noviembre de 2014 se desprendió de la misma y descendió sobre el cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko. Su descenso fue fallido ya que el sistema de gas a chorro que debía ser desplegado para evitar el rebote no funcionó, y tampoco se desplegaron los arpones de sus patas diseñados para un anclaje al cometa.¹²

Aunque abruptamente, es la primera nave que se posa sobre el núcleo de un cometa.

La masa total del módulo es de aproximadamente de 110 kg, de los cuales los instrumentos científicos en total tienen una masa de aproximadamente 27 kg.³

El nombre de la sonda se debe a la isla Philae, donde se encontró un obelisco que sirvió, junto con la piedra Rosetta, para poder avanzar enormemente en el descifrado de los jeroglíficos egipcios. La isla Agilkia -que da nombre a la zona del cometa fijado para el aterrizaje de la sonda- es donde están una serie de templos antes situados en la isla Philae.⁴

Objetivo

El objetivo de la sonda espacial Philae era aterrizar en la superficie de un cometa, fijarse en él y transmitir información sobre la composición del suelo. El sistema de cámaras a bordo de Philae, ÇIVA, mandó algunas imágenes antes de que los instrumentos fueran apagados por falta de energía; El sistema ROMAP tomó medidas de la magnetósfera marciana. La mayoría de los demás instrumentos necesitan contacto con la superficie para analizar y están ‘offline’ durante el vuelo. Se estimó inicialmente que el tiempo de la misión sería de cuatro a cinco meses.

Descenso

El 20 de enero de 2014 despertó del modo de hibernación en el que había permanecido 31 meses para prepararse para el tramo final de su viaje.⁵ El 12 de noviembre de 2014, el módulo se desprendió de la sonda Rosetta para aterrizar en el punto seleccionado del cometa. Debido a que el módulo no posee propulsión propia ni sistemas de direccionamiento, la sonda Rosetta realizó una serie de complejos movimientos orbitales para finalmente ponerse en dirección de colisión con el cometa. En ese punto -estando a 22,5 km de la superficie- se desprendió Philae, y después Rosetta cambió su dirección para ponerse nuevamente en órbita.⁶⁷ Philae realizó un lento descenso que duró aproximadamente 7 horas.

Aterrizaje y actividad

Philae llegó a la superficie del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, aproximadamente a las 17 horas (GMT) del 12 de noviembre de 2014 tras un descenso de siete horas.⁷⁸⁹

Tras la maniobra de aterrizaje, los arpones de Philae no consiguieron anclarse a la superficie del cometa, lo cual provocó que saliese “rebotado” hasta situarse en otra zona (bautizada como Abydos) a algo más de un kilómetro de distancia de la zona inicial.

Este cambio en el lugar de aterrizaje, provocó que el módulo Philae no pudiese recargar sus baterías, al encontrarse en una zona con menor exposición a la luz solar, por lo que el módulo solo permaneció activo durante menos de dos días completos y para luego entrar en hibernación.

El 13 de junio de 2015, el módulo volvió a emitir señales; la Agencia Espacial Europea confirmó que se restableció el contacto al recibir la sonda Rosetta una señal durante 40 segundos, según informó el Centro Nacional de Estudios Espaciales de Francia. De esta manera el módulo recuperó su actividad tras un periodo de hibernación debido al agotamiento de sus baterías y su larga estancia en la sombra. Eso puede indicar que las baterías se reactivaron al exponerse al sol y que el aparato pudo resistir las condiciones climáticas y ambientales del cometa.¹⁰¹¹¹²

Resultados científicos

En julio de 2015, científicos del Centro Aeroespacial Alemán (DLR), presentaron en la revista Science¹³ los resultados de los estudios y hallazgos que confirman la presencia de compuestos orgánicos considerados precursores de la vida, que intervienen en la formación de aminoácidos esenciales o de bases nucleicas en la superficie del cometa. En uno de estos estudios han participado investigadores españoles del Centro de Astrobiología perteneciente al Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC), quienes explican que el Cometary Sampling and Composition (COSAC), uno de los principales instrumentos del módulo Philae, determinó la existencia de material orgánico en el cometa 67P.¹⁴ Se encontraron, específicamente, 16 compuestos orgánicos, entre los que destacan acetamida, isocianato de metilo, propanal y acetona. Es la primera vez que se detectan estos compuestos en un cometa.²

Galería

Representación del aterrizaje de Philae en el cometa. El aterrizaje real fue sobre una superficie mucho más escarpada.

Uno de los sistemas de anclaje sobre la superficie de Philae. En el aterrizaje real no funcionó.

Rosetta (sonda espacial)

Rosetta

Representación de la sonda espacial.

Información general

Organización: ESA

Estado: Finalizada

Fecha de lanzamiento: 2 de marzo de 2004¹²

Aplicación: Sonda de cometa

Masa: 3000 kg³

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica²

Rosetta fue una sonda espacial de la Agencia Espacial Europea (ESA) lanzada el 2 de marzo de 2004.¹ La misión de la sonda fue la de orbitar alrededor del cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko en 2014 y 2015, enviando un módulo de aterrizaje, Philae, a la superficie del cometa. Tanto el orbitador como el aterrizador disponían de numerosos instrumentos científicos para analizar minuciosamente el cometa y sus características, uno de los cuales contaba con una perforadora para tomar muestras internas. Los instrumentos científicos incluían diversos espectrómetros especializados en diferentes aspectos, que analizaban la superficie del cometa, la coma y los gases expulsados. Se hicieron recuentos y estadísticas de las formas, colores, velocidades etc, de las partículas expulsadas. También incluía la medición del núcleo por ondas de radio.

La necesidad de ahorro de combustible obligó a planificar una compleja trayectoria de vuelo que incluyó tres sobrevuelos a la Tierra y uno a Marte para obtener sendas asistencia gravitatorias en cuatro vueltas al Sol cerca de la órbita terrestre, lo que le permitió ir ganando velocidad en cada una de ellos y así poder alcanzar la alejada órbita del cometa de destino. Rosetta alcanzó unos 108.000Km/h para su viaje y los mantuvo entre noviembre de 2009 y agosto de 2014, colocándose muy por delante de las sondas Voyager 1, New Horizons y Voyager 2 en velocidad. Sin esta trayectoria y dichas asistencias gravitatorias, la cantidad de combustible necesario para alcanzar la órbita del cometa habría hecho impensable la misión.

Tras suspenderse por problemas técnicos en dos ocasiones,⁴ la misión comenzó el 2 de marzo de 2004 a las 7:17 UTC cuando la sonda fue lanzada con un cohete Ariane 5 desde la base de lanzamiento de Kourou en la Guayana Francesa. El cohete Ariane ubicó exitosamente en una órbita elíptica (de 200 X 4000 km) la etapa superior y su carga. Cerca de dos horas después, a las 9:14 UTC, la etapa superior se encendió para alcanzar la velocidad de escape necesaria para vencer la atracción terrestre y entrar en una órbita heliocéntrica. 18 minutos después, la sonda Rosetta fue liberada.²

Los cometas reflejan la forma en que era primitivamente nuestro sistema solar, y han sufrido muy pocas modificaciones desde hace más de 4000 millones de años.⁵ Por eso estudiarlos es una tarea prioritaria para la ciencia. Hasta el proyecto de esta sonda, solamente se realizaron sobrevuelos a los cometas, y esta es la primera sonda que estudia detalladamente un cometa, tanto orbitando alrededor de él, como llegando a la superficie, lo que incluye la toma de muestras directamente⁵ y hacer estudios de forma coordinada entre la sonda madre y su módulo. Después de comenzar a orbitar el cometa, se desprendió un módulo, llamado Philae, que se posó sobre su superficie.

El nombre de la sonda está inspirado en la piedra de Rosetta, y nombres egipcios en general, ya que, también, el nombre del módulo de aterrizaje, Philae, está inspirado en la antigua ciudad egipcia del mismo nombre (en la actualidad sumergida), donde existió un obelisco imprescindible y complementario en el descifrado del texto de la piedra Rosetta.⁵¹ Al igual que la Piedra de Rosetta sirvió para desvelar los misterios de la escritura jeroglífica egipcia, se espera que la sonda Rosetta desvele muchos misterios del sistema solar.¹

El 12 de noviembre del 2014, el módulo de aterrizaje Philae se posó exitosamente sobre el cometa 67P;⁶⁷ pero dos días después debió pasar a estado de hibernación por disponer de escasa energía, en razón de la reducida cantidad de luz solar recibida en su posición de aterrizaje. El 13 de junio de 2015, la sonda Philae salió de hibernación luego de haber acumulado energía suficiente en sus baterías.⁸

El 30 de septiembre de 2016 a las 11:19 GMT, Rosseta llevó a cabo su última maniobra iniciando su trayecto para colisionar sobre el cometa desde una altitud de 19 km. El destino de Rosetta era un punto en el lóbulo inferior de 67P/Churyumov-Gerasimenko, cerca de una zona de fosas activas en la región de Ma’at. El descenso brindó a Rosetta la oportunidad de estudiar el entorno de gas, polvo y plasma más cercano a la superficie del cometa, así como de capturar imágenes de muy alta

Objetivos

El objetivo principal de la sonda es investigar la composición y características del cometa de destino, lo que puede dar información sobre la formación del sistema solar.¹⁰ Existe una muy bien fundada suposición de que los cometas son los objetos menos modificados del sistema solar desde su formación hace 4600 millones de años.

Una hipótesis importante que puede ser confirmada es si el agua de la Tierra procede de los cometas que impactaron contra ella a partir de que se enfrió y la menor temperatura permitió retener el agua. Se cree que la mayor parte del agua de los océanos tiene esta procedencia, puesto que es difícil que esta agua sea un remanente de la formación original de la Tierra.¹⁰

Otra pregunta crucial es si el agua de los cometas tiene materia orgánica y de qué clase.¹⁰ La respuesta puede ayudar a entender el origen de la vida en la Tierra.

El cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko

Artículo principal: 67P/Churiumov-Guerasimenko

El objetivo inicial de la Misión Rosetta era el cometa 46P/Wirtanen, pero debido al retraso del lanzamiento original en enero de 2003, 67P/Churiumov-Guerasimenko fue seleccionado como cometa de reemplazo.¹¹

67P/Churiumov-Guerasimenko es un cometa periódico que se encuentra atrapado en las proximidades del Sol, después de haber sido impulsado por Júpiter.¹²

El cometa fue detectado por el astrónomo Klim Churyumov, de la Universidad de Kiev, Ucrania, gracias a imágenes captadas por su colega Svetlana Gerasimenko, del Instituto de Astrofísica de Dushanbe, Tayikistán,¹³ en una expedición a Alma Ata, usando telescopios de 50 cm¹⁴

Después de la llegada de Rosetta al cometa en agosto de 2014, fue posible obtener datos muy precisos sobre el cometa. Este nivel de información no se posee de ningún otro cometa. Por ejemplo, se sabe su masa, densidad, forma, tamaño y datos orbitales.¹⁵

Cronograma

Cronograma de actividades de la sonda:¹⁶¹⁷

2 de marzo de 2004, lanzamiento desde la Guayana Francesa.
4 de marzo de 2005, primera asistencia gravitacional de la Tierra (sobrevuelo a la Tierra).
25 de febrero de 2007, asistencia gravitacional de Marte (sobrevuelo a Marte, a 250 kilómetros de su superficie¹⁸).
13 de noviembre de 2007, segunda asistencia gravitacional de la Tierra (sobrevuelo a la Tierra).
5 de septiembre de 2008, encuentro y fotografías del asteroide (2867) Šteins.
13 de noviembre de 2009, tercera asistencia gravitacional de la Tierra (sobrevuelo a la Tierra).
10 de julio de 2010, encuentro y fotografías del asteroide (21) Lutetia.
9 de junio de 2011, entra en hibernación completa.
20 de enero de 2014, sale de la hibernación para prepararse para el encuentro con el cometa.
Mayo de 2014, mayor acercamiento al cometa y maniobra para preparar la puesta en órbita.
Agosto de 2014, puesta en órbita alrededor del cometa y comienzo del cartografiado de su superficie.
12 de noviembre 2014, el módulo de aterrizaje Philae es lanzado desde Rosetta, para posarse sobre la superficie del cometa. Comienzan los estudios químicos y físicos del cometa.
Agosto de 2015, mayor aproximación al Sol (perihelio de la órbita del cometa).
Diciembre de 2015, final nominal de la misión.

Retraso en el lanzamiento

En el momento del planteamiento y diseño de la sonda, el objetivo era el estudio del cometa 46P/Wirtanen.¹⁹

El lanzamiento estaba previsto para el 12 de enero de 2003, y después de las asistencias gravitacionales de la Tierra y Marte, maniobraría para llegar a la órbita del cometa el 29 de noviembre de 2011, para posteriormente, en agosto de 2012, hacer aterrizar al módulo Philae sobre el cometa y comenzar las mediciones y experimentos.¹⁹

También estaba previsto originalmente el sobrevuelo a dos asteroides en el cinturón de asteroides: (4979) Otawara y (140) Siwa.²⁰²¹

Sin embargo, pocos días antes del lanzamiento, el 6 de enero de 2003 se anunció que se retrasaría dos días el lanzamiento de la sonda²² debido a la detección y estudio de una anomalía en el lanzamiento de Ariane 5 el 11 de diciembre de 2002.²³

Posteriormente, la ESA anunció que no se lanzaría la sonda en enero, perdiendo la ventana de lanzamiento de enero para alcanzar al cometa 46P/Wirtanen, lo que obligó a buscar un nuevo objetivo para la sonda. Finalmente, en mayo de 2003, la ESA decidió que el nuevo objetivo sería el cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko, y el lanzamiento sería postergado hasta marzo de 2004.¹¹ El lanzamiento sería con otro cohete Ariane de mayor capacidad (10 toneladas),²⁴ frente al cohete de 3 toneladas de la planificación original.²⁵ Este cambio implicó también el aumento en el presupuesto de mil millones de dólares adicionales.²³

Otro cambio importante debido a la modificación de la trayectoria de vuelo por el retraso, fue que se seleccionaron otros dos asteroides diferentes en el cinturón de asteroides para su sobrevuelo y estudio. Fueron (2867) Šteins y (21) Lutetia.²⁰

Trayectoria de vuelo

Trayectoria de Rosetta.
1 – marzo de 2004: lanzamiento de Rosetta ✓
2 – marzo 2005: primera asistencia gravitacional de la Tierra ✓
3 – febrero 2007: asistencia gravitacional de Marte ✓
4 – noviembre 2007: segunda asistencia gravitacional de la Tierra ✓
5 – septiembre 2008: sobrevuelo del asteroide Steins ✓
6 – noviembre 2009: tercera y última asistencia gravitacional de la Tierra ✓
7 – julio 2010: cita con el asteroide 21 Lutecia ✓
8 – julio 2011: puesta en hibernación de la sonda ✓
9 – enero 2014: reactivación de la sonda ✓
10 – agosto 2014: puesta en órbita alrededor del cometa ✓
11 – 12 de noviembre 2014: aterrizaje de Philae en la superficie del cometa ✓
12 – diciembre 2015: fin previsto de la misión ✓

La nave pasó tres veces cerca de la Tierra y una vez cerca de Marte para lograr, diez años después, el encuentro con el cometa. En la última etapa, cuando la sonda alcanzó la órbita de Júpiter, la sonda hibernó durante 31 meses, el periodo en que más lejos del Sol se encontraría en toda su trayectoria.²⁶

El primer encuentro de Rosetta con un planeta, después de su lanzamiento, tuvo lugar el 4 de marzo de 2005, cuando se acercó a la Tierra, que le proporcionó el impulso gravitacional necesario para que la sonda tomara una trayectoria que la llevara a alcanzar Marte dos años más tarde.¹⁶ El vuelo de reconocimiento la acercó a unos 250 km de la superficie de Marte, desde donde realizó observaciones científicas.¹⁸ Después del sobrevuelo a Marte, Rosetta se dirigió a su segundo encuentro con la Tierra el 13 de noviembre del mismo año.¹⁶ Los tres encuentros planetarios proporcionaron el impulso orbital necesario para que Rosetta pudiese adentrarse en el cinturón de asteroides, donde tuvo un acercamiento al asteroide Šteins, a unos 800 km, del que obtuvo muchas fotografías.³

La sonda estuvo expuesta a un factor de variación de luz solar de 40. Como Rosetta viaja más allá de la órbita de Marte, depende de paneles solares especialmente diseñados por la ESA para poder captar la baja cantidad de energía proveniente del Sol a esas distancias.

El tercer y último encuentro con la Tierra en noviembre de 2009 envió a Rosetta hacia la órbita de 67P/Churiumov-Guerasimenko.

A mediados de 2011, cuando estuvo ubicada a unos 800 millones de kilómetros del Sol, la sonda encendió su motor principal para ubicarse en una trayectoria de intersección con la órbita del cometa. El 20 de enero de 2014, Rosetta fue activada y se preparó para una fase de acercamiento que duraría seis meses.

Sobrevuelos de asteroides

Debido a la trayectoria de vuelo, en la que requirió más de una asistencia gravitacional de la Tierra y Marte, la sonda pasó dos veces por el cinturón de asteroides, teniendo dos encuentros relativamente cercanos con dos asteroides, de los cuales obtuvo muchas fotografías.

Sobrevuelo de Šteins

El 5 de septiembre de 2008, Rosetta sobrevoló el asteroide (2867) Šteins, un asteroide irregular de tipo E, de unos 4,6 km de diámetro, a una distancia mínima de unos 800 km. El encuentro tuvo lugar a 360 millones de kilómetros de la Tierra y a una velocidad relativa de 8,62 km/s.³

Sobrevuelo de Lutetia

El 10 de julio de 2010, Rosetta sobrevoló un segundo asteroide, (21) Lutetia. La máxima aproximación fue de 3162 km, y a una velocidad relativa de 15 km/s. La sonda tomó numerosas fotografías en el lapso de un minuto que duró el sobrevuelo. Adicionalmente, hizo estudios durante el sobrevuelo sobre una posible atmósfera muy tenue, posible campo magnético y posibles fragmentos de polvo flotando cerca de la sonda.²⁷ Para ello utilizó diversos instrumentos de la sonda, incluyendo algunos del módulo de aterrizaje Philae.²⁷

Observación de los restos de una colisión de asteroides

El 10 de marzo de 2010, poco después de la cuarta y última asistencia gravitacional (que fue con la Tierra), se dirigió la cámara OSIRIS hacia los restos de una colisión entre asteroides.²⁸²⁹

Inicialmente, al observar desde la Tierra esos restos, se pensó que se trataba de un cometa que se designó con el nombre P/2010 A2, y se lo definió como un cometa periódico. Sin embargo, al observar mejor el supuesto cometa, se notaron anormalidades, algo así como un cometa sin núcleo. Entonces se dispuso que el Telescopio espacial Hubble tomara imágenes del cometa. Además, la sonda Rosetta se encontraba casualmente cerca del objetivo, por lo que también se dispuso que la cámara OSIRIS de la sonda tomara fotografías. Con las fotografías obtenidas por las dos partes, se determinó que el supuesto cometa era en realidad los restos de una colisión entre asteroides, que ocurrió aproximadamente el 10 de febrero de 2009. La colisión resultó, después de un año de ocurrida, por la gravedad del Sol y la presión del viento solar, en una gran área dispersa en el espacio de gas, polvo y fragmentos, lo que hacía que se viera como la coma de un cometa.²⁸²⁹

Etapa “Despierta Rosetta” y campaña popular

Luego de 31 meses de hibernación completa de la sonda Rosetta, tiempo en el que su trayectoria fue de acercamiento al cometa, la sonda salió de su hibernación el 20 de enero de 2014 para comenzar la toma de las fotografías a distancia del cometa y hacer las correcciones orbitales necesarias.

Para el evento, el 10 de diciembre de 2013 la ESA lanzó una campaña propagandística con el título “Despierta Rosetta”. A tono informal (y jocoso), la ESA indica que es muy difícil despertar sin café, y muy lejos del Sol, por lo que solicitó ayuda a la ciudadanía para que mucha gente gritara “despierta Rosetta” el día 20 de enero, y que Rosetta pudiera despertarse. La campaña se basó en un concurso de vídeos en los que se debía incluir las palabras “Despierta Rosetta”. Los vídeos ganadores se recompensaron con premios, entre los que se incluye la asistencia a la celebración oficial cuando Philae (el aterrizador) descendió sobre el cometa. Además, el vídeo ganador fue transmitido a la sonda el día 20 de enero, por medio de las antenas de la ESA.³⁰³¹

Hibernación y reactivación en enero de 2014

La sonda estaba programada para entrar en hibernación durante muchos meses, mientras se acercaba al afelio de la órbita del cometa y lentamente le daba alcance, justamente cuando se encontraba a la mayor distancia del Sol en toda su trayectoria.³²

El 8 de junio de 2011 se terminaron de apagar todos los instrumentos (antes ya se habían apagado algunos) y la sonda entró en hibernación completa durante 957 días (cerca de dos años y medio). Durante el periodo de hibernación, la sonda se puso en movimiento de rotación para evitar que se calentara más un lado que otro.³²

El 20 de enero de 2014, a las 10 de la mañana (hora UTC) -obedeciendo a la programación preestablecida-, se reactivó y encendió sus sistemas, encendió su propulsor para eliminar el movimiento de rotación, calentó los instrumentos y sensores, y orientó su antena hacia la Tierra para enviar su señal de confirmación de despertado. Este proceso tardó varias horas, y a las 18:18 UTC la sonda envió su señal de confirmación, lo que causó alegría entre los técnicos y cientos de seguidores del proyecto.³²

Luego de la comprobación de todos los sistemas, los técnicos concluyeron que todo estaba según lo esperado: la temperatura, energía almacenada, generación de energía por los paneles solares y otros datos generales están dentro de los parámetros normales y esperados, por lo que en general la sonda seguirá su misión con normalidad.³³

Como dato anecdótico queda el hecho de que el puesto de control de la ESA no fue el único en captar la señal del despertar de Rosetta. Lo hizo también un radioaficionado con sus propios medios.³⁴

Despertar de Philae

Dos meses después del despertar de la sonda, el módulo Philae fue despertado el día 28 de marzo de 2014. Como era de esperar, después de una hora y cuarenta minutos que tarda la señal en llegar desde la sonda, apareció el mensaje de Philae indicando que todo estaba en orden.³⁵

Críticas a la ESA por la escasa información publicada

Cuando la sonda se iba acercando al cometa, entre julio y agosto de 2014, muchas instituciones y redes sociales esperaban fotografías e información de cada vez mayor calidad. Sin embargo la ESA, siguiendo una política interna, no publica la información ni las fotografías, sólo indicando que lo harán cuando terminen de analizar todo (es decir, luego de muchos meses o años), y si es que lo ven conveniente.³⁶

Esto produjo muchas críticas en diversos medios, aludiendo principalmente a que la ESA es una institución pública que funciona con fondos públicos, y que esa política de falta de información aleja a los aficionados en lugar de crear mayor expectación, algo tan necesario en el momento actual, en que a nivel mundial se le da baja prioridad a la investigación espacial.³⁷³⁸

Cartografiado del cometa

Vista cercana del relieve atormentado y de los chorros de gas y polvo expulsados por el núcleo del cometa, montaje realizado a partir de la NAVCAM a bordo de Rosetta.

El 6 de agosto de 2014, la sonda arribó a las inmediaciones del cometa, acercándose hasta 100 km, lo que permitió comenzar con una órbita forzada (sobre la base de impulsos de cohete de la propia nave). La órbita que describió fue una especie de triángulo alrededor del cometa, durante muchos días hasta estabilizar la órbita al acercarse más.³⁹⁴⁰ Ya a esa distancia se pudo empezar a conocer mucho mejor el cometa y la cartografía empezó a ser desarrollada.

Vista del cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko tomada por Rosetta el 11 de agosto de 2014 a una distancia de unos 102 km del cometa.

Imágenes del cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko tomadas por Rosetta a una distancia de 7,8 km de la superficie del cometa. El lóbulo superior (el más grande de este cometa semejante a un patito de goma), ocupa las imágenes superiores, mientras que el cuello es lo que aparece en las inferiores. El lóbulo pequeño queda fuera de la vista hacia la derecha. Montaje de cuatro imágenes.

Fecha	Distancia	Información
6 de agosto de 2014	100 km	Llegada de la sonda a las inmediaciones del cometa
10 de agosto de 2014		Segundo acercamiento a 100 km
13 de agosto de 2014		Tercer acercamiento a 100 km
20 de agosto de 2014	80 km
24 de agosto de 2014	50 km	Primer acercamiento a 50 km
27 de agosto de 2014		Segundo acercamiento a 50 km
31 de agosto de 2014		Tercer acercamiento a 50 km
3 de septiembre de 2014		Inicio del cartografiado global
10 de septiembre de 2014	30 km
24 de septiembre de 2014		Primera incursión en la parte oscura
29 de septiembre de 2014	20 km
10 de octubre de 2014	10 km
12 de noviembre de 2014		Philae aterriza en el cometa
Fuente: ESA³⁹

Descenso sobre el cometa

Emplazamiento

En agosto de 2014¹⁶ Rosetta empezó a acompañar al núcleo del cometa para producir un detallado mapa que permitió seleccionar un sitio de aterrizaje para el módulo de aterrizaje Philae.⁴¹ Después de muchos estudios y consideraciones de los científicos encargados, se seleccionó el lugar de aterrizaje, ubicado en el extremo exterior del lóbulo menor del cometa.⁴² Inicialmente se llamó “J” al sitio (debido a que había muchas alternativas de identificación, cada una con una letra) y se confirmó esta elección el 15 de octubre. No obstante, decidió hacerse un concurso público para buscar un nombre más adecuado.

El 5 de noviembre, el director del proyecto, Fred Jansen, declaraba que el nombre del emplazamiento cambiaba por “Agilkia”, por la analogía con otro ambicioso esfuerzo técnico de traslado de un templo egipcio desde la isla Philae a la isla egipcia homónima (para salvarlo de la inundación de la presa de Asuán en su creación). Como premio del concurso, el comité invitó al autor de esta propuesta, el francés Alexandre Brouste, a seguir en directo la misión desde el mismo Centro Europeo de Operaciones Espaciales (ESOC) en Darmstadt (Alemania).⁴³

Desacoplamiento y aterrizaje

El 12 de noviembre de 2014 a las 8:35 UTC, Rosetta liberó a Philae y descendió a 22,5 km desde el centro del cometa, con un aterrizaje programado para siete horas más tarde en Agilkia.⁴³

La aceleración de la gravedad en la superficie del cometa se ha estimado para la simulación a 10^-3 m/s², es decir, una diezmilésima parte de la de la Tierra.⁴⁴ Debido al tenue campo gravitatorio del cometa, Philae, que tiene una masa de 110 kg,⁴⁵ tuvo una levísima atracción, hasta que finalmente llegó a posarse en la superficie del cometa. Sin embargo, no es despreciable la pequeña fuerza del impacto, por lo que sin duda fue el momento más crítico de la misión.⁴⁶ Gerhard Schwehm (científico del proyecto Rosetta⁴⁷) en tono de broma indicó:⁴⁶

Será como darte un coscorrón contra un muro mientras andas despacito, es decir, nada de lo que no podamos recuperarnos.

Para fijarse a la superficie y evitar rebotar en el aterrizaje, la sonda debía lanzar dos arpones que pretendían anclarla a la superficie.⁴¹ Sin embargo, los arpones no funcionaron y la sonda rebotó en el cometa. Teniendo en cuenta el tiempo de viaje de la señal de Rosetta hasta la Tierra, hasta las 16:00 UTC no hubo confirmación del aterrizaje.⁴³ Rosetta continuó sus observaciones del núcleo del cometa hasta diciembre de 2015 y tuvo un lugar privilegiado de observación cuando el cometa entró en un período de actividad al aproximarse al Sol en su perihelio en octubre de 2015.

Resultados científicos

Muchos fueron los resultados científicos que arrojó la sonda, incluyendo algunos que desmoronaron teorías anteriormente completamente aceptadas.

Destaca el resultado que arrojó el instrumento Rosina, analizando el agua de la coma del cometa. La teoría generalmente aceptada hasta antes de estas mediciones era que el agua de la tierra proviene de los cometas, cuando cayeron sobre la tierra aportando el agua que contenían. Esta teoría fue desmentida al comprobarse que la composición de isótopos y otros elementos del agua del cometa es completamente diferente a la composición de los océanos de la tierra. Frente a estos resultados, y en forma preliminar, surgió la teoría de que el agua de los océanos fue aportado por los asteroides, al no haber sido por los cometas.⁴⁸

Otro importante resultado fue conseguido al medir el magnetismo del cometa con el uso conjunto de un instrumento en Rosetta y otro en Philae. Mientras Philae descendía sobre el cometa, e incluso luego de los rebotes, el ascenso y el nuevo descenso, se midió el magnetismo tanto en Philae como en Rosetta.

Los resultados llevan a la conclusión de que el cometa carece de campo magnético.

En la sonda principal (Rosetta) la medición fue hecha por el sensor MAG del instrumento RPC, y en Philae por el instrumento ROMAP.

Si es que el cometa tuviese campo magnético, las mediciones de Philae al acercarse al cometa, tendrían que haber ido en aumento, y exactamente lo contrario al alejarse. Sin embargo, en todo momento, tanto Philae como Rosetta arrojaron el mismo magnetismo, lo que indica que se trata de un magnetismo general de la zona y no propio del cometa, seguramente causado por el viento solar.

Anteriormente estaba aceptada la hipótesis de que el campo magnético de pequeños objetos, al momento de la formación del sistema solar hace más de 4000 millones de años, jugaron un papel importante en los acontecimientos hasta llegar a la forma actual. Sin embargo, con este descubrimiento puede descartarse esa hipótesis.⁴⁹

Por supuesto, si el cometa 67P/Churiumov-Guerasimenko es un cometa atípico, todos estos descubrimientos no pueden ser extrapolados a todo el sistema solar.

El 27 de mayo de 2016 se informó que Rosetta había encontrado en el cometa ingredientes considerados cruciales para el origen de la vida en la Tierra en concreto el aminoácido glicina, común en las proteínas, y el fósforo, un componente esencial del ADN y de las membranas celulares. ⁵⁰ La glicina es el aminoácido más simple y pequeño y el único no quiral.

Características técnicas de la sonda

Estructura de la sonda Rosetta con la ubicación de sus instrumentos científicos

La masa total de la sonda (al momento del lanzamiento) es de aproximadamente 3000 kilogramos, de los cuales 1670 kilogramos es el propelente de cohetes; es decir, algo más de la mitad. El aterrizador Philae tiene una masa de 100 kilogramos y todos los instrumentos científicos del orbitador 165 kilogramos.⁵¹

El sistema de propulsión es la parte vital de la sonda. En el centro de la sonda se encuentran dos tanques largos de propelente. El superior contiene el combustible y el inferior el oxidante.⁵¹ Como sistema de propulsión fue seleccionado un estándar de 10 Newtons de fuerza, que utiliza monometilhidracina como combustible y tetróxido de dinitrógeno como oxidante.⁵² Tanto la recámara de combustión como las toberas están fabricadas con una aleación de platino sin recubrimiento, y preparada para resistir temperaturas de 1500 °C, que es la temperatura óptima de trabajo, y preparada también para soportar la presión (en la recámara), que será de entre 900 y 2300 kPa.⁵²

Instrumentos científicos del orbitador

Los gases arrojados por 67P/Churiumov-Guerasimenko serán analizados por los instrumentos científicos a bordo de Rosetta, permitiéndole examinar su composición química exacta y de esta manera determinar las condiciones existentes hace 4500 millones de años, cuando se formó el Sistema Solar.

Los instrumentos científicos están agrupados en la parte superior de la sonda, mientras que los instrumentos de soporte se encuentran en la parte inferior.⁵¹

Los instrumentos científicos a bordo del orbitador son los siguientes:

ALICE analizará los gases de la coma y la cola, y medirá la cantidad de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono. (Investigador principal: Alan Stern, Southwest Research Institute, Estados Unidos).⁵³
CONCERT analizará la estructura interior del núcleo del cometa por medio del examen de la reflexión y difracción de ondas de radio que lo atravesarán. Parte de este instrumento se aloja también en el aterrizador Philae. (Investigador principal: Wlodek Kofman, Instituto de Paleontología y Astrofísica de Grenoble, Francia).⁵⁴
COSIMA analizará el polvo expulsado por el cometa, determinando si son compuestos orgánicos o inorgánicos, con un espectrómetro de masa. (Investigador principal: Martin Hilchenbach, Sociedad Max Planck, Alemania).⁵⁵
GIADA medirá el momento, las velocidades y masas de los granos de polvo provenientes tanto del núcleo como de otras partes del espacio. (Investigadora principal: Alessandra Rotundi, Universidad Parthenope, Italia).⁵⁶
MIDAS examinará los granos de polvo determinando la cantidad, tamaño, volumen y forma, con la ayuda de un microscopio de fuerza atómica. (Investigadores principales: Mark Bentley, instituto Weltraumforschung, Austria, Willi W. Riedler, Academia austriaca de ciencias, Austria).⁵⁷⁵⁸
MIRO analizará el vapor a través de las marcas de microondas. Determinará la cantidad de los principales gases, la tasa de desgasificación del núcleo y la temperatura por debajo de la superficie. (Investigador principal: Samuel Gulkis, JPL, Estados Unidos).⁵⁹
OSIRIS permitirá cartografiar la superficie del cometa en gran detalle a través de cámaras de alta resolución. (Investigador principal: Holger Sierks, Sociedad Max Planck, Alemania).⁶⁰
ROSINA Por medio de dos espectrómetros se determinará la composición de la atmósfera e ionósfera del cometa, y la velocidad de las partículas cargadas. (Investigador principal: Kathrin Altwegg, Universidad de Berna, Suiza).⁶¹⁶²
RPC analizará las propiedades físicas del núcleo y la estructura de la coma por medio de cinco sensores. También analizará la interacción con el viento solar. (Investigadores principales: Hans Nilsson, Instituto suizo de física del espacio, Suiza; James Burch, Instituto de Investigación del Suroeste, Estados Unidos; Anders Eriksson, Instituto suizo de física del espacio, Suiza; Karl-Heinz Glassmeier, Universidad Técnica de Brunswick, Alemania; Jean-Pierre Lebreton, Laboratorio de física y química del espacio, Francia; Christopher Carr, Escuela Imperial de Londres, Reino Unido).⁶³
RSI, usando las frecuencias de radio normales de transmisión de la sonda, medirá la masa y la gravedad del núcleo del cometa, y también deducirá la densidad y estructura interna del núcleo. (Investigador principal: Martin Pätzold, Universidad de Colonia, Alemania).⁶⁴
VIRTIS, por medio de un espectrómetro, anotará la temperatura de toda la superficie del cometa. También estudiará las características y las condiciones físicas de la coma. También se usarán estos datos para determinar el lugar del aterrizaje de Philae. (Investigador principal: Fabrizio Capaccioni, Instituto de astrofísica y planetología espacial, Italia).⁶⁵

Philae, el módulo de aterrizaje

Maqueta del módulo Philae

Se verificó el mejor sitio para que el aterrizaje del módulo Philae mientras la sonda orbitaba; se desprendió y se posó en la superficie del cometa para quedar anclado en el mismo y empezar los experimentos y estudios científicos.

Philae fue diseñado por la ESA, en colaboración internacional liderada por Alemania, Francia e Italia.

La masa total del aterrizador es aproximadamente de 110 kg, de los cuales los instrumentos científicos en total tienen una masa de aproximadamente 27 kg.⁴⁵

Gracias a las imágenes de alta resolución del orbitador, los operadores de la misión fueron capaces de enviar el módulo de aterrizaje a posarse en el núcleo del cometa. Este procedimiento se realizó a una velocidad de 5 km/h, permitiendo al módulo anclarse sobre el núcleo. Después, varios instrumentos miniaturizados examinaron la superficie. El módulo también lleva una pequeña estación de radio para el experimento CONSERT con el orbitador.

Instrumentos científicos del módulo de aterrizaje

APXS Espectrómetro de rayos X y Rayos alfa que permitirá obtener información de la composición elemental de la superficie del cometa. (Investigador principal: Göstar Klingelhöfer, Universidad de Maguncia, Alemania).⁸³
ÇIVA Seis cámaras que aportarán imágenes panorámicas de las superficie.(Investigador principal: Jean-Pierre Bibring, Instituto de Astrofísica espacial, Francia).⁸⁴
CONCERT analizará la estructura interior del núcleo del cometa por medio del examen de la reflexión y difracción de ondas de radio que lo atravesarán. Parte de este instrumento se aloja también en el orbitador. (Investigador principal: Wlodek Kofman, Instituto de Paleontología y Astrofísica de Grenoble, Francia).⁵⁴
COSAC, al igual que PTOLEMY, es un analizador de gas. Detectará e identificará moléculas orgánicas complejas, además de analizar su composición molecular. (Investigador principal: Fred Goesmann, Instituto Max Planck para la investigación del Sistema Solar, Alemania).⁸⁵
PTOLEMY, al igual que COSAC, es un analizador de gas. Medirá con precisión la cantidad de isótopos presentes de las partículas ligeras. (Investigador principal: Ian Wright, Universidad Abierta del Reino Unido).⁸⁶
MUPUS Se trata de múltiples sensores en los arpones de sujeción de Philae, que medirán la densidad y las propiedades térmicas y mecánicas de la superficie del cometa. Adicionalmente consta de un martillo eléctrico para clavar los arpones a pequeños golpes.⁸⁷ (Investigador principal: Tilman Spohn, Centro Aeroespacial Alemán).⁸⁸⁸⁷
ROLIS Cámara de alta resolución, que obtendrá imágenes del descenso al cometa y -una vez en la superficie- obtendrá panorámicas estereoscópicas. (Investigador principal: Stefano Mottola, Centro Aeroespacial Alemán).⁸⁹
ROMAP Magnetómetro y monitoreo de plasma para estudiar el magnetismo local y el generado por la interacción con el viento solar. (Investigador principal: Hans-Ulrich Auster, Universidad Técnica de Braunschweig, Alemania; István Apáthy, Hungría).⁹⁰
SD2 Es un taladro que perforará la superficie del cometa hasta 20 centímetros. Colectará el material que se vaya extrayendo y lo enviará a los instrumentos COSAC, ÇIVA y PTOLEMY para su análisis. (Investigadora principal: Amalia Ercoli-Finzi, Politécnico de Milán, Italia).⁹¹⁹²
SESAME Consta de tres instrumentos diferenciados que medirán las capas superiores del cometa: 1.- La forma en que se transmite el sonido (CASSE). 2.- las características eléctricas (PP). 3.- La caída de polvo (DIM). (Investigadores principales: CASSE: Klaus Seidensticker, Centro Aeroespacial Alemán. PP: Walter Schmidt, Instituto Meteorológico Finlandés. DIM: Harald Krueger, Instituto Max Planck para la investigación del Sistema Solar).⁹³

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Sondalandia

Publicado 10 mayo, 2019 | Por Pascual

Sondalandia

Región de la Sonda actual y prehistórica en contraposición.

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

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

Geología

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

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

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

Prehistoria

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

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

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

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

Ecología

Ecozona de la Sonda.

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

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

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

Sundaland y Sahulland

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

Mapa de Sundaland y Sahulland. (fuente)

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

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

Plataforma de la Sonda

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

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

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

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

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

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

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

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

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Sonda espacial regresa con muestra de asteroide

Publicado 8 mayo, 2019 | Por Pascual

Sonda espacial regresa con muestra de asteroide

Hayabusa (sonda espacial)

Representación de la sonda Hayabusa.

Información general

Organización: JAXA

Estado: Misión concluida

Fecha de lanzamiento: 9 de mayo de 2003

Reingreso: 13 de junio de 2010

Aplicación: Sonda de asteroide

Masa: 510 kg (en seco 380 kg)

Propulsión: Iónica

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica

No debe confundirse con Hayabusa 2.

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

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

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

El perfil de la misión

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

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

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

El mini aterrizador Minerva

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

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

Diseño de la nave

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

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

La importancia científica de la misión

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

Los cambios en el plan de la misión

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

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

Los últimos acontecimientos

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

Reentrada y recuperacción de la cápsula

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

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

La reentrada vista desde Woomera Test Range.

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

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

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

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

(25143) Itokawa

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

Descubrimiento

Descubridor: LINEAR

Fecha: 26 de septiembre de 1998

Lugar: Socorro

Nombre provisional: 1998 SF₃₆

Elementos orbitales

Excentricidad: 0,28

Elementos orbitales derivados

Periastro o perihelio: 0,953 ua

Apoastro o afelio: 1,695 ua

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

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

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

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

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

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Beringia

Publicado 6 mayo, 2019 | Por Pascual

Beringia

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

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

Cobertura de beringia

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

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

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

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

Geografía

Puente de tierra de Bering – Wisconsin glaciation

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

Región del puente de tierra de Bering – período de deglaciación

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

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

Región del puente terrestre de Bering – Actualidad.

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

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

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

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

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

Habitacion humana

Asentamiento genético de Beringia

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

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

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

Conexiones previas

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

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

Para más información >>

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

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

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Turista espacial de pago

Publicado 3 mayo, 2019 | Por Pascual

Turista espacial de pago

Soyuz TM-32

Programa Soyuz

Insignia de la misión

Datos de la misión

Misión: Soyuz TM-32

Indicativo: Uran

Número de tripulantes: 3

Lanzamiento: 28 de abril de 200107:37:20 UTC Baikonur LC1

Aterrizaje: 3 de octubre de 200105:00:00 UTC 46°44′58″N 69°42′58″E Cerca de Arkalyk

Duración de la misión: 185 días 21 horas 22 minutos 40 segundos

Datos de las órbitas

Número de órbitas: ~3.025

Operador: Rosaviakosmos

ID de COSPAR: 2001-017A

SATCAT no.: 26749

Propiedades de la nave espacial

Tipo de nave espacial: Soyuz-TM

Fabricante: RKK Energia

Señal de llamada: Криста́лл (Kristall)

De izquierda a derecha: Dennis Tito, Talgat Musabayev y Yuri Baturin

La Soyuz TM-32 una misión espacial rusa con tripulación lanzada el 28 de abril de 2001. Su objetivo era transportar una nueva tripulación y suministros a la Estación Espacial Internacional. Esta misión marcó un hito por ser la nave que llevó a Dennis Tito al espacio como el primer turista espacial de pago.

Tripulación

Despegaron

Talgat Musabayev (3) – Comandante – Kazajistán
Yuri Baturin (2) – Ingeniero de Vuelo
Dennis Tito (1) – Participante espacial – Estados Unidos

Aterrizaron

Viktor Afanasyev (4) – Comandante
Claudie Haigneré (2) – Ingeniero de Vuelo – Francia
Konstantin Kozeyev (1)

(1) número de vuelos espaciales completados por cada tripulante, incluyendo esta misión.

Parámetros de la misión

Masa: ? kg
Perigeo: 193 km
Apogeo: 247 km
Inclinación: 51,6°
Periodo: 88,6 min

Acoplamiento con la ISS

Acoplado a la ISS: 30 de abril de 2001, 07:58 UTC (al puerto nadir del Zaryá)
Desacoplado de la ISS: 19 de octubre de 2001, 10:48 UTC (desde el puerto nadir del Zaryá)
Acoplado a la ISS: 19 de octubre de 2001, 11:04 UTC (al módulo Pirs)
Desacoplado de la ISS: 31 de octubre de 2001, 01:38 UTC (desde el módulo Pirs)

Resumen de la misión

La TM-32 llevó una tripulación de tres hombres (dos rusos y un americano, este último no era un astronauta profesional) a la Estación Espacial Internacional, ISS. Se acopló automáticamente con la ISS a las 07:57 UT del 30 de abril de 2001, justo unas pocas horas después de que el transbordador espacial Endeavour en la misión STS-100 se desacoplara. La nueva tripulación permaneció en la estación durante una semana y regresó en la Soyuz TM-31, que había estado acoplada a la estación, o cerca de ella, desde noviembre de 2000 funcionando como un “bote salvavidas” para la tripulación a bordo (Expedición 1 y 2).

Como un nuevo bote salvavidas para la Expedición 2 y luego para la Expedición 3, la TM-32 permaneció acoplada a la estación durante seis meses (excepto durante un pequeño periodo cuando fue desplazada entre los puertos de atraque) y finalmente, el 31 de octubre, trajo de vuelta a casa dos cosmonautas y un astronauta de la ESA que había llegado una semana antes en la Soyuz TM-33.

Enlaces externos

NASA Soyuz-33/Soyuz-32 (return) Taxi Crew (en inglés)

Portal de vuelos espaciales

NASA Soyuz-33 / Soyuz-32 (retorno) Equipo de taxi

← Soyuz TM-31

Soyuz TM-33 →

El Soyuz TM-32 permaneció acoplado a la estación hasta octubre; durante este tiempo sirvió como bote salvavidas para la tripulación de la Expedición 2 y más tarde para la tripulación de la Expedición 3 . En octubre aterrizó la tripulación de la ISS EP-2 , que había sido lanzada por Soyuz TM-33 .

Atracado a la ISS: 30 de abril de 2001, 07:58 UTC (al puerto nadir de Zarya )
Desacoplado de la ISS: 19 de octubre de 2001, 10:48 UTC (desde el puerto nadir de Zarya )
Acoplado a ISS: 19 de octubre de 2001, 11:04 UTC (al módulo Pirs )
Desacoplado de ISS: 31 de octubre de 2001, 01:38 UTC (desde el módulo Pirs )

Soyuz TM-32 saliendo de la ISS

Turista espacial. Viajes espaciales. Astronáutica

Primer turista espacial

Dennis Anthony Tito

Nacimiento: 8 de agosto de 1940

Estados Unidos, Queens, Nueva York

Agencia espacial: Agencia Espacial Soviética

Misiones: Soyuz TM-32

Dennis Anthony Tito (8 de agosto de 1940, Queens, Nueva York) es un multimillonario estadounidense famoso por ser el primer turista espacial de la historia.

Vida

Tito nació en Queens, New York, dentro de una familia de emigrantes italianos de origen campesino y poca educación. Fue un niño muy despierto y soñador con excelentes calificaciones escolares. En 1962 se graduó en ingeniería astronáutica y aeronáutica, estudios que completó en 1964 con un grado de máster en ingeniería científica. A fines de ese año entró a trabajar como ingeniero de la NASA, donde participó durante cinco años en proyectos como las sondas espaciales Mariner IV, la Mariner V y la Mariner IX.

Desde los años 70 Tito dedicó su tiempo a las finanzas en Wall Street, lo que le convirtió en millonario, creando un fondo de inversiones y fundando la compañía Wilshire Associates, no obstante la NASA lo llamó nuevamente para varias colaboraciones en ingeniería.

El multimillonario Dennis Anthony Tito, nacido el 8 de agosto de 1940 en Nueva York, ostenta el título de ser el primer turista espacial de la historia. Desde que en 1957 viera el lanzamiento del Sputnik I, Tito no paró de soñar con viajar al espacio. El camino para conseguir su sueño fue arduo.

Tito no poseía los requisitos físicos para ser astronauta, ni formaba parte de las Fuerzas Armadas de Estados Unidos. Su primera oportunidad fue en 1990, gracias al Programa de Invitados de la URSS, pero la desintegración de la Unión Soviética en 1991 acabó con esta posibilidad. En el año 2000, Tito pudo haber viajado al espacio con la compañía holandesa MirCorp, pero la decisión del gobierno ruso de destruir la MIR arruinó el plan.

Finalmente, y gracias al apoyo de Edwin Aldrin y a los 20 millones de dólares que pagó Tito a la administración espacial rusa, consiguió incorporarse a la tripulación de la Soyuz TM-32, que fue lanzada el 28 de abril de 2001. El objetivo de esta misión era transportar una nueva tripulación y suministros a la Estación Espacial Internacional (ISS).

Dennis Anthony Tito permaneció en la estación durante una semana y regresó a la Tierra en la Soyuz TM-31. Esta nave llevaba acoplada a la estación desde noviembre del año 2000, por si era necesaria utilizarla urgentemente por la tripulación de la ISS.

A la edad de sesenta años de edad, Tito se convirtió en el primer turista espacial y en la segunda persona más vieja en llegar al espacio, sólo superado por John Glenn. Tras su regreso, el 6 de mayo del 2001, Tito comentó emocionado: “Vengo del paraíso”.

Más información en: http://www.spacefacts.de/mission/english/soyuz-tm32.htm

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Sahul Shelf

Publicado 1 mayo, 2019 | Por Pascual

Sahul Shelf

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

Mapa de Sunda y Sahul.

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

Etimología

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

Geografía

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

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

Geología

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Sistemas fluviales sumergidos

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

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

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

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

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

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

https://alchetron.com/Sahul-Shelf

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Satélite regresa con muestras de cometa

Publicado 29 abril, 2019 | Por Pascual

Satélite regresa con muestras de cometa

Stardust (sonda espacial)

Stardust

Representación artística de la sonda Stardust

Información general

Organización: NASA

Estado: Finalizada

Fecha de lanzamiento: 7 de febrero de 1999

Aplicación: Sonda de cometa

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica

Stardust es una sonda espacial estadounidense interplanetaria lanzada el 7 de febrero de 1999 por la NASA. Su propósito fue investigar la naturaleza del cometa 81P/Wild (o Wild 2) y su coma.

Misión y retorno

La Stardust voló cerca del Wild 2 el 2 de enero de 2004. Durante su paso por la cola del cometa recolectó muestras de polvo de su coma y tomó fotografías detalladas de su núcleo de hielo. Stardust aterrizó el 15 de enero de 2006 en el Gran Desierto del Lago Salado, en Utah, cerca del Campo de Pruebas del Ejército de los EE.UU. (Dugway), con la cápsula que contiene la muestra de material espacial.

Es el primer intento de recoger polvo espacial más allá de la Luna. La edad de las partículas se remonta posiblemente a los orígenes del Sistema Solar.

Imagen de la cápsula con las muestras a su regreso.

En el momento de su retorno a la Tierra, la cápsula viajaba a 46 446 kilómetros por hora (28 860 millas por hora), lo cual la convierte en el objeto hecho por el hombre que más rápido ha reentrado en la atmósfera terrestre. Como punto de comparación, el representante de la NASA en Utah declaró que a esa velocidad sería capaz de viajar entre Salt Lake City y Nueva York en menos de 6 minutos. Una gran bola de fuego y la onda acústica debió haberse notado al oeste de Utah y al este de Nevada.

Los responsables de la NASA han dicho que la nieve pronosticada por el Servicio Nacional del Clima, sobre una alerta de 12 pulgadas y acompañada de tormentas eléctricas, no representó ninguna complicación para la reentrada. [1]

Donald Brownlee, de la Universidad de Washington, es el investigador principal de la misión Stardust.

La nave

La nave espacial Stardust se compone de una caja principal en forma de bus de 1,6 m de largo, 0,66 m de ancho y 0,66 m de profundidad con una antena de alta ganancia instalada en una de las caras de la caja. La masa total de la nave espacial incluyendo la cápsula de retorno y 85 kg de combustible es de 385 kg. El bus está hecho de paneles planos fabricados con finas láminas de fibras de grafito en resina polycyanate cubriendo un ligero núcleo de nido de abeja de aluminio. Dos paneles solares rectangulares (4,8 m de punta a punta) conectados por puntales se extienden a los lados opuestos de la nave espacial a lo largo del eje longitudinal de la nave espacial con su superficie en el mismo plano de esta cara, que se extiende paralela a los demás en sus direcciones de largo. La cápsula de reentrada de muestras en forma de cono de 0,8 m de diámetro, 0,5 m de altura, 46 kg se adjunta por su extremo más estrecho a la cara trasera del bus. Un disco en forma de pala de recogida de muestras se extiende desde la cápsula durante los períodos de muestreo, y se almacenan dentro de la cápsula cerrada por una tapa cuando no esté en uso. Las unidades de propulsión están en la cara posterior de la nave. Un protector de polvo de Whipple en la parte delantera de la nave protege el núcleo principal del bus y está equipado con monitores de flujo de polvo, vibro-sensores acústicos capaz de detectar los impactos de partículas en el escudo. Los paneles solares también cuentan con dos pequeños escudos protectores.

La nave también está equipada con una cámara de navegación óptica, un monitor de flujo de polvo, y un espectrómetro de polvo / analizador de impacto de partículas. No hay plataformas de exploración, todos los instrumentos de ciencia están montados en el cuerpo. La propulsión es proporcionada por un sistema de monopropelentes de hidracina. El control de actitud se mantiene por ocho propulsores de 4,4 N y ocho propulsores de 0.9 N, todo montado en la parte inferior de la nave, lejos del colector de la muestra para evitar la contaminación. La detección de actitud de tres ejes es provista por una cámara de estrellas y giroscópico unidad de medición inercial. La alimentación se suministralos paneles solares de silicio que proporcionan entre 170 y 800 W dependiendo de la distancia desde el sol. En el encuentro con el cometa Wild-2 se generaron cerca de 330 W. Las telecomunicaciones se realizan a través de la banda X por medio de una antena de baja ganancia de 0,6 m de diámetro. La energía del sistema es de 15 W, la tasa de datos esperados en el momento del encuentro es de 7,9 kbits/seg con la antena de 70 m de la estación terrena “Deep Space Network” de la NASA.

Para poder capturar las partículas de polvo del cometa, la nave espacial Stardust usó un material extraño llamado, aerogel. A medida que se acercaba al cometa, el polvo se movía muy de prisa – a aproximadamente 21 960 kilómetros (13 650 millas) por hora -. Aerogel es tan liviano y esponjoso que pudo detenerse y recoger algunos granos sin destruirlos. En enero del 2006, una cápsula de la nave espacial regresó a tierra con granos de polvo. Así mismo, durante su viaje junto a Wild 2, Stardust logró obtener las mejores fotografías del núcleo de un cometa.

Primera nave que recoge muestras de las proximidades de un cometa, y las trae de vuelta a la Tierra.

Enlaces externos

Stardust Project
NASA Stardust Página de la misión
Catalogue of raw images taken by Stardust
Extrasolar-planets.com – Stardust
Stardust capsule back on Earth en Aljazeera.net
Stardust of yesterday en CNN.com
Hielo y fuego en los cometas en elmundo.es

La nave regresó a la Tierra en enero de 2006

Las partículas traídas por la ‘Stardust’ arrojan nuevos datos sobre el origen de los cometas

Imagen de una de las partículas atrapadas en el aerogel. (Foto: NASA)

Actualizado lunes 18/12/2006 12:33 (CET)

EUROPA PRESS

MADRID.- El análisis de los materiales recuperados del cometa Wild 2 por la sonda ‘Stardust’ de la NASA, que suponen los primeros componentes obtenidos ‘in situ’ de un objeto del sistema solar, podría aportar nuevos datos sobre el origen de los cometas y del Sistema Solar, hace 4.570 millones de años. El estudio, en el que ha participado el Doctor en Astrofísica Josep M. Trigo Rodríguez, del Instituto de Ciencias del Espacio (CSIC) e Instituto de Estudios Espaciales de Cataluña (IEEC), muestra que el disco protoplanetario a partir del que se formarían los planetas se extendía más allá de la distancia hoy ocupada por Neptuno.

Las principales conclusiones de la investigación aparecen publicadas esta semana en dos artículos de la revista ‘Science’. Se trata de dos trabajos que profundizan en la estructura y composición de los cometas, objetos helados formados en regiones suficientemente alejadas del Sol para haber permitido la consolidación de materiales rocosos diminutos junto con abundantes hielos, mezcla de componentes como el agua, el metano o el amoníaco.

Según explicó Josep M. Trigo, “particularmente hemos estudiado la composición química e isotópica de las partículas que hoy en día desprende el cometa periódico ‘Wild 2’ a fin de entender cómo este objeto se ha formado y cómo es representativo de los materiales primigenios que darían origen a los planetas”.

Entre las conclusiones más relevantes, el investigador destaca que el cometa ‘Wild 2’ es un objeto que podría considerarse muy primitivo, es decir, su contenido mineralógico es representativo de los materiales que giraban alrededor del joven Sol formando el disco protoplanetario.

“En otras palabras -señala el científico- se ha podido recuperado material tal y como era hace 4.570 millones de años, cuando los primeros objetos grandes, llamados planetesimales y cometesimales, según su mayor abundancia en componentes rocosos o volátiles, respectivamente, estaban agregándose por la colisión de partículas más pequeñas”.

Esto supone una prueba fehaciente de que las teorías de formación de los cometas y los planetas son correctas, es decir, se formaron por la acumulación de objetos más pequeños con materiales diminutos condensados de la nebulosa solar o de estrellas cercanas (granos presolares).

Los resultados permiten comprender mejor las primeras etapas formativas del sistema solar y confirman los modelos actuales de colapso y formación de un disco de material alrededor del joven Sol.

Así, los investigadores han descubierto que el disco protoplanetario del que se formarían posteriormente los planetas se extendía más allá de la distancia hoy ocupada por el planeta Neptuno y que era una región plagada de innumerables partículas con dimensiones de polvo fino (pocas micras).

Una parte de ellas aparecieron fruto de la condensación del gas remanente que persistía a su alrededor tras nacer el Sol y que según enfriaba daba origen a granos minerales, pero otra parte importante que ha sido preservada contenía partículas expulsadas desde estrellas cercanas como muestra su composición isotópica.

Los materiales contenidos en el cometa ‘Wild 2’ están mezclados con abundantes hielos que no eran estables en la proximidad solar, lo que sugiere que este objeto se formó en una región alejada del Sol, el llamado cinturón de Kuiper, situado más allá de Neptuno.

La gran sorpresa es que, a pesar de su formación a tan grandes distancias del Sol, el cometa ‘Wild 2’ está formado en buena medida por diminutos granos minerales refractarios que debieron formarse muy cerca del Sol, como por ejemplo granos de olivino y troilita. “Esto quiere decir que debieron existir procesos de turbulencia a gran escala que enviaron esos materiales a la región externa del disco protoplanetario donde se formó este cometa”, explica Trigo.

Los materiales estudiados en la misión son primigenios y representativos de aquellos que se forman en otros sistemas planetarios en formación. A partir de estos diminutos granos minerales es posible estudiar las estrellas que rodeaban al Sol durante su formación (granos presolares) o bien datar el tiempo de formación de nuestro sistema solar (4.570 millones de años).

Trigo explica que dado que la deceleración de las partículas se ha realizado utilizando un aerogel de dióxido de silicio (SiO2), el estudio de cómo esa captura ha afectado a los materiales primigenios tiene innumerables aplicaciones prácticas en el desarrollo de nuevos aerogeles que se puedan emplear en el futuro para la captura de partículas de altísima velocidad (22.000 km/hora en el caso de Stardust).

Por supuesto, estos aerogeles de alta tecnología tendrán innumerables aplicaciones prácticas en la industria dada su baja densidad (1 metro cúbico del empleado en la misión pesaría sólo 3 kg) pero gran consistencia.

Son los primeros materiales recuperados “in situ” de un objeto del sistema solar, desde que en los años setenta las misiones ‘Apolo’ de la NASA y ‘Luna’ de la Unión Soviética trajesen cientos de rocas lunares.

La nave Stardust se encuentra con una sorpresa

Cuando la nave Stardust de la NASA voló junto al cometa Wild-2, encontró algo que sorprendió a los científicos

Enero 16, 2004: El 2 de enero de 2004, la nave Stardust (Polvo de Estrellas) de la NASA se aproximó al cometa Wild 2 y voló en medio de una tormenta. Ráfagas de polvo cometario apedrearon al aparato. Por lo menos media docena de gránulos que se movían más rápido que una bala penetraron las defensas exteriores de la Stardust. Los 16 motores cohete de la nave lucharon por mantener el curso mientras un recolector, de un tamaño similar al de una raqueta de tenis, recogía algo del polvo para traerlo a la Tierra dentro de dos años.

Todo sucedía como se esperaba.

Luego vino la sorpresa. Ocurrió mientras la Stardust pasaba junto al núcleo del cometa, a solamente 236 km de distancia, y lo fotografiaba utilizando una cámara de navegación. La intención era utilizar las imágenes para mantener a la nave en curso. Revelaron también un pequeño mundo de asombrosa belleza.

Derecha: El núcleo del cometa Wild-2 fotografiado por la Stardust con una resolución aproximada de 20 metros. Haga click en la imagen para ver una versión ampliada.

En el corazón de cada cometa hay una “bola de nieve sucia”, un núcleo compacto de hielo y polvo que el sol vaporiza, poco a poco, para formar la espectacular cola del cometa. Estos núcleos son difíciles de observar. Por un lado, la mayoría son más oscuros que el carbón; reflejan muy poco de la luz solar hacia las cámaras. Además, están escondidos muy adentro de una nube de gas y polvo, llamada “coma”. La zambullida de la Stardust dentro de la coma del Wild-2 le permitió ver al núcleo desde una corta distancia.

Sobrevuelos anteriores, en el cometa Halley por la sonda europea Giotto y en el cometa Borrelly por la Deep Space I de la NASA revelaron núcleos grumosos sin un terreno muy interesante (como se esperaba). Estos cometas habían sido calentados por el Sol a lo largo de muchos miles de años. El calor solar había fundido sus rasgos más sobresalientes.

El cometa Wild-2, sin embargo, luce diferente. “Estábamos asombrados por la superficie rica en rasgos del cometa”, dice Donald Brownlee de la Universidad de Washington, investigador principal de la misión. “Es altamente compleja. Hay rocas del tamaño de graneros, riscos de 100 metros de alto, y un poco de terreno extraño, diferente a todo lo que hayamos visto antes. Hay también algunos elementos circulares”, agrega, “que parecen cráteres de impacto tan extensos como de un kilómetro de diámetro”.

“Los altos riscos nos dicen que la corteza del cometa es razonablemente sólida”, hace notar Brownlee. Es probablemente una mezcla de material rocoso de grano fino que se mantiene unido por agua congelada, monóxido de carbono y metanol. Ciertamente, un aterrizador podría bajar hasta allí, o un astronauta podría caminar por la superficie sin preocuparse demasiado por un colapso del suelo.

Un astronauta parado en el cometa Wild-2 vería un paisaje realmente fantástico, especula Brownlee. “Lo imagino dentro de uno de los cráteres, rodeado de los enormes riscos”. Agujas heladas, tan altas como una persona, se elevarían sobre el suelo del cráter. “Serían los equivalentes cometarios de las “púas de nieve”, esas pequeñas crestas dentadas que se forman cuando la nieve queda expuesta a la luz solar y se funde.

Salir del cráter resultaría fácil. “Simplemente saltando”, dice Brownlee, “pero no muy fuerte”. La gravedad del cometa es de solamente 0,0001 g, así “que uno podría fácilmente ponerse en órbita”.

Algunas de las fotos de la Stardust revelan chorros gaseosos. “Los chorros provienen de regiones activas en la superficie del cometa, probablemente fisuras o ventilas, donde el hielo se está vaporizando y escapando hacia el espacio”, dice Brownlee. Así es como se transfiere la masa desde el núcleo del cometa hacia su cola.

Izquierda: Exposiciones prolongadas del núcleo del Wild-2 revelan tenues chorros indicados por las flechas. Crédito: NASA/Stardust.

Vistos desde la superficie, los chorros serían casi transparentes. Pero un astronauta podría detectarlos al buscar “polvo mezclado con el gas. Los gránulos de polvo centelleando a la luz del sol parecerían como balas trazadoras disparadas desde el suelo”.

Un explorador cuidadoso recorrería el núcleo entero de 5 kilómetros en unas pocas horas, saltando alto sobre la superficie, esquivando algún chorro ocasional. “¡Qué experiencia sería ésa!”, dice.

Hay miles de millones de cometas en el sistema solar. “Hemos visto de cerca solamente a tres de ellos”, dice Brownlee. Y uno de los tres, el cometa Halley, presentó a la cámara su lado oscuro. Así que es demasiado pronto para decir que el cometa Wild-2, entre los cometas, es realmente inusual.

A diferencia de los cometas Halley y Borrelly, hace notar Brownlee, “Wild-2 es un recién llegado al sistema solar interior”. Por miles de millones de años se mantuvo en órbita solar en el frío espacio profundo más allá de Júpiter hasta 1974, cuando fue empujado por la gravedad de Júpiter a una órbita más próxima al sol. Desde entonces, el cometa ha pasado cerca del Sol solamente cinco veces; el calor del sol está recién comenzando a modelar su superficie.

Y de acuerdo con Brownlee, ésa podría ser la clave para la apariencia del cometa. “La superficie de Wild-2 es una mezcla de lo nuevo y lo viejo que no habíamos notado antes”, explica. Los rasgos jóvenes incluyen posibles sumideros que colapsan al calentarse el terreno. Los cráteres de impacto y sus eyecciones, por otro lado, son viejas cicatrices del tiempo pasado en el sistema solar exterior.

Derecha: Dentro de una minúscula cápsula estilo Apolo, las muestras del Wild-2 regresarán a la Tierra en 2006. [más información]

Las partes viejas del Wild-2 son las que hacen del cometa un blanco atractivo para la sonda Stardust, que capturó más de mil gránulos de polvo del cometa durante su sobrevuelo. Ese material, poco alterado desde la formación del sistema solar, podría decirnos mucho acerca de nuestros orígenes.

Los preciosos granos recolectados regresarán a la Tierra en el 2006 para ser analizados por los científicos. Si una simple imagen de la cámara de navegación puede sorprender a los investigadores, imaginemos lo que habrá allí almacenado cuando puedan poner sus manos sobre mil pedazos del propio cometa.

Cometa Wild 2

El cometa Wild 2 lleva ese nombre en honor al científico que lo descubrió. Paul Wild es un astrónomo suizo que descubrió el cometa en enero de 1978. Wild 2 se pronuncia, “Vilt 2”.

El cometa orbita alrededor del Sol cada 6.39 años, lo cual es un corto período de tiempo para un cometa. ¡Algunos cometas tardan más de 100 años en darle una sola vuelta al Sol!. La órbita de un cometa no es circular. Su órbita es de forma ovalada. Los astrónomos la llaman elipse. Cuando el cometa se encuentra en el extremo interno de la elipse, está muy cerca del Sol. Cuando se encuentra en la parte externa, está lejos del Sol. La órbita de Wild 2 lo acercará mucho más al Sol, que el planeta Marte . La órbita también llevará al cometa más allá de Júpiter.

Cuando vemos a un cometa desde Tierra, lo que en realidad vemos es polvo y gas que emana de él. El gas y el polvo provienen de la “coma” y de las colas, que se encuentran a miles de kilómetros (millas) de largo. A la parte sólida de un cometa se le llama núcleo, y se encuentra en medio de la coma. El núcleo de Wild 2 es de sólo cinco km. (tres millas) de diámetro.

En enero del 2004, una nave espacial llamada Stardust voló junto al cometa Wild 2, y obtuvo unas excelentes fotografías del núcleo, y recogió algunas partículas de polvo. La nave espacial Stardust traerá estas partículas de regreso a la Tierra, para que los científicos las puedan estudiar.

Este diagrama muestra la forma y tamaño de la órbita del cometa Wild 2. La órbita del cometa se ve en color azul claro. También se ven las órbitas de Júpiter, Marte y la Tierra. Imagen cortesía de la NASA/JPL.

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Kumari Kandam

Publicado 26 abril, 2019 | Por Pascual

Kumari Kandam

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

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

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

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

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

Drávidas y tamiles

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

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

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

Enfoques científicos

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

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

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

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

Ruinas sumergidas

Uno de los templos sumergidos de Mahabalipuram en 2011.

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

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

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

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

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

Kumari Kandam en la TV

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

El Continente Perdido de Kumari Kandam

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

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

Representación artística de Kumari Kandam

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

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

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

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

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

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

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

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Satélite de satélite (Titán)

Publicado 24 abril, 2019 | Por Pascual

Satélite de satélite (Titán)

Cassini-Huygens

Concepción artística de la sonda Cassini en su maniobra de inserción en órbita alrededor de Saturno.

Cassini-Huygens fue un proyecto conjunto de la NASA, la ESA y la ASI. Se trataba de una misión espacial no tripulada cuyo objetivo era estudiar el planeta Saturno y sus satélites naturales, coloquialmente llamados lunas. La nave espacial constaba de dos elementos principales: la sonda Cassini y el módulo de descenso Huygens. El lanzamiento tuvo lugar el 15 de octubre de 1997 de la estación de Cabo Cañaveral con un cohete Titan IVB/Centaur de dos etapas y entró en órbita alrededor de Saturno el 1 de julio de 2004. El 25 de diciembre de 2004 la sonda se separó de la nave aproximadamente a las 02:00 UTC. La sonda alcanzó la mayor luna de Saturno, Titán, el 14 de enero de 2005, momento en el que descendió a su superficie para recoger información científica. Se trataba de la primera nave que orbitaba Saturno y el cuarto artefacto espacial humano que lo visitaba. Su nombre se debe a los astrónomos Giovanni Cassini y Christiaan Huygens.

Lanzamiento de la misión Cassini-Huygens.

Inicialmente estaba previsto que el orbitador Cassini sobrevolase Saturno y sus lunas durante cuatro años, y que la sonda Huygens penetrase en la atmósfera de Titán y aterrizase en su superficie.

La misión Cassini-Huygens fue el resultado de la colaboración entre tres agencias espaciales y la contribución de veintisiete países para su desarrollo.¹ ²El orbitador Cassini fue construido por la NASA/JPL. La sonda Huygens la realizó la Agencia Espacial Europea (ESA), mientras que la Agencia Espacial Italiana se encargó de proporcionar la antena de comunicación de alta ganancia de la Cassini. El coste total de la misión fue de 3260 millones de dólares, de los cuales EE. UU. aportó 2600 millones, la Agencia Espacial Europea 500 millones y la Agencia Espacial Italiana 160 millones.

El 26 de abril de 2017 Cassini se adentró en el espacio entre Saturno y sus anillos, cumpliendo su última misión antes de desintegrarse el 15 de septiembre del mismo año. Fue la primera sonda espacial en adentrarse entre el planeta y los anillos.³⁴⁵

Debido al cercano agotamiento del combustible de la sonda, que la dejaría sin posibilidad de control, se planificó su destrucción para evitar que eventualmente ocasionara una contaminación biológica (o radiactiva ya que Cassini contenía un RTG) en Titán o Encélado (satélites naturales con altas probabilidades de albergar vida). El viernes 15 de septiembre de 2017, se internó en Saturno, y quedó destruida en las capas superiores de la atmósfera.⁶⁷⁸

Los principales objetivos de la nave Cassini eran:

Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
Realizar la cartografía detallada de la superficie de Titán

Descubrimientos

Júpiter

El 30 de diciembre de 2000 Cassini llegó al punto en el que se encontraría más próxima a Júpiter. La nave obtuvo imágenes y aportó información de ondas, movimientos de nubes y anillos del gigantesco planeta. Los resultados de la investigación se publicaron en marzo de 2003.

Teoría de la relatividad

La teoría de la relatividad de Albert Einstein fue ratificada en 2003 por los científicos que estudiaron fotografías y otra información proporcionada por la sonda Cassini.

Lunas

Tras descubrir los primeros días de junio de 2004 dos nuevos satélites de Saturno, Metone y Palene, Cassini sobrevoló la luna Febe (Phoebe) el día 11 del mismo mes. Febe orbita Saturno en dirección contraria al resto de satélites. Parece ser que esta luna podría tener agua bajo su superficie.

Imágenes de los anillos y Titán

Tras penetrar en el área de influencia de Saturno, la sonda obtuvo las primeras imágenes de los anillos del planeta y de su luna más grande, Titán.

Órbita a Saturno

El 28 de junio de 2004 la sonda comenzó a investigar la rotación del planeta y el 1 de julio de ese mismo año se convirtió en el primer vehículo en orbitar de este lejano objeto y acercarse a sus anillos (más adelante se descubriría un nuevo anillo).

Vuelos sobre Titán y fotografías de Mimas

El 2 de julio de 2004 Cassini se encontró con Titán y obtuvo más imágenes que servirían para demostrar la existencia de metano en el satélite. En agosto obtuvo fotografías de otro satélite, Mimas. En octubre de ese año comenzarían las 45 pasadas sobre Titán de su misión primaria que aportarían imágenes sobre la superficie del satélite.

Desprendimiento de la sonda Huygens

Cassini se separó el 25 de diciembre de 2004 de la sonda Huygens y ésta entró en la atmósfera de Titán el 14 de enero de 2005.

Encélado

Durante estas primeras pasadas de 2005 se detectó, al encontrarse Cassini con la luna Encélado, que esta tenía un débil campo electromagnético y una atmósfera significativa.

Los anillos

El 1 de mayo de 2005 Cassini detectó un nuevo satélite entre los anillos, que por ese periodo comenzó a investigar exhaustivamente; volando tras ellos y detectando en éstos iones de oxígeno (un hecho inesperado).^{[cita requerida]} Este satélite genera ondas como efecto gravitacional en los anillos.

Superficie de Encélado

Tras descubrir en el último periodo de 2005 actividad volcánica (actividad que solo poseen Ío, la Tierra y quizá Tritón en el sistema solar), Cassini hizo un nuevo descubrimiento en marzo de 2006: en Encélado hay grandes cantidades de agua (posiblemente helada) que es expulsada a la atmósfera de forma parecida a un géiser.

Diseño de la nave

La nave Cassini era relativamente sencilla pero una de las mayores construidas para la exploración espacial. Solamente las dos naves del proyecto Phobos, enviadas a Marte por la Unión Soviética, eran más pesadas. Contenía 1630 circuitos interconectados, 22 000 conexiones por cable, y más de 14 kilómetros de cableado. Su estructura principal consistía en un cilindro y un decágono. La nave medía más de 6.8 metros de longitud y más de 4 metros de diámetro. En la parte superior se montó una gran antena parabólica de 4 metros de diámetro.

La nave tenía tres módulos: Un módulo de equipamiento menor, que contenía los equipos electrónicos, un módulo de propulsión que contenía los sistemas de propulsión y un módulo de equipamiento inferior con los RTG, los cohetes, motores, etc. En un lado del cilindro llevaba los instrumentos ópticos, el magnetómetro montado en un brazo de 11 m, y otros instrumentos científicos. La masa de la nave era de 3867 kg, de los cuales 2125 kg eran de propelente y 687 de instrumental. La electricidad era producida por 3 generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG), cada uno de los cuales usaba 10.9 kg de plutonio 238, y convertía el calor generado en electricidad. Cada generador producía 300 vatios de potencia a una tensión de 30 voltios. Los RTG alimentaban todos los equipamientos de la nave de manera continua. Tras 11 años, la potencia se redujo a 210 vatios por generador. El cableado en la nave se usaba para las interconexiones entre equipos, y solamente transmitían señales eléctricas.

Los motores proporcionaban, por una parte, apoyo mecánico, y por otro servían para alinear los equipamientos. Se usaron motores para la separación de la nave del vehículo de lanzamiento, el despliegue del brazo del magnetómetro, la orientación de los cohetes de maniobra, la regulación de las persianas, y las unidades de calentadores de radioisótopos. El control de temperatura era necesario para mantener caliente la nave. Se usó la antena de alta ganancia para dar sombra durante el vuelo en las cercanías al Sol. Las mantas térmicas aislantes que envolvían toda la nave absorbían el calor para mantenerla a la temperatura adecuada. Las persianas, montadas en el decágono servían para regular la temperatura interna de la electrónica. Cada instrumento tenía un calentador. También se usaron los calentadores eléctricos, los calentadores de radioisótopos (RHU) y el calor de los RTG para irradiar más calor. La actitud venía determinada por un sistema AACS. La nave estaba estabilizada en los tres ejes. Se usó una unidad de referencia inercial (IRU), integrada de giroscopios de estado sólido. La unidad de referencia estelar usaba cámaras de navegación con un mapa de 5000 estrellas.

La propulsión se usaba para mantener la posición de la nave, la inserción orbital, correcciones y la orientación de la nave. Para ello se usaban 2 motores principales, uno primario y el otro como repuesto si el primero hubiese fallado. Ambos proporcionaban un empuje de 445 N. También se usaban 16 cohetes de 0.5 N, montados en 4 grupos de 4, para las correcciones de posición. En el cilindro se montaron dos tanques, uno con tetróxido de nitrógeno y otro de monometil-hidracina. Además de varios componentes de propulsión como válvulas, filtros, etc. Este sistema incluía también un único tanque de helio gaseoso para presurizar los motores y el combustible, además de un tanque de hidracina para los cohetes pequeños. Las telecomunicaciones se hacían en banda X con una frecuencia de 8.4 GHz. Los componentes de este sistema eran: un tubo amplificador de onda de 20 W para amplificar la señal, dos transpondedores de espacio profundo que recibían y transmitían, y el oscilador ultraestable. Las telecomunicaciones usaban una antena parabólica de alta ganancia de 4 metros de diámetro y dos antenas de baja ganancia para comunicaciones auxiliares. La velocidad de envío de datos variaba entre 5 b/s y 249 kb/s. Desde que la nave Cassini llegó a Saturno, se encontraba a una distancia de entre 8.2 y 10.2 unidades astronómicas de la Tierra. Por esta razón, las señales que nos envió o que se le mandaron desde la Tierra tardaban entre 68 y 84 minutos en alcanzar su destino. En la práctica, esto significó que los controladores en tierra no podían operar en tiempo real la nave, ya fuera para operaciones cotidianas o en caso de que hubiese habido una avería inesperada.

La nave procesaba instrucciones usando un subsistema de instrucciones y gestión de datos para las actividades de la nave y sus instrumentos; este sistema fue el cerebro de la nave. Los datos eran almacenados en dos grabadoras de estado sólido; en ellas se almacenaban los datos de la nave y científicos para su posterior transmisión a la Tierra de forma periódica, y además almacenaban programas. Una vez enviados, los datos eran borrados para dejar espacio a otros nuevos. Las dos grabadoras tenían una capacidad de 2 Gb, y estaban protegidas de la radiación mediante una cubierta de aluminio. Todos los equipos electrónicos estaban montados en doce compartimientos controlados y protegidos de la radiación.

Ensamblaje de la nave Cassini

Instrumentación

La instrumentación de la Cassini consistía en un radar, dos cámaras CCD, un espectrómetro de luz visible e infrarroja, un espectrómetro compuesto infrarrojo, un analizador de polvo cósmico, un experimento de ondas de radio y plasma, un espectrómetro de plasma, un espectrógrafo ultravioleta, un analizador de imágenes magnetosféricas, un magnetómetro y un espectrómetro de masa. A esto hay que añadir una serie de antenas, unas para comunicaciones con la Tierra y otras para realizar mediciones científicas.

Cassini Plasma Spectrometer (CAPS)

Este instrumento medía la energía y carga eléctrica de partículas como electrones y protones que se hubieran detectado. El espectrómetro medía las moléculas que se originaban en la ionosfera de Saturno y determinaban la configuración de su campo magnético. También se analizó el plasma de estas áreas así como el viento solar en la magnetosfera de Saturno.⁹

Cosmic Dust Analyzer (CDA)

El analizador de polvo cósmico determinaba el tamaño, velocidad y dirección de partículas de polvo cerca de Saturno. Algunas de ellas orbitan Saturno, mientras que otras podrían proceder de otros sistemas solares.¹⁰

Composite Infrared Spectrometer (CIRS)

Este espectrómetro medía la luz infrarroja procedente de un objeto (como la atmósfera o la superficie de un planeta) para conocer mejor su temperatura y composición. Este instrumento creó un mapa tridimensional de Saturno para determinar las diferencias de temperatura y presión en diferentes altitudes, entre otras cosas.¹¹

Ion and Neutral Mass Spectrometer (INMS)

Fue el encargado de medir las partículas con carga (protones e iones pesados) y partículas neutras (como los átomos) cercanas a Saturno y Titán para conocer mejor sus atmósferas.¹²

Imaging Science Subsystem (ISS)

El llamado Subsistema de Imágenes se encargaba de capturar imágenes en el espectro de luz visible, y mediante el uso de filtros también en el ultravioleta y en el infrarrojo. Incorporaba dos cámaras: una de gran angular y otra de campo estrecho, ambas de tipo CCD y con una matriz cuadrada de 1.024*1.024 píxeles (1 megapíxel).¹³

Dual Technique Magnetometer (MAG)

Este magnetómetro medía la intensidad y la dirección del campo magnético de Saturno. Dicho campo estaba generado en parte por el núcleo extremadamente caliente de Saturno, y medirlo permitió saber más sobre sus características.¹⁴

Magnetospheric Imaging Instrument (MIMI)

Este instrumento proporcionó imágenes y otros datos sobre las partículas atrapadas en el gigantesco campo magnético de Saturno.¹⁵

Radio Detection and Ranging Instrument (RADAR)

Este radar nos permitió crear mapas de la superficie de Titán y de sus elevaciones y depresiones (montañas, cañones, etc.) mediante el uso de ondas de radio, que podían atravesar su densa atmósfera. Además, captaba las señales de radio que procedían de Saturno o sus lunas.¹⁶

Radio and Plasma Wave Science instrument (RPWS)

Además de las ondas de radio, este instrumento medía los campos magnético y eléctrico del medio interplanetario y en las magnetosferas de los planetas. También determinaba la densidad de electrones y la temperatura en Titán y en algunas regiones de Saturno.¹⁷

Radio Science Subsystem (RSS)

Básicamente utilizaba los radiotelescopios situados en la Tierra para observar cómo cambiaban las señales emitidas por la nave al atravesar objetos como la atmósfera de Titán, los anillos de Saturno, o incluso desde detrás del Sol.¹⁸

Ultraviolet Imaging Spectrograph (UVIS)

El espectrógrafo ultravioleta era un instrumento que capturaba imágenes de la luz ultravioleta que reflejaba un objeto, como las nubes de Saturno o sus anillos, y sirvió para aprender más sobre su estructura y composición.¹⁹

Visible and Infrared Mapping Spectrometer (VIMS)

Compuesto por dos cámaras, este instrumento captaba con una de ellas la luz visible, y con la otra la luz infrarroja. De este modo se puedieron recoger detalles nuevos sobre la superficie de Saturno y sus satélites: su composición, la de sus atmósferas y anillos.²⁰

Polémica sobre el uso de energía nuclear

Debido a la gran distancia entre Saturno y el Sol, los paneles solares eran insuficientes para proveer de electricidad a la nave al llegar a su destino. Para conseguirlo tendrían que haber sido demasiado grandes y pesados. Así, Cassini se alimentó finalmente de tres RTG (generadores termoeléctricos de radioisótopos), que producen electricidad a partir de la desintegración radiactiva espontánea de plutonio radiactivo. Al final de su periodo de servicio (once años) aún eran capaces de generar 628 vatios de energía entre todos ellos. El uso de esta tecnología provocó las protestas de grupos de defensa del medio ambiente, algunos físicos (el más notable Michio Kaku) e incluso antiguos miembros de la NASA, a pesar de las afirmaciones por parte de la Agencia Espacial Norteamericana de que el riesgo de accidente nuclear era muy bajo.

La sonda Huygens

La sonda Huygens, fabricada por la Agencia Espacial Europea y llamada así por el astrónomo holandés del siglo XVII Christiaan Huygens, estaba preparada para analizar la atmósfera y superficie de Titán, la mayor de las lunas de Saturno, atravesando su atmósfera y descendiendo en paracaídas sobre la superficie, donde depositó un laboratorio científico que se encargó de realizar diversos análisis y de enviar dicha información a la nave Cassini, que a su vez la reenviaba a la Tierra. La sonda se separó de la Cassini el día 25 de diciembre de 2004 y llegó a Titán el día 14 de enero de 2005, cumpliendo casi con total éxito su misión y convirtiéndose no solo en la primera sonda que aterrizaba en un satélite que no fuera la luna terrestre, sino también en la primera en hacerlo en un objeto del sistema solar exterior [7] (enlace roto disponible en Internet Archive; véase el historial y la última versión)..

Instrumentación

La sonda Huygens contenía seis complejos instrumentos a bordo que proporcionaron una amplia variedad de datos a los científicos tras su descenso en la atmósfera de Titán. Estos instrumentos eran:

Huygens Atmospheric Structure Instrument (HASI)

Este instrumento contenía una serie de sensores que midieron las propiedades físicas y eléctricas de la atmósfera de Titán. El acelerómetro permitió medir la densidad de la atmósfera de Titán y las corrientes de aire. Los sensores de temperatura y presión determinaron las propiedades térmicas de la atmósfera. El HASI también contenía un micrófono, que grabó sonidos durante el descenso y el aterrizaje de la sonda.

Doppler Wind Experiment (DWE)

Este experimento usaba un oscilador ultrasensible para mejorar la comunicación con la sonda, dotándola de una señal muy estable. Los vaivenes producidos por los vientos de la atmósfera se pudieron entonces medir para sacar conclusiones acerca de sus características.

Descent Imager/Spectral Radiometer (DISR)

Los detectores de imágenes y de espectros de este instrumento realizaron diversas mediciones sobre la radiación y el tamaño y densidad de las partículas en suspensión. Las imágenes, en el espectro de la luz visible e infrarroja, crearon un mosaico que permitió reconstruir la zona de aterrizaje y sus alrededores.

Gas Chromatograph Mass Spectrometer (GCMS)

Este instrumento era un versátil analizador químico de gases, diseñado para identificar y medir sustancias químicas en la atmósfera de Titán. Estaba equipado con dos módulos para toma de muestras que se llenaron a gran altitud para un posterior análisis. El espectrómetro de masas servía para construir un modelo de la masa molecular de cada gas, mientras que el cromatógrafo de gases llevaba a cabo un estudio más detallado de las muestras de isótopos y moléculas. Poco antes del aterrizaje se calentó el instrumento, a fin de que en contacto con la superficie se evaporasen los materiales que la componen y se pudiesen analizar mejor.

Aerosol Collector and Pyrolyser (ACP)

Este dispositivo experimental captó partículas de la atmósfera y las introdujo en el interior de un horno, para calentar las muestras atrapadas y, mediante un proceso de pirólisis, descomponer los materiales orgánicos volatilizados para estudiarlos.

Surface-Science Package (SSP)

El SSP contenía varios sensores diseñados para determinar las propiedades físicas de la superficie de Titán en el punto de impacto. Un sónar vigiló durante los últimos 100 metros la distancia a la superficie, midiendo la velocidad de descenso y la rugosidad del suelo.

Subfases de la misión primaria

Además de ser uno de los principales objetivos de su misión, la gravedad de Titán ayudó a variar la órbita de la sonda, permitiéndole así realizar los distintos estudios para los que fue preparada. Esta es la razón de que las subfases que se detallan a continuación comenzaban y acababan con un sobrevuelo de Titán, salvo dónde se especifique lo contrario.

Entrada en órbita alrededor de Saturno y lanzamiento de la sonda Huygens. Esta secuencia abarcó desde el día 1 de julio de 2004 —día en el que la sonda se situó en órbita alrededor de Saturno— hasta el día 15 de febrero de 2005. Durante esta fase, la sonda realizó tres órbitas alrededor de Saturno y cuatro sobrevuelos a Titán —incluyendo el correspondiente para recoger los datos enviados desde Titán por la sonda Huygens— además de uno de Jápeto. Además de la entrada en órbita alrededor de Saturno de la sonda Cassini, el principal evento de esta parte de la misión fue el descenso de la sonda Huygens a Titán.
Secuencia de ocultación. Duró desde el día 15 de febrero de 2005 hasta el día 7 de septiembre de 2005. En ella la sonda realizó 11 órbitas alrededor de Saturno, llegando a tener éstas cierta inclinación respecto al ecuador del planeta. Durante esta parte de la misión, se aprovechó el hecho de que Cassini podía ver cómo el Sol y la Tierra eran ocultados por los anillos del planeta para estudiar la estructura y evolución de estos últimos. También se realizaron cuatro nuevos sobrevuelos de Titán, y tres de Encélado.
Secuencia de estudio de la magnetocola. Esta parte de la misión duró desde el día 7 de septiembre de 2005 hasta el 22 de julio de 2006. Cassini realizó durante esos 10 meses y medio 12 órbitas alrededor de Saturno. En su transcurso, la órbita de la nave fue cambiando hasta situarse primero en el plano ecuatorial de Saturno y luego en el lado nocturno del planeta, para estudiar su magnetocola y durante ella Cassini, además de realizar un sobrevuelo de cada una de casi todas las principales lunas de Saturno —excepto Japeto y Febe—, realizó nueve sobrevuelos de Titán.
Transferencia de 180º. Empezó el día 22 de julio de 2006 y acabó el 30 de junio de 2007. Durante ella, la sonda utilizó la gravedad de Titán para primero cambiar su órbita hasta situarse prácticamente perpendicular al ecuador de Saturno, pudiendo así estudiar sus anillos y sus regiones polares desde “arriba”, y luego devolverla al plano ecuatorial de éste, y también para progresivamente situarse de nuevo en el lado diurno del planeta. Se realizaron en total diecisiete sobrevuelos de Titán, siendo la parte de la misión primaria en la que la mayor luna de Saturno fue más veces estudiada de cerca. Asimismo a mediados de septiembre de 2006, la órbita de Cassini la llevó a un punto en el que el Sol sería ocultado durante varias horas por Saturno, algo que probablemente no se repetiría durante el resto de la misión. Durante esas horas se realizaron estudios intensivos de los anillos y se tomaron numerosas imágenes del planeta y de éstos, pudiéndose ver en una de ellas la Tierra próxima a los anillos.
Subfase de estudio de lunas heladas. Duró desde el día 30 de junio hasta el 31 de agosto de 2007. La sonda orbitó Saturno apenas un par de veces. Esta parte de la misión se caracteriza por estar la nave en el plano del ecuador de Saturno, habiendo varios encuentros relativamente cercanos con las lunas heladas de Saturno, además de dos sobrevuelos de Titán.
Secuencia de alta inclinación. Abarcó desde el día 31 de agosto de 2007 hasta el día 30 de junio de 2008, final de la misión primaria. Cassini realizó veinticinco órbitas alrededor del planeta anillado en las cuales de nuevo su órbita estuvo fuertemente inclinada respecto a su ecuador, pudiendo estudiarse así de nuevo sus anillos y sus regiones polares. También se realizaron: un sobrevuelo de Encélado, uno de Japeto, y nueve sobrevuelos de Titán.

Prórrogas de la misión y “Grand Finale”

En abril de 2008 la NASA decidió prorrogar la misión Cassini al menos un par de años más,²¹ habiéndose conocido esta prórroga cómo Misión del Equinoccio, ya que durante ella tuvo lugar el equinoccio en Saturno.²² Durante esos dos años, Cassini realizó sesenta nuevas órbitas alrededor del planeta anillado, veintiséis sobrevuelos de Titán, siete de Encélado, uno de Dione, uno de Rea, y otro de Helena. Esta misión extendida se dividió en cinco fases: alta inclinación, transferencia de 180 grados, observación del equinoccio, lunas heladas y ocultaciones de asa a asa, y observaciones del polo Norte de Titán.²³

Se propuso también prorrogar la misión hasta el año 2017, fecha en la que tuvo lugar el solsticio en Saturno,²⁴ lo cual fue finalmente aprobado por la NASA.²⁵ Dicha nueva prórroga de la misión fue bautizada por ello como Misión del Solsticio.

Se barajaron diversas opciones para el destino final de la sonda Cassini, que incluían hacerla impactar contra Saturno —como ocurrió con la sonda Galileo una vez acabada su misión en Júpiter—, lo que en principio no parecía factible, ya que, si se hacía en una trayectoria a través del plano ecuatorial del planeta, la presencia de los anillos harían probable la colisión con las partículas que los componen, perdiéndose así el control de la nave; estrellarla contra cualquiera de las lunas de Saturno (descartado, debido al calor generado en la colisión y por sus generadores termoeléctricos de radioisótopos, que podrían haber perturbado posibles formas de vida, particularmente en los casos de Titán y Encélado); situarla en una “órbita de aparcamiento” en la que no existiera riesgo de colisión con ninguna otra luna, o sacarla del sistema de Saturno mediante sobrevuelos de Titán para acabar incluso expulsándola del sistema solar.²⁶ Sin embargo la opción que se tomó finalmente, y que recibió el apoyo de una buena cantidad de científicos de la misión por los datos que podría proporcionar, consistió en enviar a Cassini a una órbita de muy alta excentricidad que la llevó entre la atmósfera del planeta y el anillo D, a través del espacio de 3800 kilómetros que hay entre el planeta y los anillos y en la que, tras realizar 20 de tales órbitas, se precipitó contra Saturno, ardiendo en su atmósfera el día 15 de septiembre de 2017 a las 11:55 UTC,²⁷ evitando así los riesgos de contaminación biológica y radioactiva mencionados, siendo de esta manera este el destino final de Cassini y el último objetivo y el final último de la misión..²⁸²⁹²⁴ Esta ultima fase fue bautizada por la NASA como Grand Finale.³⁰

Itinerary

Selected destinations (ordered by size but not to scale)

Titan	Earth’s Moon	Rhea	Iapetus	Dione	Tethys	Enceladus

Mimas	Hyperion	Phoebe	Janus	Epimetheus	Prometheus	Pandora

Helene	Atlas	Pan	Telesto	Calypso	Methone

Spacecraft design

Cassini-Huygens assembly

A Cassini RTG before installation

Plutonium power source

Cassini-Huygens

La misión Cassini-Huygens, en la que participan ESA, NASA y la Agencia Espacial Italiana, ha modificado muchas de nuestras ideas acerca del sistema de Saturno. Se lanzó desde Florida en octubre de 1997 y tardó casi siete años en llegar a Saturno, tras desplazarse casi 3.500 millones de kilómetros. La nave espacial de 5,6 toneladas se componía de dos partes, el orbitador Cassini y la sonda Huygens.

El Cassini-Huygens es el primer vehículo espacial en orbitar alrededor de Saturno. Lleva a bordo 12 experimentos. Desde su llegada a Saturno el 1 de julio de 2004, el Cassini ha estado enviando a la Tierra enormes cantidades de información sobre este planeta, sus anillos, sus lunas y su campo magnético.

Planificada originalmente como una misión de cuatro años, el éxito de Cassini-Huygens ha sido tan importante que se ha ampliado al menos hasta 2017. Ya ha pasado junto a siete de los satélites más grandes, incluido el gigante Titán, de mayor tamaño que el planeta Mercurio. El orbitador ha pasado junto a Titán más de 70 veces. Al volar a 880 km de la luna, ha conseguido estudiar las nubes anaranjadas y la atmósfera rica en nitrógeno de Titán. También ha cartografiado su superficie con un radar generador de imágenes.

El día de Navidad de 2004, Huygens se separó de Cassini. Tres semanas después, penetró en la densa atmósfera de Titán y se convirtió en la primera sonda que se ha posado en la superficie de un satélite planetario (distinto de nuestra Luna). La sonda, protegida por un escudo térmico, redujo su velocidad de 18.000 a 1.400 km por hora en apenas tres minutos Poco después, se abría un gran paracaídas. A una altura de unos 160 km los instrumentos de la sonda empezaron a captar imágenes y a estudiar la atmósfera. Durante más de dos horas, la nave Cassini, que sobrevolaba la zona, recibió y almacenó los datos enviados por la sonda Huygens.

Las imágenes y otros datos enviados por sus seis instrumentos nos mostraron por primera vez el verdadero aspecto de esa luna naranja. Huygens se posó en el lecho seco de un río cubierto de pequeños cantos de hielo.

Encelado (Jaime Serra)

Así, ha descubierto que Encélado, a pesar de su reducido tamaño, tiene una intensa actividad geológica cerca del polo sur y reservas de agua líquida, puesto que alberga un océano de agua líquida global, con sales y moléculas orgánicas simples, que emite vapor y gel de agua a través de géiseres en grietas que hay en su superficie. La existencia de este océano ha convertido a Encélado en uno de los lugares más prometedores del sistema solar para buscar vida.

Desde que Cassini llegó a Saturno, ha demostrado que son posibles mundos habitables con océanos

Cassini también ha resuelto uno de los misterios que más hipótesis había generado durante años: por qué Encélado era el objeto más brillante del sistema solar. Cassini ha descubierto que se debe a que es un cuerpo helado.

Titán es también una firme candidata. La sonda Huygens que transportaba Cassini aterrizó sobre la superficie de esta luna y halló también evidencias de un océano bajo su superficie de hielo, seguramente compuesto por agua y amoníaco, y una atmósfera repleta de moléculas prebióticas. Vio que contenía de un completo sistema hidrográfico, con ríos, lagos y mares de metano y etano líquidos. Basándose en modelos, los científicos creen que Titán también podría contener fuentes hidrotermales en sus océanos que proporcionaran energía para la vida. De ahí que los científicos quieran conservar sus condiciones prístinas para futuras exploraciones y hayan optado por hacer que Cassini se “suicide” contra Saturno, para evitar que pudiera caer en esta luna y la contaminara.

Imagen de la superficie de Titán, la luna más grande de Saturno (EP / EP)

En Titán, también, la misión nos ha mostrado un mundo parecido a la Tierra, con un clima y una geología que ayudan a entender nuestro propio planeta.

Cassini, de alguna forma, es como una máquina del tiempo, que nos ha abierto una ventana para ver los procesos físicos que probablemente formaron el desarrollo del sistema solar, así como los sistemas planetarios alrededor de otras estrellas.

La nave ha proporcionado una mirada al sistema de Saturno. Ha obtenido información sobre la composición y temperatura de la atmósfera alta, de las tormentas y de las potentes emisiones en radio. Ha observado por primera vez rayos en las caras diurnas y nocturnas del planeta. Y sus anillos, un laboratorio natural para estudiar los procesos que forman los planetas, una especie de mini sistema solar.

El progreso de una tormenta en Saturno, captado por la Cassini (NASA)

Hasta la llegada de Cassini los científicos no habían tenido la oportunidad de estudiar con detalle el tamaño, la composición, y distribución de estos aros alrededor del planeta. Durante la misión los instrumentos de la nave han permitido ver el rango de partículas que los componen –las hay minúsculas, como granos de arena y las hay tan grandes como una montaña-. También han podido identificar de qué está compuesto el anillo externo E, formado por partículas de agua congelada de la luna Encélado.

Saturno, fotografiado por ‘Cassini’ en octubre de 2016. Foto: NASA /Vídeo: ALEJANDRA

También gracias a Cassini los científicos han averiguado por qué el sistema de anillos de Saturno es estable. Se debe a las pequeñas lunas que viajan en los espacios vacíos, las llamadas ‘lunas pastoras’, que ya otearon las naves Voyager. Cassini ahora las ha escudriñado de cerca.

Aterrizaje en Titán

Cassini-Huygens es una misión conjunta de la NASA, la Agencia Espacial Europea (ESA) y la agencia italiana (ASI), que comprendió el lanzamiento de dos sondas que viajaron juntas hasta el sistema de Saturno. Cuando llegaron, en 2004, se separaron. Cassini, de la NASA, orbitó Saturno y las lunas, mientras Huygens, de la ESA, aterrizó en Titán el 14 de enero de 2005.

La Tierra vista desde Saturno. NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute y NASA/Johns Hopkins

«Fue la primera sonda que se posó en una luna de otro planeta», recuerda el ingeniero de la ESA Miguel Pérez Ayúcar, que entre 2002 y 2007 formó parte de la misión Huygens.

«Cuando pasaron por Titán, las sondas Voyager descubrieron que su atmósfera es muy densa y opaca, pero no pudieron observar su superficie. Huygens mostró lo que había bajo su atmósfera. Entramos en ella con paracaídas y durante las dos horas y media de descenso, tomó datos de este mundo helado, que tiene temperaturas de -170ºC», recuerda. Como no sabían como sería Titán, diseñaron la sonda para que pudiera caer tanto en una superficie sólida como líquida. «Finalmente cayó en una zona sólida».

Estudiar la composición de la atmósfera de Titán -el nitrógeno es su ingrediente principal-, es como si estudiáramos la atmósfera terrestre antes de que surgiera la vida. «Es como si hubiera quedado congelada en el tiempo. Además, es muy interesante porque el metano se descompone en moléculas complejas basadas en el carbono que luego pueden unirse para formar organismos», señala.

¿Mundos habitables?

En su opinión, el descubrimiento más importante de Cassini-Huygens es que bajo la corteza helada de las lunas hay líquido. «Se ha medido muy bien, sobre todo en Encélado, donde se observaron géiseres que salían por brechas de la superficie. Hasta entonces no estaba claro si debajo de la corteza de estas lunas había agua o no, y esto tiene implicaciones importantes porque la vida puede formarse en sitios extremos. Si añades el calor interno que posiblemente hay en zonas termales, significa que puede haber vida o se puede formar», argumenta Pérez.

«Cassini-Huygens ha sido una misión muy fructífera, que ha dado muchas sorpresas tanto en relación al planeta Saturno como a los satélites del sistema», resume Olga Prieto Ballesteros, investigadora del departamento de Planetología y Habitabilidad del Centro de Astrobiología (CAB/CSIC-INTA).

Dentro de su campo de estudio, destaca dos descubrimientos. Por un lado, «la detección de las plumas de materiales surgiendo de las fracturas del hemisferio sur de Encélado y el análisis de la composición rica en agua y compuestos orgánicos, que ha revelado que esta luna es potencialmente habitable». Por otro lado, considera importantes «las observaciones de evidencias de un ciclo activo del metano parecido al del agua en la Tierra, lo cual permite que este compuesto se encuentre en los tres estados de la materia: en partículas sólidas como rocas y sedimentos de dunas, en líquido almacenado en lagos o cayendo como gotas de lluvia, en vapor en la atmósfera, expuesto a las radiaciones y reaccionando para formar otros compuestos orgánicos».

Asimismo, destaca el descubrimiento de la intensa dinámica atmosférica de Saturno, cambiante en estaciones y que forma tormentas extrañas como el hexágono detectado en el polo sur previamente por las naves Voyager.

¿Qué aspectos quedan por averiguar del sistema de Saturno? «Como suele ocurrir con las misiones espaciales, se han multiplicado las preguntas que ya teníamos sobre el sistema planetario de Saturno. Así pues, se necesitarán nuevas misiones para resolver las incógnitas abiertas». En su opinión, la pregunta más relevante a resolver en el futuro es si son habitables Encélado y/o Titán: «Para ello se necesita que contemos con misiones que tengan como objetivo caracterizar los océanos, determinar la actividad actual de las lunas y la datación de las diferentes regiones y el análisis detallado de la química en diferentes capas (la superficie, la subsuperficie, la atmósfera y la exosfera)», propone.

En Titán, explica Prieto, es importante «hacer un seguimiento del ciclo de metano, y en misiones más arriesgadas se debería comenzar a buscar señales de vida (por ejemplo en las plumas de Encélado)».

Imagen del sistema de Saturno NASA

Caltech/Space Science Institute y NASA/Johns Hopkins

Artist’s impression of the surface of Titan

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