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.

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​ ²​El 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.³​⁴​⁵​

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.⁶​⁷​⁸​

Los principales objetivos de la nave Cassini eran:

1. Determinar la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de los anillos de Saturno
2. Determinar la composición de la superficie de los satélites y la historia geológica de cada objeto
3. Determinar la naturaleza y el origen del material oscuro de la superficie de Jápeto
4. Medir la estructura tridimensional y el comportamiento dinámico de la magnetosfera
5. Estudiar el comportamiento dinámico de la atmósfera de Saturno
6. Estudiar la variabilidad atmosférica de Titán
7. 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.

1. 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.
2. 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.
3. 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.
4. 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.
5. 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.
6. 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..²⁸​²⁹​²⁴​ 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

Restos humanos incinerados

Celestis

Celestis, Inc.

Tipo: Subsidiario

Industria: Entierros espaciales

Fundado: 1994

Fundadores: Charles M. Chafer, R. Chan Tysor

Sede: Houston , Texas , Estados Unidos

Padre: Space Services Inc.

Sitio web: www.celestis.com/

Celestis, Inc. es una compañía que lanza restos humanos cremados al espacio, un procedimiento conocido como entierro espacial. Es una subsidiaria de la compañía espacial privada Space Services Inc.^[1] La compañía compra lanzamientos como una carga útil secundaria en varios cohetes y lanza muestras de los restos cremados de una persona. Lanzar los restos cremados completos de un individuo (que pesan entre cuatro y ocho libras)^[2] sería prohibitivamente caro para la mayoría de las personas, por lo que Celestis lanza muestras de 1 o 7 gramos de restos incinerados para brindar un servicio asequible.^[3]

Historia

Celestis ha volado una serie de participantes notables en los últimos años. Su primer vuelo: El vuelo de los fundadores: los restos cremados del creador de Star Trek, Gene Roddenberry, y el ícono de la década de 1960, Timothy Leary, en la órbita de la Tierra. También a bordo se encontraban los restos del físico y visionario espacial Gerard K. O’Neill, el destacado científico de cohetes Krafft A. Ehricke y otros 20.^{[4] El} Dr. Eugene Shoemaker, un famoso geólogo planetario y co-descubridor del cometa Shoemaker-Levy 9, fue lanzado a la luna en la misión Lunar Prospector de la NASA en 1998: Celestis ayudó a los amigos del Dr. Shoemaker a incluir una muestra de sus restos cremados. en esa misión^{[5] El} astronauta L. Gordon Cooper de Mercury 7,^{[6] el} actor de Star Trek James Doohan (“Mr. Scott”),^[7] y una serie de otros de diversos ámbitos de la vida fueron lanzados a bordo de The Legacy Flight en 2007.^{[8] El} explorador Titanic Ralph White estaba a bordo de los vuelos Discovery ^[9] y Pioneer ^[10].

Los familiares y amigos de los participantes del vuelo generalmente pueden asistir al lanzamiento. Celestis generalmente organiza un recorrido por las instalaciones de lanzamiento y aloja un servicio conmemorativo no sectario antes del lanzamiento.^[3] Celestis también ayuda a las personas a organizar sus propios vuelos espaciales conmemorativos para el futuro.^[11]

Misiones

Se han realizado múltiples misiones desde la primera el: 1997-04-21 11:59, denominada Celestis 01, con diversos cohetes: Pegasus, Atenea, Tauro, etc. También con nombres rimbombantes de cada misión. En órbitas terrestres, lunares, con impacto en suelo, o sin él, y también con errores o fallos técnicos.

Por ser la primera se desarrolla un poco.

Celestis 01

También se llama CPAC 01 (Celestis Payload Attached Container) y vuelo de los fundadores.

Designacion	24780 / 97018B
Fecha de lanzamiento	21 de abril de 1997
Sitio de lanzamiento	Gando, L-1011 Islas Canarias / España
Vehículo de lanzamiento	Pegasus-XL (# 17)
Misión	Entierro espacial
Órbita de la tierra:
Perigeo / Apogeo	554 x 582 km
Excentricidad
Inclinación	151 grados (registro de inclinación)
Período	96.1 min

Vuelos futuros

En 2014, un servicio conmemorativo para el difunto Majel Barrett Roddenberry, “Nurse Chapel” de Star Trek, la voz de la computadora a bordo de la nave espacial de ficción Enterprise, y Lwaxana Troi en Star Trek: The Next Generation, volarán con su difunto esposo Gene Roddenberry, juntos, “en un viaje infinito hacia el espacio profundo a bordo de su Servicio de Vuelo Espacial Conmemorativo Voyager… llevará sus espíritus, sus recuerdos y el mensaje del trabajo de su vida al cosmos”. —Eugene “Rod” Roddenberry II. ^27]

Cenizas mortuorias en órbita

MAURICIO BERNAL

30/07/2007 03:45

El monumento que recuerda al astrónomo estadounidense Eugene Schoemaker se encuentra en un cráter de unos 50 kilómetros de diámetro ubicado en el polo sur de la Luna. Es posible que como monumento carezca de la nobleza de ciertas estatuas de Occidente, pero hay gente que considera que lo que sea que haya quedado en el lugar donde el Prospector se hizo pedazos después de caer en picado a 6.000 kilómetros por hora es una especie de mausoleo. Parte de los restos cremados de Schoemaker iban a bordo de esa sonda lunar.

En realidad, la NASA no tenía intención de levantarle un monumento a nadie y simplemente estrelló la sonda contra la Luna para comprobar si el cráter escondía un depósito de agua subterránea. La empresa Celestis, pionera de la extravagante modalidad de los entierros espaciales, había inaugurado su denominado Servicio Luna instalando una diminuta cápsula con una muestra de las cenizas de Schoemaker en la Prospector.

Pero no era la primera vez que hacían algo parecido. En ese momento había una cincuentena de cápsulas llenas de cenizas dando vueltas a la Tierra a bordo de satélites alquilados por Celestis.

El sector celebró hace tres meses el 10° aniversario del primer viaje espacial mortuorio. Fue el 21 de abril de 1997, cuando un avión provisto de un pequeño cohete despegó de las islas Canarias. Una vez que el aparato superó los 10.000 metros, el cohete se puso en marcha, salió disparado hacia el espacio y dejó en órbita un diminuto satélite con las cenizas de 24 personas, entre ellas las del creador de la serie Star Trek, Gene Roddenberry. Es lo que se conoce como Servicio Orbital: el Celestis 01 sigue dando vueltas alrededor de la Tierra, y la web de la empresa permite ubicarlo a toda hora y tener una visión del planeta como si se estuviera a bordo. Para los más entregados, se trata de ver la Tierra como la verían las cenizas si tuvieran ojos; es gente que cree que sí los tienen.

Desde entonces se han producido cinco vuelos —o lanzamientos, la expresión favorita en el sector— que han llevado al espacio los restos incinerados de alrededor de 200 personas. El último fue el pasado 28 de abril y supuso inaugurar una nueva modalidad: el Servicio de Ascenso Terrenal. Un cohete llega al espacio y el módulo que contiene las cenizas se desprende y cae a tierra con la ayuda de un paracaídas. Un breve paseo espacial. Ese día hubo momentos de nerviosismo porque los empleados de la compañía no hallaban el módulo y durante un par de días los diarios locales acusaron a la empresa de extraviar las cenizas de 121 personas, entre ellas las de James Doohan, actor también de Star Trek. Al final las encontraron, Celestis se ahorró las demandas y el ritual posterior se llevó a cabo con normalidad.

¿Rituales Por supuesto: una ceremonia fúnebre como en cualquier entierro que se respete. “Todo es muy conmovedor”, explica Susan Schonfeld, portavoz de Space Services, la empresa que surgió de la fusión de Celestis con otra compañía del sector. “Hay una sesión informativa la víspera del lanzamiento, luego un tour alrededor del cohete y un servicio conmemorativo. Al día siguiente llevamos a las familias a ver el lanzamiento, y luego hay una recepción privada con chelos y 1997-04-21 11:59violines. Repito, todo es muy conmovedor. Cuando el cohete se eleva la gente grita, llora y cae de rodillas”, manifiesta.

Solemnidad y humor

La gente entra en trance, pues, mientras las cenizas se elevan hacia el firmamento en un dispositivo no más grande que una caja de zapatos. Dentro, entrelazados como un juego de cohibas, están los cilindros con las cenizas correspondientes.

Descripción:

• Primer vuelo espacial conmemorativo privado
• Celestis es la primera empresa en ofrecer enterramientos espaciales. Las cargas útiles de Celestis son contenedores pequeños (CPAC, Celestis Payload Attached Container), que están atornillados a la última etapa (Orion-38) de los vehículos de lanzamiento Pegasus-XL.
• Los contenedores contienen una pequeña cápsula de aluminio del tamaño de una barra de labios, que contiene 7 g de restos cremados simbólicos.

Detalles de la misión:

• El primer vuelo espacial conmemorativo privado del mundo tuvo lugar el 21 de abril de 1997. El cohete Pegasus lanzó las cápsulas de vuelo del creador de “Star Trek” Gene Roddenberry, ícono de los años 60 Timothy Leary, defensor de la colonia espacial Gerard O’Neill, Krafft Ehricke y otros 20 desplegado sobre las Islas Canarias mientras impulsaba la nave espacial Celestis en órbita. Las cápsulas de vuelo individuales permanecieron dentro de la nave espacial Celestis a lo largo de su órbita y volvieron a ingresar a la atmósfera el 20 de mayo de 2002 al noreste de Australia.
• A las 6:00 am, hora estándar central, 1:00 pm hora de Madrid, el avión Starbazer de Orbital Sciences Corporation despegó de las Islas Canarias, España, transportando el vehículo de lanzamiento Pegasus con la carga útil de Celestis. Después de llevar el propulsor Pegasus XL a una altura de aproximadamente 38,000 pies, el Stargazer lanzó el cohete alado para una caída libre de cinco segundos antes de que el motor principal se encendiera, lo que impulsó al vehículo de combustible sólido de tres etapas a la órbita baja de la Tierra.
• La primera etapa de ignición ocurrió a las 7:00 am, hora estándar central, 2:00 pm hora de Madrid.
• Vea el video oficial de Celestis del vuelo de los fundadores proporcionado a las familias de los que están a bordo.

Más información en: https://www.celestis.com/launch-schedule/

Celestis 05 [Celestis]

Satélite a asteroide

NEAR Shoemaker

Representación artística de NEAR Shoemaker sobre Eros

 

Información general

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 17 de febrero de 1996

Aplicación: Sonda de asteroide

Configuración: Cilíndrica

Masa: 818 Kg

Dimensiones: Diámetro 1,7 m, longitud 2,75 m

Propulsión: Química

Equipo:

MultiSpectral Imager (MSI)
Espectrómetro de rayos X y rayos gamma (XGRS)
Near-Infrared Spectrograph (NIS)
Magnetómetro

NEAR Laser Rangefinder (NLR)

Elementos orbitales

Tipo de órbita: Heliocéntrica

Near Earth Asteroid Rendezvous (NEAR), más tarde renombrada como NEAR Shoemaker en honor a Eugene Shoemaker, fue una misión espacial (la primera perteneciente al programa Discovery) consistente en el envío de una sonda a un asteroide cercano a la Tierra, en concreto a (433) Eros (el segundo mayor asteroide cercano a la Tierra, con un tamaño de 13 x 13 x 33 km). Se trató de la primera sonda en orbitar y finalmente aterrizar (improvisadamente) en un asteroide. NEAR pasó un año estudiando Eros antes de posarse sobre él.

NEAR fue la primera sonda de la historia en orbitar un satélite, lo estuvo haciendo durante un año para finalmente posarse en su superficie.

La sonda fue lanzada el 17 de febrero de 1996 a las 20:43:27 UT a bordo de un cohete Delta desde Cabo Cañaveral. Tras el sobrevuelo del asteroide (253) Matilde, se acercó a la Tierra para una maniobra de asistencia gravitatoria el 23 de enero de 1998. El 20 de diciembre de ese mismo año debería haber ejecutado el primero de varios encendidos del motor necesarios para alcanzar Eros, pero un fallo de software lo impidió, haciendo que se perdiese el contacto con la nave temporalmente. Tras restablecer el contacto y resolver el problema, se diseñó un plan mediante el cual NEAR sobrevolaría Eros el 23 de diciembre a las 18:41:23 UT a una velocidad de 965 m/s y una distancia de 3827 km, y seguiría su camino para, tras varios encendidos del motor, seguir una trayectoria de acercamiento al asteroide y finalmente alcanzarlo de nuevo y entrar en su órbita el 14 de febrero de 2000.

La órbita inicial de NEAR alrededor de Eros era aproximadamente circular, con un radio de unos 200 km. La órbita fue reduciéndose mediante sucesivos encendidos del motor, primero a una órbita de unos 50 km de radio el 30 de abril de 2000, y a una de 35 km el 14 de julio de 2000. Fue elevada de nuevo a 200 km y luego reducida de nuevo a 35 km en el periodo hasta el 13 de diciembre. Finalmente, la sonda aterrizó en la superficie del asteroide el 12 de febrero de 2001.

Nave

NEAR era una nave estabilizada en los tres ejes y con control térmico pasivo. La alimentación eléctrica corría a cargo de cuatro paneles solares que proporcionaban 1600 vatios de potencia a una distancia de 1 unidad astronómica. Las comunicaciones se producían en banda X mediante una antena de alta ganancia de 1,5 m de diámetro, con tasas de datos de entre 1 y 27 kbps. Los datos podían ser almacenados en una unidad de 1 gigabit de capacidad. El sistema de propulsión estaba alimentado por hidracina.

Especificaciones

• Longitud: 2,75 m
• Diámetro máximo: 1,7 m
• Masa: 818 kg

Instrumentos

• MultiSpectral Imager (MSI): se trataba de un telescopio refractor con CCD sensible a longitudes de onda de entre 400 y 1100 nanómetros para fotografiar y cartografiar el asteroide, determinar su morfología y composición química en superficie. Podía dar una resolución de entre 10 y 16 metros a una distancia de 100 km de altura.
• Espectrómetro de rayos X y rayos gamma (XGRS): utilizaba dos sensores, un espectrómetro de fluorescencia de rayos X y un espectrómetro de rayos gamma, para determinar la composición del asteroide.
• Near-Infrared Spectrograph (NIS): espectrómetro capaz de abarcar entre 800 y 2700 nanómetros, diseñado para cartografiar la mineralogía de Eros.
• Magnetómetro: un sensor de flujo de puerta de tres ejes para medir el posible campo magnético.
• NEAR Laser Rangefinder (NLR): altímetro láser para medir la distancia entre la nave y la superficie del asteroide.
• Radiociencia: utilizando el sistema de radio de la sonda para cartografiar el campo gravitatorio de Eros.

CERCA de Shoemaker

Este artículo es sobre la sonda espacial robótica llamada NEAR Shoemaker. Para el tipo de asteroide, vea el asteroide Cercano a la Tierra. Para el sistema de alarma pública probado por el gobierno de los EE. UU. En los años 1950 y 1960, vea el repetidor de alarma de emergencia nacional.

CERCA de Shoemaker

Modelo de la nave espacial NEAR Shoemaker

Tipo de misión: Orbiter ( 433 Eros )

Operador: NASA · APL

ID COSPAR: 1996-008A

SATCAT no.: 23784

Duración de la misión: 5 años, 21 días

Propiedades de naves espaciales

Lanzamiento de masa: ~ 800 kilogramos (1,800 lb)

Secado masivo: 487 kilogramos (1,074 lb)

Poder: 1,800 W

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 17 de febrero de 1996 20:43:27 UTC

Cohete. Delta II 7925-8

Sitio de lanzamiento: Cabo Cañaveral LC-17B

Fin de la misión

Último contacto: 28 de febrero de 2001 ~ 00: 00 UTC

Fecha de aterrizaje: 12 de febrero de 2001 20:01 UTC

Lugar de aterrizaje: Cráter al sur de Himeros , 433 Eros

Sobrevuelo de 253 Mathilde

Enfoque más cercano: 27 de junio de 1997 12:56 UTC

Distancia: 1,212 kilómetros (753 mi)

433 Eros orbiter

Inserción orbital: 14 de febrero de 2000 15:33 UTC

Órbitas: 0 órbitas^[1]

Insignia oficial de la misión NEAR Shoemaker.

Programa Discovery

El Encuentro de Asteroides Cercanos a la Tierra – Shoemaker (NEAR Shoemaker), rebautizado después de su lanzamiento en 1996 en honor al científico planetario Eugene Shoemaker, fue una sonda espacial robótica diseñada por el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins para que la NASA estudiara el asteroide cercano a la Tierra Eros cerrar la órbita durante un período de un año. La misión tuvo éxito en acercarse al asteroide y orbitó varias veces, y finalmente terminó tocando el asteroide el 12 de febrero de 2001.

El principal objetivo científico de NEAR era devolver datos sobre las propiedades globales, la composición, la mineralogía, la morfología, la distribución de masa interna y el campo magnético de Eros. Los objetivos secundarios incluyen estudios de las propiedades del regolito, las interacciones con el viento solar , la posible actividad actual indicada por el polvo o el gas y el estado de giro del asteroide. Esta información se usará para ayudar a comprender las características de los asteroides en general, su relación con los meteoritos y los cometas, y las condiciones en los primeros sistemas solares. Para lograr estos objetivos, la nave espacial estaba equipada con un espectrómetro de rayos X / rayos gamma, un espectrógrafo de imágenes de infrarrojo cercano, una cámara multiespectral equipada con un detector de imágenes CCD, un telémetro láser y un magnetómetro. También se realizó un experimento de radio ciencia utilizando el sistema de seguimiento NEAR para estimar el campo de gravedad del asteroide. La masa total de los instrumentos era de 56 kg y requerían 80 W de potencia.

Desarrollo

Un plan previo para la misión era ir a 4660 Nereus y hacer un sobrevuelo de 2019 Van Albada en el camino.^[2] En enero de 2000 se reuniría con Nereus, pero en lugar de quedarse visitaría múltiples asteroides y cometas.^[2] Algunas de las opciones que se discutieron fueron 2P / Encke , 433 Eros (que se convirtió en el objetivo principal de la misión), 1036 Ganymed, 4 Vesta y 4015 Wilson-Harrington.^[2] El Grand Tour de Small Body fue un plan para visitar dos asteroides y dos cometas en un lapso de una década con la nave espacial. ^2]

Perfil de la misión

El asteroide Eros cercano a la Tierra visto desde la nave espacial NEAR.

Resumen

El objetivo principal de la misión era estudiar el asteroide 433 Eros cerca de la Tierra desde la órbita durante aproximadamente un año. Eros es un asteroide de tipo S de aproximadamente 13 × 13 × 33 km de tamaño, el segundo mayor asteroide cercano a la Tierra. Inicialmente, la órbita era circular con un radio de 200 km. El radio de la órbita se redujo en etapas a una órbita de 50 × 50 km el 30 de abril de 2000 y disminuyó a 35 × 35 km el 14 de julio de 2000. La órbita se elevó durante los meses siguientes a una órbita de 200 × 200 km y luego disminuyó lentamente y se modificó a una órbita retrógrada de 35 × 35 km el 13 de diciembre de 2000. La misión finalizó con un aterrizaje en la región de “silla de montar” de Eros el 12 de febrero de 2001.

Algunos científicos afirman que el objetivo final de la misión era vincular Eros, un cuerpo asteroidal, a los meteoritos recuperados en la Tierra. Con suficientes datos sobre la composición química, se podría establecer un vínculo causal entre Eros y otros asteroides de tipo S, y esos meteoritos que se cree que son fragmentos de asteroides de tipo S (tal vez el mismo Eros). Una vez establecida esta conexión, el material del meteorito puede estudiarse con un equipo grande, complejo y en evolución, y los resultados pueden extrapolarse a los cuerpos en el espacio. NEAR-Shoemaker no probó o refutó este enlace para satisfacción de los científicos.

Entre diciembre de 1999 y febrero de 2001, NEAR Shoemaker utilizó su espectrómetro de rayos gamma para detectar explosiones de rayos gamma como parte de la Red InterPlanetaria.^[3]

El viaje a Mathilde

Lanzamiento de la nave espacial NEAR, febrero de 1996.

Después del lanzamiento en un Delta 7925-8 (un vehículo de lanzamiento Delta II con nueve aceleradores de cohetes de correa sólida y una tercera etapa Star 48 (PAM-D)) y salida de la órbita terrestre, NEAR entró en la primera parte de su fase de crucero . NEAR pasó la mayor parte de la fase de crucero en un estado de “hibernación” de actividad mínima, que finalizó unos días antes del sobrevuelo del asteroide 253 de 61 km de diámetro Mathilde .

Una de las imágenes del sobrevuelo de 253 Mathilde

El 27 de junio de 1997, NEAR voló por Mathilde dentro de 1200 km a las 12:56 UT a 9,93 km / s, devolviendo imágenes y otros datos del instrumento. El sobrevuelo produjo más de 500 imágenes, que cubren el 60% de la superficie de Mathilde, ^[4] y datos gravitacionales que permiten calcular las dimensiones y la masa de Mathilde.^[5]

El viaje a Eros

El 3 de julio de 1997, NEAR ejecutó la primera gran maniobra de espacio profundo, una quemadura en dos partes de la hélice principal de 450 N. Esto disminuyó la velocidad en 279 m / sy disminuyó el perihelio de 0.99 AU a 0.95 AU. El swingby de asistencia de gravedad de la Tierra se produjo el 23 de enero de 1998 a las 7:23 UT. El acercamiento más cercano fue de 540 km, alterando la inclinación orbital de 0.5 a 10.2 grados, y la distancia del afelio de 2.17 a 1.77 UA, casi coincidentes con las de Eros. La instrumentación estaba activa en este momento.

Fracaso del primer intento de inserción orbital

La primera de cuatro quemaduras de encuentro programadas se intentó el 20 de diciembre de 1998 a las 22:00 UT. La secuencia de quemado se inició pero se abortó inmediatamente. La nave espacial posteriormente entró en modo seguro y comenzó a caer. Los propulsores de la nave espacial se dispararon miles de veces durante la anomalía, que gastó 29 kg de propelente reduciendo el margen propulsor del programa a cero. Esta anomalía casi resultó en la pérdida de la nave espacial debido a la falta de orientación solar y el posterior agotamiento de la batería. El contacto entre la nave espacial y el control de la misión no pudo establecerse durante más de 24 horas. La causa raíz de este incidente no se ha determinado, pero los errores de software y de funcionamiento contribuyeron a la gravedad de la anomalía.^[6]

El plan de la misión original requería que las cuatro quemaduras fueran seguidas de una quemadura de inserción en órbita el 10 de enero de 1999, pero el aborto de la primera quemadura y la pérdida de la comunicación lo hicieron imposible. Se puso en práctica un nuevo plan en el cual NEAR voló por Eros el 23 de diciembre de 1998 a las 18:41:23 UT a una velocidad de 965 m / sy una distancia de 3827 km del centro de masa de Eros. Las imágenes de Eros fueron tomadas por la cámara, los datos fueron recolectados por el espectrógrafo infrarrojo cercano, y el seguimiento por radio se realizó durante el sobrevuelo. El 3 de enero de 1999 se realizó una maniobra de encuentro que involucraba una quemadura del propulsor para unir la velocidad orbital de NEAR con la de Eros. El 20 de enero se produjo una quemadura de hidrazina para afinar la trayectoria. El 12 de agosto, una quema de propulsión de dos minutos redujo la velocidad de la nave espacial en relación con Eros a 300 km / h.

Inserción orbital

La inserción orbital alrededor de Eros ocurrió el 14 de febrero de 2000 a las 15:33 UT (10:33 AM EST) después de que NEAR completara una órbita heliocéntrica de 13 meses que coincidía estrechamente con la órbita de Eros. Una maniobra de encuentro se completó el 3 de febrero a las 17:00 UT, reduciendo la velocidad de la nave espacial de 19.3 a 8.1 m / s en relación con Eros. Otra maniobra tuvo lugar el 8 de febrero, aumentando la velocidad relativa ligeramente a 9.9 m / s. Las búsquedas de satélites de Eros tuvieron lugar el 28 de enero y el 4 y el 9 de febrero; ninguno fue encontrado. Los escaneos fueron para fines científicos y para mitigar cualquier posibilidad de colisión con un satélite. NEAR entró en una órbita elíptica de 321 × 366 km alrededor de Eros el 14 de febrero. La órbita se redujo lentamente a una órbita polar circular de 35 km antes del 14 de julio. NEAR permaneció en esta órbita durante 10 días y luego se retiró en etapas a 100 km órbita circular antes del 5 de septiembre de 2000. Las maniobras a mediados de octubre condujeron a un sobrevuelo de Eros a 5,3 km de la superficie a las 07:00 UT del 26 de octubre.

Trayectoria gráfica que representa el viaje de la nave espacial NEAR.

Órbitas y aterrizaje

Eros asteroide desde aproximadamente 250 metros de altitud (el área en la imagen es aproximadamente de 12 metros de ancho [1] ). Esta imagen fue tomada durante el descenso de NEAR a la superficie del asteroide.

Tras el sobrevuelo, NEAR se movió a una órbita circular de 200 km y cambió la órbita de prograda casi polar a una órbita casi ecuatorial retrógrada. Para el 13 de diciembre de 2000, la órbita había cambiado a una órbita circular de 35 km. A partir del 24 de enero de 2001, la nave comenzó una serie de pases cercanos (de 5 a 6 km) a la superficie y el 28 de enero pasó de 2 a 3 km desde el asteroide. La nave espacial realizó un lento descenso controlado hacia la superficie de Eros, finalizando con un touchdown justo al sur de la figura con forma de silla de Himeros el 12 de febrero de 2001 aproximadamente a las 20:01 UT (3:01 pm EST). Para sorpresa de los controladores, la nave espacial no sufrió daños y fue operacional después del aterrizaje a una velocidad estimada de 1.5 a 1.8 metros por segundo (convirtiéndose así en la primera nave espacial en aterrizar suavemente sobre un asteroide). Después de recibir una extensión del tiempo de antena en la Red de espacio profundo, el espectrómetro de rayos gamma de la nave espacial se reprogramó para recopilar datos sobre la composición de Eros desde un punto de observación a unas 4 pulgadas (100 mm) de la superficie donde era diez veces más sensible que cuando fue usado en órbita ^[7] Este aumento de la sensibilidad se debió en parte a la mayor relación entre la señal de Eros y el ruido generado por la sonda en sí. ^[3] El impacto de los rayos cósmicos en el sensor también se redujo en aproximadamente un 50%.^[3]

A las 7 pm EST del 28 de febrero de 2001, NEAR Shoemaker recibió las últimas señales de datos antes de que se cerrara. Un intento final de comunicarse con la nave espacial el 10 de diciembre de 2002 no tuvo éxito. Esto probablemente se debió a las condiciones extremas de -279 ° F (-173 ° C, 100 K ) que experimentó la sonda mientras estaba en Eros.^[8]

Nave espacial y subsistemas

CERCA de la nave espacial dentro de su cohete Delta II.

La nave espacial tiene la forma de un prisma octagonal, aproximadamente 1.7 m de lado, con cuatro paneles solares de arseniuro de galio fijos en una disposición de molino de viento, una antena de radio de alta ganancia fija de 1.5 m de banda X con un magnetómetro montado en la antena de alimentación. y un monitor solar de rayos X en un extremo (la plataforma delantera), con los otros instrumentos fijos en el extremo opuesto (la plataforma de popa). La mayoría de los componentes electrónicos se montaron en el interior de las cubiertas. El módulo de propulsión estaba contenido en el interior. La decisión de montar instrumentos en el cuerpo de la nave espacial en lugar de usar barreras de contención provocó que el espectrómetro de rayos gamma tuviera que estar protegido del ruido generado por la nave.^[3] Se usó un escudo de germanato de bismuto, aunque esto demostró ser moderadamente efectivo.^[3]

La nave estaba estabilizada en tres ejes y utilizaba un solo bipropelante (hidracina / tetróxido de nitrógeno) 450 newton (N) propulsor principal y cuatro 21 N y siete propulsores de hidracina 3.5 N para propulsión, para un potencial delta-V total de 1450 m / s. El control de la actitud se logró utilizando los propulsores de hidrazina y las cuatro ruedas de reacción. El sistema de propulsión transportaba 209 kg de hidrazina y 109 kg de oxidante NTO en dos oxidantes y tres tanques de combustible.

La energía fue proporcionada por cuatro paneles solares de arseniuro de galio de 1,8 por 1,2 metros que podrían producir 400 vatios a 2,2 UA (329,000,000 km), la distancia máxima de CERCA del Sol, y 1800 W a una UA (150,000,000 km). La energía se almacenó en una batería de níquel-cadmio recargable de 22 celdas de nueve amperes-hora.

Diagrama que muestra la ubicación de los instrumentos de ciencia NEAR.

La guía espacial se logró mediante el uso de un conjunto de sensores de cinco detectores digitales de actitud solar, una unidad de medición inercial (IMU) y una cámara de seguimiento de estrellas apuntando en dirección contraria a la del instrumento. La IMU contenía giroscopios y acelerómetros resonadores hemisféricos. Se usaron cuatro ruedas de reacción (dispuestas de forma que cualquiera de las tres pueda proporcionar control completo de tres ejes) para el control normal de la actitud. Los propulsores se utilizaron para descargar el momento angular de las ruedas de reacción, así como para el giro rápido y las maniobras de propulsión. El control de la actitud era de 0,1 grados, la estabilidad de apuntamiento de línea de vista está dentro de los 50 microrradianes en un segundo, y el conocimiento de la actitud de posprocesamiento es de 50 microrradianes.

El subsistema de manejo de comandos y datos se componía de dos procesadores redundantes de comando y telemetría y registradores de estado sólido, una unidad de conmutación de potencia y una interfaz para dos buses de datos estándar redundantes 1553 para comunicaciones con otros subsistemas. NEAR es la primera nave espacial APL que utiliza números significativos de microcircuitos encapsulados en plástico (PEM). NEAR es la primera nave espacial APL que utiliza grabadoras de datos de estado sólido para el almacenamiento masivo: las naves espaciales APL anteriores usaban grabadoras magnéticas o núcleos magnéticos.^[9]

Los registradores de estado sólido se construyen a partir de DRAM de IBM Luna-C de 16 Mbit. Una grabadora tiene 1.1 gigabits de almacenamiento, la otra tiene 0.67 gigabits.

La misión NEAR fue el primer lanzamiento del Programa Discovery de la NASA, una serie de naves espaciales de pequeña escala diseñadas para pasar del desarrollo al vuelo en menos de tres años por un costo de menos de $ 150 millones. El costo de construcción, lanzamiento y 30 días para esta misión se estima en $ 122 millones. El costo total final de la misión fue de $ 224 millones, que consistió en $ 124.9 millones para el desarrollo de naves espaciales, $ 44.6 millones para apoyo y seguimiento de lanzamiento, y $ 54.6 millones para operaciones de misión y análisis de datos. ^[1]

CERCA de Shoemaker

Tipo de misión: sobrevuelo
Vehículo de lanzamiento: Delta 7925-8 (n.º D232)
Launch Site: ESMC / launch complex 17B
Centro de la NASA: Goddard Space Flight Center, Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory
Masa de la nave espacial: 805 kg
Instrumentos de naves espaciales:
1) Imager multiespectral de MSI
2) magnetómetro MAG
3) espectrómetro infrarrojo cercano NIS
4) XRS-GRS espectrómetro de rayos X / rayos gamma
5) Telémetro láser NLR
6) experimento de radio ciencia y gravimetría

Referencias
Crónica del espacio profundo: Una cronología del espacio profundo y sondas planetarias 1958-2000, por Asif A. Siddiqi, Monografías de la NASA en historia aeroespacial No. 24

NEAR Shoemaker (Near Earth Asteroid Rendezvous) es la primera misión volada bajo el programa Discovery de la NASA, una serie de proyectos planetarios de ciencia de bajo costo (menos de $ 150 millones). El objetivo principal de NEAR era reunirse con el planeta menor 433 Eros (un asteroide clase S) aproximadamente a 355 millones de km de la Tierra, y devolver datos sobre las propiedades globales, composición, mineralogía, morfología, distribución de masa interna y campo magnético de Eros.

El 27 de junio de 1997, en su camino hacia su misión principal, NEAR realizó un sobrevuelo de 25 minutos del asteroide 253 Mathilde. El acercamiento más cercano a 1,200 km fue a las 12:56 UT. Durante el encuentro, la nave espacial fotografió el 60 por ciento del planeta menor de un rango de 1.200 km. La información recopilada indicó que el asteroide de 4.500 millones de años está cubierto de cráteres y es menos denso de lo que se creía anteriormente.

Después de una corrección a mitad de curso el 3 de julio de 1997, NEAR voló por la Tierra el 23 de enero de 1998 a las 07:23 UT para una asistencia por gravedad en su camino a Eros. El acercamiento más cercano fue de 540 km.

Después del encuentro sobrevolando la Tierra, el perfil de misión de NEAR previamente planificado tuvo que ser revisado a la luz de una quemadura de motor abortada el 20 de diciembre de 1998 que había impedido una corrección crítica de la trayectoria para reunirse con Eros un mes después. En su lugar, NEAR se colocó en una trayectoria de respaldo que permitió un sobrevuelo diferente de lo planeado originalmente. Como parte de este nuevo plan, la nave espacial pasó primero por Eros el 23 de diciembre de 1998 a las 18:41:23 UT en un rango de 3,827 km (distancia medida desde el centro de masa), momento en el que observó aproximadamente el 60 por ciento de la asteroide y descubrió que el planeta menor era más pequeño de lo esperado. CERCA también encontró que el asteroide tiene dos cráteres de tamaño mediano, una cresta de superficie larga y una densidad similar a la de la corteza terrestre.

Después de varios ajustes de trayectoria más, NEAR finalmente se movió en órbita alrededor de Eros a las 15:33 UT del 14 de febrero de 2000; aproximadamente un año después de lo previsto. Los parámetros orbitales fueron 321 x 366 km. NEAR fue el primer objeto hecho por humanos en orbitar un asteroide.

El 14 de marzo de 2000, un mes después de ingresar a la órbita de los asteroides, la NASA cambió el nombre de la nave NEAR Shoemaker NEAR en honor al renombrado geólogo Eugene Shoemaker.

Hasta 2000, NEAR Shoemaker’s orbit se cambió en etapas para permitir programas de investigación científica. Hubo algunos problemas antes del aterrizaje en el asteroide. Por ejemplo, el 13 de mayo de 2000, los controladores tuvieron que apagar el espectrómetro infrarrojo NEAR debido a un aumento de potencia excesivo. Para el 30 de abril, la nave espacial estaba en su órbita operacional a una altitud de aproximadamente 50 km del centro de Eros. Más tarde, el 13 de julio, entró en una órbita aún más baja a 35 km que trajo el vehículo tan cerca como a 19 km de la superficie.

Después de aproximadamente diez días, volvió a una órbita más alta. El 26 de octubre, NEAR Shoemaker realizó otro acercamiento de la superficie; esta vez a solo 5.3 km. En previsión del aterrizaje real, la nave espacial realizó un sobrevuelo en enero de 2001 hasta un alcance de 2,7 km y, en el proceso, devolvió imágenes más espectaculares.

La histórica fase de aterrizaje comenzó a las 15:32 UT el 12 de febrero de 2001, cuando NEAR Shoemaker disparó sus motores para comenzar el descenso controlado. Después de un total de cuatro disparos de propulsores, a las 20:01:52 UT del 12 de febrero, la nave espacial aterrizó con cautela en la superficie de Eros a una velocidad de 1,6 m por segundo. Durante todo su descenso, NEAR Shoemaker hizo una serie de 69 fotografías espectaculares, la última fue tomada a solo 120 m de la superficie.

El aterrizaje fue en un área justo afuera de una depresión en forma de silla de montar conocida como Himeros. Eros estaba a 196 millones de millas de la Tierra en ese momento. Aunque la nave espacial NEAR Shoemaker no fue diseñada para sobrevivir al aterrizaje, sus instrumentos permanecieron operativos. Inmediatamente después del aterrizaje, la NASA aprobó una extensión de diez días que se alargó a catorce días para utilizar el espectrómetro de rayos gamma.

La última transmisión desde la nave espacial fue a las 00:00 UT del 1 de marzo de 2001.

CERCA de Shoemaker recolectó diez veces más datos de los que se habían planeado originalmente, completando el perfil científico más detallado de un pequeño cuerpo celeste. El retrato de Eros de NEAR, una reliquia sólida, indiferenciada y primitiva de la formación del sistema solar, ya ha respondido preguntas fundamentales sobre una clase común de asteroides. Las 160,000 imágenes de Eros de NEAR han demostrado que los asteroides pueden ser objetos increíblemente diversos: NEAR los científicos detectaron más de 100.000 cráteres, cerca de 1 millón de rocas del tamaño de una casa (o más grandes) y una capa de escombros resultante de una larga historia de impactos. Los científicos pudieron determinar que Eros no es una “pila de escombros” de piezas sueltas, sino más bien un objeto consolidado. Además, la información química obtenida de la misión nos ayuda a comprender cómo los asteroides como Eros están relacionados con las muestras de meteoritos recuperadas en la Tierra.

Recursos destacados

El Encuentro de Asteroides Cercanos a la Tierra (NEAR) fue diseñado para estudiar el asteroide Eros cercano a la Tierra desde una órbita cercana durante un período de un año y se lanzó con éxito en febrero de 1996.

Los principales objetivos científicos de NEAR eran devolver datos sobre las propiedades globales, la composición, la mineralogía, la morfología, la distribución de masa interna y el campo magnético de Eros. Los objetivos secundarios incluyen estudios de las propiedades de los regolitos de asteroides (material superficial ligeramente consolidado), las interacciones con el viento solar, la posible actividad actual como lo indica el polvo o el gas y el estado de giro de los asteroides.

La nave espacial NEAR Shoemaker de la NASA cumplió todos sus objetivos científicos al orbitar el asteroide Eros y logró con éxito descender de forma controlada a la superficie del asteroide el 12 de febrero de 2001. El principal objetivo del descenso controlado hacia la superficie fue reunir imágenes de primer plano de la superficie rocosa de 433 Eros, a más de 196 millones de millas de la Tierra.

DISEÑO

El diseño NEAR de la nave espacial es mecánicamente simple y está orientado hacia un desarrollo corto y un tiempo de prueba. Excepto por el despliegue inicial de los paneles solares y las cubiertas de los instrumentos de protección, la nave espacial tiene un solo mecanismo móvil. Su arquitectura distribuida permite el desarrollo paralelo y la prueba de cada subsistema, produciendo un período de prueba e integración de nave espacial inusualmente corto.

Varias características innovadoras del diseño NEAR incluyen el primer uso de un amplificador de potencia de estado sólido de banda X para una misión interplanetaria, el primer uso de un giroscopio resonador hemisférico en el espacio y un control de suministro de energía de alta tensión y extremadamente alta precisión.

La nave espacial tiene la forma de un prisma octagonal, aproximadamente 1,7 m de cada lado. Tiene cuatro paneles solares fijos de arseniuro de galio en una disposición de molino de viento, una antena de radio de alta ganancia fija de 1,5 m de banda X con un magnetómetro montado en la alimentación de antena y un monitor solar de rayos X en un extremo (la cubierta delantera). Los otros instrumentos están fijos en el extremo opuesto (la cubierta de popa). La mayoría de los componentes electrónicos están montados en el interior de las cubiertas. El módulo de propulsión está contenido en el interior.

PROPULSIÓN

La embarcación está estabilizada en tres ejes y utiliza un solo bipropelante (hidruro de hidrógeno / tetróxido de nitrógeno) propulsor principal 450 Newton (N) y cuatro propulsores de hidracina 21N y siete 3.5N para propulsión, para un potencial delta-V total de 1.450m / s. El control de la actitud se logra utilizando los propulsores de hidracina y las cuatro ruedas de reacción. El sistema de propulsión transporta 209kg de hidrazina y 109kg de oxidante NTO en dos oxidantes y tres tanques de combustible.

La energía es proporcionada por cuatro paneles solares de arseniuro de galio de 1.8mx 1.2m que pueden producir 400W a 2.2AU (la distancia máxima de NEAR del Sol) y 1.800W a 1AU. La energía se almacena en una batería súper níquel-cadmio recargable de 22 células de 9 A / h.

INSTRUMENTACIÓN

La nave espacial también cuenta con la función de imágenes multiespectrales (MSI) para obtener imágenes de Eros en múltiples bandas espectrales para determinar su forma y características de superficie y para mapear distribuciones de minerales. Tiene un espectrómetro infrarrojo NEAR (NIS) para medir el espectro infrarrojo cercano para determinar la distribución y abundancia de minerales de superficie y un telémetro láser NEAR (NLR). Este es un altímetro láser que mide el rango hasta la superficie para construir perfiles topográficos de alta resolución (dando un modelo de forma global de Eros).

También tiene un Espectrómetro de rayos X / Rayos Gamma (XGRS) que detecta la fluorescencia de rayos X de los elementos en la superficie del asteroide. Algunas de las emisiones son excitadas por rayos cósmicos y algunas provienen de la radioactividad natural en el asteroide. También hay un Magnetómetro (MAG) que busca y mapea cualquier campo magnético intrínseco alrededor de Eros y Radio Science, que es un transpondedor coherente de banda X que mide las velocidades radiales de la nave espacial en relación con la Tierra, ayudando a mapear el campo gravitatorio de Eros.

 

Primera sonda a Júpiter

Galileo (sonda espacial)

 Galileo en el Centro Espacial Kennedy en Cabo Cañaveral.

 Información general

Organización: NASA

Fecha de lanzamiento: 18 de octubre de 1989

Aplicación: Sonda de Júpiter

Propiedades

Fabricante:

Jet Propulsion Laboratory
Messerschmitt-Bölkow-Blohm
General Electric
Hughes Aircraft Company

masa

Orbiter: 1.884 kg
Lander: 339 kg

Generación de energía

Orbitador: GTR
Lander: Batería

Masa de carga útil

Orbiter: 118 kg
Lander: 30 kg

 Fecha de lanzamiento: De 18 de octubre de 1989 , 16:53:40 UTC

Vehículo de lanzamiento: Atlantis ( STS-34 )

Lugar de lanzamiento: El Centro Espacial Kennedy , LC-39B

Destino: Júpiter

Fecha de inserción orbital: 08 diciembre de 1995 , 01:16 GMT

Fecha de aterrizaje

Lander: 07 de diciembre de de 1995 , 22:04 GMT

Lugar de aterrizaje

Lander: 06 ° 05’N 04 ° 04’W

Decadencia

Orbitador: 21 de setiembre de 2003 , 18:57:18 UTC

Galileo fue una nave espacial estadounidense no tripulado lanzado por la NASA para estudiar el planeta Júpiter, sus lunas y otros cuerpos celestes del Sistema Solar. Lleva el nombre del astrónomo italiano Galileo Galilei, que consistía en un orbitador y un sonda atmosférica y fue lanzado al espacio el 18 de octubre de 1989, de la tierra ‘s órbita, llevado por el transbordador espacial Atlantis en la misión STS-34. Él entró en la órbita de Júpiter el 7 de diciembre de 1995, después de un período de seis – viaje del año a través del espacio asistida por la gravedad de Venus y de la Tierra, la primera nave espacial en orbitar el planeta gigante. También lanzó la primera sonda para el planeta (Júpiter), que transmite datos a partir de su ambiente antes de ser destruido en el descenso por la presión y el calor, sin hacer contacto con tierra firme.^[1]

En su largo viaje a Júpiter, Galileo hizo nuevos descubrimientos en el camino, envió gran cantidad de datos sobre las lunas de Júpiter Io, Europa, Calisto y Ganímedes y observó la colisión del cometa cometa Shoemaker-Levy 9 en julio de 1994. A pesar de los problemas sufrido en su antena, se llevó a cabo el primer sobrevuelo de un asteroide, el 951 Gaspra y descubrió la primera “luna” de un asteroide, dáctilo, alrededor de 243 Ida.^[1]

Los datos enviados habilitadas nuevo conocimiento de la composición de la atmósfera y las nubes de de Júpiter amoniaco también fueron asignadas, posiblemente creado por el flujo de las capas internas de la atmósfera. El volcánica Io y su interacción con la gravedad y la atmósfera Júpiter también se registraron. Las observaciones permitieron a los satélites también apoyan la teoría de la existencia de un océano líquido bajo la superficie congelada Europa e indicaron la posibilidad de agua salada en las capas superficiales y Calixto Ganimedes, mostrando el último tiene un campo magnético. Las pruebas también se recogió una exosfera por Europa, Ganímedes y Calisto. Galileo también mapea el alcance y la estructura de la magnetosfera Jupiter y encontró que la delgada sistema de anillo alrededor del planeta está formada por el polvo resultante de los impactos sufridos por cuatro pequeñas lunas interiores.^[1]

El 21 de septiembre de 2003, después de 14 años en el espacio y ocho de ellos orbitando el sistema joviano, la misión fue cerrada con la sonda espacial siendo deliberadamente sacada de la órbita y lanzada a la atmósfera de Júpiter a una velocidad de 48 km / s, desintegrando si la caída en el fin de proteger las lunas de Júpiter, principalmente de Europa, una posible contaminación con bacterias de la tierra, ya que se cree que en Europa hay un océano debajo de la costra de hielo que puede llevar a la vida.^[2] .

El 11 de diciembre de 2013, la NASA anunció, en base a estudios de los datos transmitidos por Galileo más de una década anterior, los cuales fueron detectados minerales de arcilla – específicamente filosilicatos – a menudo asociada con la materia orgánica en la superficie helada de Europa. Según los científicos, la presencia de estos minerales debe haber sido causado por la colisión de un asteroide o un cometa con el satélite.^[3]

La sonda Galileo

Resultados científicos

La sonda Galileo constituyó la primera navegación in situ de la atmósfera de un planeta gigante. Entre los resultados más destacados obtenidos se encontró que la atmósfera joviana contenía una proporción mayor de elementos pesados como carbono, nitrógeno, neón y otros. Este resultado parecía contradecir la mayoría de modelos de formación del planeta que predecían una proporción de estos elementos parecidos a la del Sol. El enriquecimiento en elementos pesados obligó a revisar estos modelos en profundidad. Por otro lado, la sonda fue incapaz de encontrar una alta proporción de oxígeno (en forma de vapor de agua en la atmósfera joviana). Al parecer la sonda penetró en una región particularmente activa meteorológicamente, que pudo falsear los resultados globales de las medidas de volátiles, sustancias como el agua que pueden condensar y formar nubes en la atmósfera de Júpiter.

Características técnicas de la sonda

La sonda pesaba unos 320 kg y medía aproximadamente 1,3 m. La sonda estaba protegida por un escudo térmico capaz de soportar las altas temperaturas producidas en la entrada en la atmósfera superior de Júpiter a velocidades de hasta 69 km/s (250 000 km/h),²​ mayores que la velocidad de escape. Tras la fase inicial de frenado aerodinámico la sonda expulsó el escudo térmico y prosiguió su descenso frenada por un paracaídas. Se enviaron datos durante aproximadamente unos 50 minutos a lo largo de un descenso de más de 150 km. Finalmente, a presiones en torno a 22 bar se perdió la comunicación con la sonda. Esta fue previsiblemente destruida por las altas presiones y temperaturas de la atmósfera más profunda.

El diseño artístico de la sonda volar Io, a su antena de alta ganancia completamente abierta.

El orbitador Galileo

Principales resultados científicos

Galileo ha contribuido sustancialmente al mayor conocimiento que tenemos del planeta Júpiter y su sistema de anillos y lunas. En particular, las estructuras observadas en la superficie helada de Europa sugieren la existencia de un océano subsuperficial de agua líquida, con importantes connotaciones astrobiológicas.¹​

Instrumentos y carga científica

Esquema general de los diferentes instrumentos a bordo de la nave Galileo.

El orbitador Galileo contaba con un gran conjunto de instrumentos científicos.³​

• Sistema de detección de polvo (Dust Detector Subsystem, DDS). Detector de partículas de polvo. Estudios del ambiente poco denso de la magnetosfera.
• Detector de partículas energéticas (Energetic Particles Detector, EPD). Detector de iones y partículas de alta energía también para el estudio de la magnetosfera de Júpiter.
• Espectrómetro ultravioleta (Ultraviolet Spectrometer / Extreme Ultraviolet Spectrometer, UVS/EUV). Análisis espectral de la atmósfera de Júpiter.
• Contador de iones pesados (Heavy Ion Counter, HIC)). Destinado a captar y estudiar rayos cósmicos y otras partículas de alta energía.
• Magnetómetro (MAG). Medidas del campo magnético de Júpiter.
• Espectrómetro en el infrarrojo cercano (Near-Infrared Mapping Spectrometer, NIMS).
• Subsistema de plasma (PLS).
• Fotopolarímetro radiométrico (Photopolarimeter-Radiometer, PPR).
• Sistema medida del plasma (Plasma Wave Subsystem, PWS).
• Cámara principal: Solid State Imager (SSI). Un dispositivo CCD de 800×800 pixeles capaz de obtener imágenes de alta resolución en el rango visible del espectro de 0,4 a 1,1 micras.

Problemas técnicos de la misión

• Fallo de la antena principal. La antena principal no logró desplegarse por un problema de congelación del lubricante del mecanismo de apertura. La misión tuvo que hacer uso de una antena secundaria limitando considerablemente su capacidad de enviar datos y reduciendo extensamente el número de observaciones que se pudieron realizar.

• Fallo de la cinta de almacenaje de datos. Galileo contaba con una cinta magnética de almacenaje de datos de 109 MB. En ella se almacenaban los resultados de las observaciones para su posterior envío a la Tierra. Al fallar la antena principal este sistema se volvió vital para el éxito de la misión. La cinta falló en diferentes ocasiones, teniendo que sacrificarse parte de los datos en algunas observaciones y cierta capacidad de la cinta.

Trayectoria y calendario de la misión

Llegada de la misión Galileo a Júpiter.

• Lanzamiento: 18 de octubre de 1989
• Sobrevuelo de Venus: 10 de febrero de 1990. Distancia: 16000 km
• Primer sobrevuelo de la Tierra: 8 de octubre de 1990. Distancia: 960 km.
• Sobrevuelo del asteroide Gaspra, 29 de octubre de 1991.
• Segundo sobrevuelo de la Tierra, 8 de diciembre de 1992. Distancia: 305 km.
• Sobrevuelo del asteroide Ida, 28 de marzo de 1993. Distancia: 2400 km. Este sobrevuelo descubre Dactyl, un satélite natural de Ida, el primer satélite de un asteroide descubierto.
• Impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 en Júpiter. Observaciones desde el espacio entre el 16 y el 22 de julio de 1994.
• La sonda Galileo se separa del Orbitador el 13 de julio de 1995. La sonda penetra en la atmósfera de Júpiter el 7 de diciembre de ese mismo año.
• Comienzo de la misión orbital, 11 órbitas elípticas destinadas a acercarse a satélites específicos y al planeta.
• Final de la misión inicial. 7 de diciembre de 1997. Dado el considerable éxito de la misión en el estudio de los satélites jovianos, se decide extender la misión otros dos años y llamar a esta fase Galileo Europa Mission (GEM).
• La misión se prolonga una vez hasta el 2001 para coincidir con la misión Cassini/Huygens.
• Diciembre del 2000. Observaciones conjuntas por Galileo y Cassini/Huygens.
• Ante el temor de que el orbitador pudiera caer en un futuro lejano sobre el satélite galileano Europa se decide enviar la nave en colisión con el planeta Júpiter. El 21 de septiembre del 2003 la misión Galileo finaliza sumergiéndose en la inmensa atmósfera de Júpiter.

Antecedentes

Galileo comenzó a ser construido por el Jet Propulsion Laboratory en 1977, incluso antes de la puesta en marcha de la misión de la Voyager 1 y Voyager 2. Inicialmente llamado Júpiter Orbiter sonda Galileo fue bautizado en 1978.^[4] Los primeros planes llamaban a ser colocado en la órbita de la nave espacial Columbia en enero de 1982, pero los retrasos en el desarrollo del transbordador espacial terminaron permitiendo más tiempo para el desarrollo de propia sonda. Con la puesta en marcha del programa de transbordadores funcionando sin problemas, Galileo tenía su lanzamiento programado para 1984 pero finalmente retrasa hasta 1985 y después de 1986.^[5]

Galileo (negro) a bordo del Atlantis listo para su lanzamiento hacia Júpiter. Se le atribuye, el pequeño cohete Etapa superior de inercia (blanco).

Una vez la espacionave estaba listo, su lanzamiento fue programado inmediatamente para 1986 en STS-61-G Atlantis, después también cancelado. El cohete a utilizar sería la etapa superior de inercia, pero fue cambiado a los Centaur y de nuevo a la SIU después de la tragedia del Challenger . ^[5] El Centaur, impulsado por hidrógeno líquido, pondría Galileo en un camino directamente a Júpiter, pero de nuevo la misión fue otra vez pospuesto debido a la brecha de operaciones en Estados Unidos en el espacio causado por el accidente del Challenger y de la investigación. Los nuevos protocolos de seguridad fueron introducidos y como resultado el uso del Centaur en el transbordador fue prohibido forzando a Galileo a volver al Inertial Upper Stage, de menor potencia y movido a combustible sólido.

En 1987, fue reprogramado luego la misión de utilizar varias maniobras de asistencia gravitatoria llamado “Veega” o “Venus Tierra Tierra asistencia gravitatoria”, utilizando la gravedad de la Tierra y Venus como un empuje para poner en marcha el barco con más velocidad a Júpiter. Después de todos los contratiempos y retrasos técnicos, Galileo fue finalmente liberado de la bodega de carga STS-34 Atlantis el 18 de octubre de 1989, más de diez años después del inicio de su desarrollo.^[6]

Sobrevuelos y sistema joviano

El primer cuerpo celeste a ser sobrevolado fue el planeta Venus, el 10 de febrero de 1990, a una distancia de 16.106 km. Allí se ganó un empuje de 8.030 kmh en la velocidad y la vuelta a la Tierra dos veces, la primera el 8 de octubre de 1990, 960 km, antes de dirigirse al asteroide 951 Gaspra, que volar a 1600 km en 29 de octubre de 1991. Volvió a sobrevolar la Tierra el 8 de diciembre de 1992 a 300 km de distancia, ganando otros 3,7 km / s en velocidad acumulada. Luego continuó en órbita hacia el asteroide 243 Ida, que voló el 28 de agosto , 1993 a 2410 kilómetros. Fue durante este sobrevuelo que Galileo descubrió la pequeña dáctilo, la primera vez que se descubrió una “luna” de un asteroide.^[7]

En julio de 1994, en camino de Júpiter, Galileo fue perfectamente posicionado para ver y transmitir a las imágenes de la Tierra de la colisión del cometa Shoemaker-Levy 9 con el planeta gigante, mientras que la planta – telescopios basados sólo podían ver las marcas de golpes en la superficie de Júpiter, según sea necesario todavía mantienen largos movimientos de rotación a la ubicación correcta del espacio.

Después de expulsar la pequeña sonda atmosférica hacia el planeta el 13 de julio de 1995, ^[8] que entró en la órbita de Júpiter, a las 00:27 UTC del 8 de diciembre de 1995, el primer objeto construido por el hombre para lograr tal hazaña.^[9]

La principal misión de la sonda fue estudiar el sistema joviano, Júpiter y sus satélites, por dos años. Ella viajó alrededor del planeta gigante en elipses alargadas, teniendo cada órbita alrededor de dos meses para terminar. Las diferentes distancias alcanzados en estas órbitas permitieron que el Galileo fotografiar muestras de diferentes partes de la extensa magnetosfera de Júpiter. Las órbitas fueron planeadas para incluir sobrevuelos a pequeñas distancias de las mayores lunas. Al final de esta primera misión el 7 de diciembre de 1997, Galileo comenzó a realizar bajo – sobrevuelos de Europa e Io, el más cercano de ellos a 180 km volar el 15 de octubre de 2001. El entorno de radiación en las proximidades de la volcánica Io causaron problemas en los instrumentos de Galileo, haciendo que estos sobrevuelos al satélite fueran reprogramados para la parte final de la misión, cuando la pérdida de la sonda podría ser más aceptable.

Las cámaras de Galileo fueron desactivadas el 17 de enero de 2002 tras sufrir daños irreparables causados ​​por la radiación. ingenieros de la NASA han logrado reactivar alguna grabación de datos electrónicos y ella continuó a enviar algo de material científico para finalmente ser deorbitada y arrojados en la atmósfera de Júpiter, después de hacer una última medición de la masa de Amaltea , cuando voló. ^[9]

En toda la misión, orbitó Júpiter 34 veces, Calixto 8, Ganimedes 8, Europa 11, Io 7, Amalthea 1 y recorrió un total de 4.631.778.000 km entre su lanzamiento de la Tierra y su impacto final en la capa atmosférica del planeta. ^[10]

Características

Instrumentos

• SSI – S Olid s tate I Mager

Cámara CCD con una resolución de 800×800 píxeles. Su óptica está diseñado como un Cassegrain telescópica . El sensor CCD estaba protegido por un escudo antirradiación, algo fundamental para poder operar en la rigurosa magnetosfera del sistema joviano. Yo tenía una masa de 29,7 kg, consume en promedio 15 W de potencia. ^[11]

• NIMS – N oído: I nfrared apping M S pectrometer

Espectrómetro con una longitud de onda mayor que la SSI operado en infrarrojo . Él tenía un telescopio añadido con una abertura de 229 mm. El espectrómetro utilizaba una rejilla para dispersar la luz recogida por el telescopio. Pesaba 18 kg y utilizaba en promedio 12 vatios de energía. ^[12]

• UVS / EUV – U V ARL iolet pectrometer S / E Xtreme T v ARL espectrómetro iolet

Espectrómetro de operar con la visión ultravioleta . El telescopio acoplado en el UVS tenía una abertura de 250 mm y recogía la luz del punto de observación. Ambos instrumentos UVS / EUV utilizan una rejilla – como palabra-de-lobo para dispersar esta luz recogida para el análisis espectral. Los dos instrumentos juntos pesaban 9,7 kg y usaban 5,9 vatios de energía. ^[13]

• PPR – P p hoto olarimeter- R adiometer

Tenía siete bandas de radiometría . Uno de ellos tenía ningún filtro y absorber toda la radiación solar y térmica. El instrumento suministraba mediciones de la temperatura atmosférica de Júpiter y de sus satélites. Pesaba 5 kg. ^[14]

• DDS – UST D D S etector ubsystem

Equipo utilizado para medir masa, carga eléctrica y velocidad de partículas en el sistema joviano. La velocidad de estas pequeñas partículas podía medirse en un alcance de 1-70 km / s. Estos datos ayudaban a descubrir el origen y la dinámica del polvo en la magnetosfera. Pesaba 4,2 kg. ^[15]

• EPD – y artículos nergetic D P etector

Equipo diseñado para medir para medir el número de partículas y la energía de los iones y electrones en exceso de 20 keV utilizando detectores de silicio sólido. Estas mediciones ayudaban a comprender cómo estas partículas conseguían su energía y cómo las transportaban a través de la magnetosfera de Júpiter. Pesaba 10,5 kg. ^[16]

• ICH – I H en C eavy ounter

Este instrumento fue una versión modernizada y reenvasado de algunas partes de las misiones del sistema cósmico Ray reservas de vuelo de Voyager . La HIC detectado usando pesada batería de iones de silicio monocristalino, todas las sustancias atómicas que alcanzan entre el carbono y el níquel . El HIC y el EUV dividían las líneas de transmisión y así también dividían el tiempo de observación. Pesaba 10,5 kg y una potencia media de 2,8 vatios. ^[17]

• MAG – Mag netometer

El MAG de Galileo usaba dos conjuntos de tres sensores. Estos tres sensores permiten la medición de tres componentes ortogonales del espectro del campo magnético a la vez. Pesaba 7 kg. ^[14]

• PLS – asma Pl S ubsystem

El subsistema de plasma utiliza siete campos de visión para recoger las partículas cargadas para el análisis de masa y energía. Estos campos de visión cubiertos casi cualquier ángulo entre 0 y 180, desplegando desde el eje de rotación ; la rotación de la nave llevaba este campo de visión a un círculo completo. El PLS pesaba 13,2 kg y funcionaba en una corriente eléctrica de 3,9 vatios. ^[18]

• PWS – P W AVE S Lasma ubsystem

Una antena dipolo de media onda se utilizó para estudiar los campos eléctricos mientras plasmas mientras que dos antena magnética bobina de la investigación de los campos magnéticos. La antena dipolo se monta en la punta de la lanza del magnetómetro . mediciones casi simultánea de los espectros de los campos eléctricos y magnéticos realizados por las antenas, han permitido ondas electrostáticas fueron distinguidos ds ondas electromagnéticas . El PLS pesaba 7.1 kg. ^[19]

La sonda atmosférica.

La pequeña sonda llevada por Galileo fue construida para penetrar lo máximo posible en la pesada y calcinante atmósfera de Júpiter y transmitir datos a la Tierra. Con un peso de 339 kg, fue de 1,43 m de diámetro y fue lanzado directamente a la superficie del planeta el 13 de julio de 1995, cuando Galileo era todavía cinco meses para ir en órbita y 80 millones de kilómetros de Jupiter,^[20] a una velocidad del 47,8 km/s sin frenado más tarde con sus instrumentos protegidos de la temperatura extrema y alta presión atmósfera de Júpiter por un escudo térmico que pesa más de 100 kg. La densa presión encontrada hizo que fuese naturalmente frenada para una velocidad subsónica menos de dos minutos de penetrar la alta atmósfera del planeta, debido a las fuerzas de desaceleración 230 veces mayores que la existente en la gravedad terrestre.^[8]

Considerado más difícil la entrada en la atmósfera ha intentado, la sonda tuvo que soportar una fuerza de 230 g ^[21] y su escudo térmico 152 kg casi la mitad del peso total de la sonda perdió 80 kg hasta el momento de la pérdida completa de contacto. Construido con materiales ultra-especializados, tales como el carbono fenólico, para probarlo NASA construyó un laboratorio especial donde simula la cantidad de calor y presión para ser enfrentado similar a convectivo calentamiento de la reentrada de una ojiva ICBM combinado con calor por radiación una bola de fuego termonuclear. Poco después de la entrada, donde temperaturas encontradas dos veces que mide la superficie de la sol,^[21] y penetrar en la capa superior de la atmósfera, el tubo abrió su paracaídas 2,5 m de altura y el escudo térmico protector expulsado, que cayó en el interior del planeta.

Durante los 156 km de la pendiente en la que se envían los datos se recogieron 58 min de información sobre el entorno de ubicación.^[22] Sólo cuando dejó de transmitir la presión excede de 23 atmósferas y la temperatura del aire alcanzó 156ºC. Estos datos fueron transmitidos a Galileo en el camino del planeta y de allí a la Tierra. Cada uno de los dos transmisores de banda ancha de datos científicos casi idénticos transmitidos a 128 bits de por segundo. Ella se lleva seis instrumentos: ^[23]

• Instrumentos de estructura atmosférica para medir la presión, la temperatura y la deceleración
• Un espectrómetro de masa neutra
• Un interferómetro abundancia de helio para los estudios de la composición atmosférica
• A nefelómetro para la ubicación de las nubes y la observación de partículas de la nube
• Un radiómetro neto de flujo para medir la variación de arriba a abajo la radiación electromagnética a diferentes altitudes
• Un instrumento para medir las emisiones de radio y un rayo con unas partículas de energía detector

Arte describiendo la entrada de la sonda en Júpiter, con los paracaídas activados y el escudo térmico expulsado.

La cantidad de datos devueltos superó los 3,5 megabites. La sonda dejó de transmitir antes de que la línea de comunicación con Galileo fuera cortada. La causa más probable de la interrupción de la transmisión era sobrecalentamiento , que los sensores indican antes de la pérdida de la señal final.

La atmósfera en que la sonda bajó era más caliente y turbulenta de lo esperado. Fue completamente destruida a medida que caía a través de las capas de hidrógeno molecular por debajo de la parte superior de las nubes de Júpiter. El paracaídas debe haber sido el primero en derretir, unos 30 minutos después de la entrada; ^[24] Después de 40 minutos fue de los componentes de tiempo de aluminio en caída libre en el medio de una atmósfera de hidrógeno líquido crítico. La estructura de titanio debe haber permanecido aproximadamente 6 y una horas y media antes de la desintegración completa. Debido a la alta presión, las gotas restantes de la sonda de metal deben ser vaporizados de manera que su temperatura crítica se alcanza y se mezcla con metálico de hidrógeno líquido en el interior del planeta gigante.

Se descubrió que la atmósfera joviana tiene menos de la mitad de helio esperada; los datos tampoco confirmaron la teoría de las tres capas de nubes en el planeta. De las informaciones previstas, ella detectó menos radios, menos agua, pero más turbulencia que lo imaginado, con vientos de hasta 530 km / h. Ninguna superficie sólida fue detectada durante su viaje descendente de 156 km antes de ser destruida.^[8]

Galileo en el espacio

La Luna y sus cráteres

El asteroide Ida

 

Ida en color

 

 

 

 

 

Calisto en color

Europa

Una mancha roja de Júpiter

 

La gran mancha de Júpiter

Impacto del cometa Shoemaker-Levy 9 con Júpiter

Tripulación pasa más de un año en órbita

Soyuz TM-4

Este artículo es sobre la nave espacial. Para la expedición que lanzó, ver Mir EO-3.

Soyuz TM-4

ID de COSPAR: 1987-104A

SATCAT no.: 18699

Duración de la misión: 178 días, 22 horas, 54 minutos, 29 segundos.

Órbitas completadas: ~ 2,890

Propiedades de la nave espacial

Tipo de nave espacial: Soyuz-TM

Fabricante: NPO Energia

Misa de lanzamiento: 7,070 kilogramos (15,590 lb)

Personal

Tamaño de la tripulación: 3

Lanzamiento

Vladimir Titov
Musa manarov
Anatoli Levchenko

Aterrizaje

Anatoly Solovyev
Viktor Savinykh
Aleksandr Aleksandrov

 Señal de llamada: Okean (océano)

Comienzo de la misión

Fecha de lanzamiento: 21 de diciembre de 1987, 11:18:03 UTC

Cohete: Soyuz-U2

Sitio de lanzamiento: Baikonur 1/5

Fin de misión

Fecha de aterrizaje: 17 de junio de 1988, 10:12:32 UTC

Lugar de aterrizaje: 180 kilómetros (110 millas) al SE de Dzhezkazgan

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: Tierra baja

Perigeo: 337 kilómetros (209 millas)

Apogeo: 357 kilómetros (222 millas)

Inclinación: 51.6 grados

Período: 91.5 minutos

Atracando con MIR

Programa Soyuz

Soyuz TM-4 fue la cuarta nave tripulada que atracó en la estación espacial Mir. Fue lanzado en diciembre de 1987 y llevó a los dos primeros miembros de la tripulación de la tercera expedición de larga duración, Mir EO-3. Estos miembros de la tripulación, Vladimir Titov y Musa Manarov, permanecerían en el espacio por poco menos de 366 días, estableciendo un nuevo récord de vuelos espaciales. El tercer astronauta lanzado por Soyuz TM-4 fue Anatoli Levchenko, quien regresó a la Tierra una semana después con la tripulación restante de Mir EO-2. Levchenko era un piloto prospectivo para el transbordador espacial soviético Buran. El propósito de su misión, llamada Mir LII-1, era familiarizarlo con el vuelo espacial.^[1]

Fue la cuarta nave espacial Soyuz TM lanzada (una de las cuales no estaba tripulada), y al igual que otras naves espaciales Soyuz, fue tratada como un bote salvavidas para la tripulación de la estación mientras estaba atracado. En junio de 1988, a mitad del EO-3, Soyuz TM-4 se cambió por Soyuz TM-5 como bote salvavidas de la estación. La misión que cambió la nave fue conocida como Mir EP-2, y tenía una tripulación de tres personas.^[2]

Tripulación

Posición                                        Equipo de lanzamiento                

Comandante                                Vladimir Titov
Mir EO-3
Tercer vuelo espacial                    Anatoly Solovyev
Mir EP-2
Primer vuelo espacial

Ingeniero de vuelo                      Musa manarov
Mir EO-3
Primer vuelo espacial                    Viktor Savinykh
Mir EP-2
Tercer y último vuelo espacial

Investigación cosmonauta          Anatoli Levchenko
Mir LII-1
Solo vuelo espacial                       Aleksandr Aleksandrov
Mir EP-2
Solo vuelo espacial

Titov y Manarov fueron miembros de la misión de larga duración Mir EO-3, y regresaron a la Tierra poco más de un año después, en Soyuz TM-6. Levchenko, por otro lado, regresó a la Tierra aproximadamente una semana después en Soyuz TM-3.

En junio de 1988, Soyuz TM-4 aterrizó la tripulación de tres hombres de Mir EP-2, después de su estancia de 9 días en la estación; ese equipo incluía al segundo astronauta búlgaro Aleksandr Panayotov Aleksandrov.^[2]

Personal de reserva

Posición                                                           Personal

Comandante                                                   Aleksandr Volkov

Ingeniero de vuelo                                          Aleksandr Kaleri

Investigación cosmonauta                              Aleksandr Shchukin

Puntos destacados de la misión

4to vuelo espacial tripulado a Mir. Manarov y Titov (conocidos por su letrero como “Okeans”) reemplazaron a Romanenko y Alexandrov. Anatoli Levchenko fue un cosmonauta en el programa de transbordadores Buran. Levchenko regresó con Romanenko y Alexandrov en Soyuz TM-3.

Antes de partir Mir, Romanenko y Alexandrov demostraron el uso de equipos de EVA a los Okeans. Los Okeans realizaron experimentos biológicos, incluido el aparato de crecimiento de cristales biológicos Aynur, que instalaron en Kvant-1. Las cuadrillas combinadas realizaron un simulacro de evacuación, con la computadora Mir simulando una emergencia.^[3]

Titov y Manarov realizaron parte de un estudio en curso de galaxias y grupos de estrellas en la parte ultravioleta del espectro utilizando el telescopio Glazar en Kvant. La encuesta requería fotografía con tiempos de exposición de hasta 8 min. Incluso pequeños movimientos de cosmonautas podrían sacudir el complejo. Esto produjo imágenes borrosas de imágenes astronómicas, por lo que todos los movimientos de los cosmonautas tuvieron que detenerse durante las exposiciones.

Tripulación de la Soyuz TM-4

Tripulación de reserva, de la Soyuz TM-4

Vuelo

Lanzamiento desde el cosmódromo de Baikonur; aterrizaje 202 km al sureste de Dzheskaskan.

Después de un vuelo en solitario de dos días, Soyuz TM-4 se acopló con el Mir el 23 de diciembre de 1987. Vladimir Titov y Musa Manarov se convirtieron en el tercer equipo residente de Mir.
Musa Manarov y Vladimir Titov viajaron a Mir a bordo del Soyuz TM-4 junto con el piloto de prueba Anatoli Levchenko. Soyuz TM-4 maniobró a través de órbitas de 168 x 243 km, 255 x 296 km y 333 x 359 km antes de atracar con Mir a las 12:51 UTC del 23 de diciembre de 1987. Anatoli Levchenko regresó a la tierra a bordo de Soyuz TM-3 junto con el Mir-2 de la tripulación.

El Soyuz TM-4 con el equipo de Mir-3 a bordo llegó a Mir el 23 de diciembre de 1987. Antes de partir de Mir, el equipo de Mir-2 de Yuri Romanenko y Aleksandr Aleksandrov demostró el uso del equipo de EVA para el equipo de Mir-3. El equipo de Mir-3 realizó experimentos biológicos, incluido el aparato de crecimiento de cristales biológicos Aynur, que instalaron en Kvant. Las cuadrillas combinadas realizaron un simulacro de evacuación, con la computadora Mir simulando una emergencia.

Soyuz TM-3 partió el 29 de diciembre de 1987 y la tripulación se estableció para su misión de un año. El 30 de diciembre de 1987, Soyuz TM-4 voló al puerto delantero de Mir, y lo despachó para el próximo carguero Progress. El progres 34 llegó a Mir y permaneció atracado desde el 23 de enero de 1988 hasta el 4 de marzo de 1988. Mientras tanto, Vladimir Titov y Musa Manarov realizaron parte de un estudio en curso de galaxias y grupos de estrellas en la parte ultravioleta del espectro usando el telescopio Glazar en Kvant. La encuesta requería fotografía con tiempos de exposición de hasta 8 minutos. Incluso pequeños movimientos de cosmonautas podrían sacudir el complejo. Esto produjo imágenes borrosas de imágenes astronómicas, por lo que todos los movimientos de los cosmonautas tuvieron que detenerse durante las exposiciones.

El 12 de febrero de 1988, los cosmonautas comenzaron los preparativos para un EVA para reemplazar y aumentar los paneles solares de Mir. Probaron sus trajes de EVA del 23 de febrero de 1988 al 25 de febrero de 1988.

La primera caminata espacial se realizó el 26 de febrero de 1988 (4h 25m). El 15 de febrero de 1988, Vladimir Titov y Musa Manarov se sometieron a un curso de actualización en el arte de cambiar las secciones de la matriz solar al ver una cinta de video de sus propias sesiones de práctica antes del vuelo en el Hydrolaboratory. El 19 y 23 de febrero de 1988 inspeccionaron sus trajes espaciales Orlan-DM. En esta fecha, abrieron uno de los cuatro puertos de atraque radiales en el compartimiento de transferencia de Mir mientras no estaban en comunicación con el TsUP, prepararon su sitio de trabajo en la base de la matriz solar instalada por los cosmonautas Mir-2 en junio de 1987 y reemplazaron Una de las cuatro secciones de la matriz. Esto implicó “colapsar” el brazo extensible inferior para plegar y cerrar las dos secciones de la matriz solar unidas a él. La nueva sección era, como la que reemplazó, formada por ocho hojas de células solares. Sin embargo, el compuesto de carbono-plástico reemplazó al metal en la nueva sección, y seis de las hojas utilizaron células solares mejoradas que produjeron tanta energía como ocho hojas convencionales, mientras que resisten mejor los rigores del espacio. Las dos hojas restantes fueron instrumentadas y reemplazables independientemente, proporcionando un sitio de prueba para nuevos materiales de células solares. Los cosmonautas se mantuvieron en los reposapiés mientras trabajaban, continuando las pruebas de restricción de EVA iniciadas en Mir-2. Reubicaron el brazo extensible, desplegando la nueva sección y exponiéndola a la luz solar. Para redondear el EVA , Musa Manarov y Vladimir Titov regresaron a lo largo del módulo Kvant para inspeccionar la antena de encuentro en el Progress 34 (fue tarde en la apertura), el exterior de Mir televisado y la nave espacial Soyuz TM-4 para beneficio de los ingenieros En la Tierra, y reemplazó los casetes de exposición espacial.

El 17 de marzo de 1988, los cosmonautas estudiaron los efectos del ruido producido por los fanáticos y otros equipos en sus alojamientos como parte del experimento de Akustika . Durante el mismo período, un portavoz soviético declaró que el polvo y los olores de Mir molestaban a los cosmonautas.

El Progreso 35 llegó y permaneció acoplado a Mir del 25 de marzo de 1988 al 5 de mayo de 1988. A fines de marzo y principios de abril, Vladimir Titov y Musa Manarov instalaron y probaron un nuevo sistema de telefax y equipo no especificado para mejorar las comunicaciones entre Mir y la Tierra. Durante mayo, una partícula que los soviéticos identificaron como un pedazo de escombros espaciales volaron un cráter en una ventana Mir de dos paneles. El área dañada tenía 6-8 mm de ancho.

El Progreso 36 llegó y atracó en el puerto de popa de Mir desde el 15 de mayo de 1988 hasta el 5 de junio de 1988. Fue reemplazado por el Soyuz TM-5 el 9 de junio de 1988 hasta el 17 de junio de 1988. Esto llevó a la estación a un cosmonauta búlgaro. Debido al fracaso de la Soyuz 33, Bulgaria fue el único aliado soviético de Europa del Este que no ha tenido un ciudadano que visitó una estación espacial soviética. El cosmonauta de investigación búlgaro Aleksandr Aleksandrov utilizó casi 2,000 kg de equipo entregados por los cargueros Progress para realizar 46 experimentos en el programa Shipka durante su estadía. El equipo visitante dejó a bordo del Soyuz TM-4, dejando el Soyuz TM-5 fresco como un bote salvavidas. El 18 de junio de 1988, la tripulación del Mir-3 voló desde el puerto de popa al puerto de Mir, dejando el puerto de popa listo para el próximo carguero Progreso.

Ambos cosmonautas salieron de la estación espacial nuevamente el 30 de junio de 1988 (5 h 10 m) por un EVA no ensayado. El telescopio de rayos X TTM holandés-británico-soviético conjunto causó problemas poco después del lanzamiento del módulo Kvant en abril de 1987, por lo que los ingenieros propusieron y recibieron la aprobación de un EVA para reemplazar su detector. El telescopio TTM no fue diseñado para el servicio de EVA. Algunas herramientas para la reparación fueron desarrolladas por científicos holandeses y soviéticos y entregadas por el equipo de Soyuz TM-5. Antes de salir, Vladimir Titov y Musa Manarov recibieron una charla de familiarización de investigadores británicos que ayudaron a diseñar y construir el detector. Durante el EVA los investigadores holandeses de TTM estuvieron presentes en el TsUP. Los cosmonautas cortan 20 capas de aislamiento térmico para alcanzar el detector de 40 kg (88 lb). Como no había puntos de apoyo o asideros en el lugar de trabajo, se turnaron para trabajar mientras el otro lo sostenía. Más clips mantuvieron el detector en su lugar de lo esperado. Tres tornillos bloqueados en su lugar con resina los tiraron fuera de la línea de tiempo; tuvieron que raspar uno con una hoja de sierra antes de que girara, y el esfuerzo requerido para girar los tornillos los obligó a descansar varias veces. Después de que los cosmonautas lograron el 70 por ciento de la tarea, una herramienta especial “clave” para quitar una abrazadera de bronce se rompió. Antes de que dejaran de estar en contacto con la radio, el TsUP les dio a los cosmonautas 15 minutos para quitar la pinza con otras herramientas. Cuando se restableció la comunicación, Vladimir Titov y Musa Manarov informaron que se habían rendido y habían regresado a la escotilla del compartimiento de transferencia. Antes de ingresar a la esclusa de aire, midieron las ubicaciones de los accesorios para que un reposapiés se usara en una próxima caminata espacial soviético-francesa. Dos especialistas franceses monitorearon esta parte de la EVA en el TsUP. El traje Orlan-DM de Vladimir Titov le dio una falsa señal de “baja ventilación” causada cuando la humedad interfirió con un sensor. Este EVA marcó el último uso del traje espacial Orlan-DM.

El progreso 37 llegó y permaneció atracado en el puerto de popa de Mir desde el 20 de julio de 1988 hasta el 12 de agosto de 1988. A fines de julio de 1988, el satélite de relevo de Altair / SR Kosmos 1897 fue trasladado de su estación para apoyar el vuelo de prueba del transbordador Buran del 14 de noviembre., 1988.

El Soyuz TM-6 llegó el 31 de agosto de 1988. Su tripulación tenía un maquillaje único, con un Comandante (Vladimir Lyakhov) que había sido entrenado para volar un Soyuz TM-solo en el caso de que fuera necesario enviar un barco de rescate para recuperar dos cosmonautas. de Mir , ningún ingeniero de vuelo , y dos cosmonautas de investigación sin experiencia. Una de ellas fue Valeri Polyakov, quien permanecería a bordo de Mir con Vladimir Titov y Musa Manarov para monitorear su salud durante los últimos meses de su estadía de un año planificada. El otro fue el cosmonauta Abdul Mohmand, de Afganistán. El programa experimental de Abdul Mohmand estuvo dominado por una serie de observaciones de Afganistán, llamadas Shamshad. Vladimir Lyakhov y Abdul Mohmand dejaron su nueva nave espacial atracada en Mir como un bote salvavidas y regresaron a bordo del Soyuz TM-5. Durante el regreso a la Tierra, Soyuz TM-5 sufrió un problema combinado de software de computadora y sensor, que retrasó su reingreso en 24 horas.

El 8 de septiembre de 1988, la tripulación del Mir-3 voló Soyuz TM-6 desde la popa hasta la tripulación de Mir . El progreso 38 se acopló y permaneció en el puerto de popa del 12 de septiembre de 1988 al 23 de noviembre de 1988.

El tercer EVA se realizó el 20 de octubre de 1988 (4h 12m). Una segunda reparación de TTM EVA se estableció originalmente para el 5 de julio de 1988, pero se pospuso para permitir más preparación. El 9 de septiembre de 1988, Progress 38 entregó siete nuevas herramientas y los primeros trajes espaciales Orlan-DMA. Orlan-DMA fue una actualización del modelo de corta duración Orlan-DM (1985-1988), que en sí mismo fue una actualización de Orlan-D (1977-1985). Al igual que los modelos Orlan anteriores, Orlan-DMA retuvo la escotilla de entrada trasera distintiva incorporada en su torso de aleación de aluminio duro. Se utilizaron un cordón y un asa de bloqueo para cerrar y sellar la escotilla trasera. El sistema de soporte vital de Orlan-DMA se activa cuando el asa se bloquea en su lugar. El Orlan-DMA pesó 105 kg (231 lb) completamente cargado y 90 kg (198 lb) vacío. La mochila integral mide 1.19 m (3.9 ft) de largo y 48 cm (18.9 in) de ancho. El traje tenía una presión de operación máxima de 40 kilopascales (5.8 psi) y una presión mínima de 26.2 kilopascales (3.8 psi). La duración típica de EVA fue de 6 a 7 horas, en comparación con las 5 horas del Orlan-DM. Al igual que los trajes Orlan-D y Orlan-DM anteriores, Orlan-DMA tenía vejigas dobles de caucho de poliuretano, una dentro de la otra. La vejiga interna se inflaba solo si se perforaba la capa primaria. Un cartucho de hidróxido de litio reemplazable absorbió el dióxido de carbono exhalado. Al igual que los modelos Orlan anteriores, la bata de ropa de refrigeración líquida Orlan-DMA tenía una cubierta integral para la cabeza. La comunicación de voz se realizó mediante el sistema Korona, que incluía dos micrófonos, dos auriculares y transceptores y amplificadores de respaldo primario y de respaldo. La antena de Korona estaba incrustada en la capa exterior del traje. La mejora principal de Orlan-DMA fue su paquete adicional de radio y batería para que el traje sea autónomo. Tanto Orlan-D como Orlan-DM se basaron en una conexión umbilical con la estación espacial para su electricidad y comunicaciones, y para suministrar a la tierra telemetría en cosmonauta y salud. El paquete adicional se introdujo gradualmente durante 1990 para que Orlan-DMA se pudiera usar con la unidad de maniobra SPK “Ikar”, el equivalente soviético de la MMU de EE. UU. Sin embargo, para esta y las tres EVA siguientes, las demandas estaban vinculadas a Mir por la misma electricidad y comunicaciones / telemetría que se utilizaron con Orlan-DM. Valeri Polyakov (que llegó con Soyuz TM-6) permaneció sellado en el módulo de descenso Soyuz TM-6 durante el EVA. El Soyuz fue atracado en el frente de la estación. Tanto el compartimento de transferencia Mir como el módulo orbital Soyuz TM-6 se despresurizaron para ampliar el espacio disponible en la esclusa de aire (el módulo central Mir tenía menos espacio en la esclusa de aire que Salyut 6 o Salyut 7). Un científico británico acompañado por un equipo de noticias de la televisión británica supervisó el EVA desde el TsUP . Vladimir Titov y Musa Manarov dejaron uno de los puertos de atraque del compartimiento de transferencia con un nuevo detector para el telescopio de rayos X TTM en Kvant. El viejo detector no fue diseñado para ser reemplazado, pero el nuevo tenía ayuda para el manejo y sujetadores grandes que se operaban fácilmente con guantes EVA . El detector se deslizó en su lugar con dificultad, pero la reparación aún requirió una hora menos de lo esperado. Vladimir Titov y Musa Manarov luego instalaron un sistema especial de retención de pies para el EVA soviético-francés programado para diciembre de 1988. La restricción se diseñó y fabricó en el suelo utilizando las medidas que realizaron durante su EVA de febrero de 1988.

Soyuz-TM 7 llegó a Mir el 28 de noviembre de 1988 en la misión franco-soviética Aragatz con el cosmonauta francés Jean-Loup Chrétien (en su segunda misión a una estación espacial soviética) y los cosmonautas soviéticos Aleksandr Volkov y Sergei Krikalyov. Esto aumentó la población de Mir a seis. Según Sergei Krikalyov, este era el “peor escenario” en lo que se refiere a la multitud en la estación. No solo había más cosmonautas de lo habitual a bordo de Mir ; La estación también estaba llena de equipos y suministros de soporte vital entregados por los cargueros Progress para la misión conjunta franco-soviética. El hacinamiento se agravó porque no había un puerto de atraque libre para un carguero Progress. Por lo tanto, la tripulación no podía usar un Progreso como ‘despensa’ o ‘sala de almacenamiento’ para la estación. El gran manifiesto de experimentos conjuntos, en su mayoría experimentos médicos y tecnológicos elegidos para apoyar el proyecto de transporte Hermes de la Agencia Espacial Europea liderada por Francia, afectó el suministro de electricidad de Mir . La masa total de los experimentos fue de 580 kg.

El 9 de diciembre de 1988, Jean-Loup Chrétien y Aleksandr Volkov despresurizaron el adaptador de acoplamiento multipuerto y salieron de Mir (6h 00m). Jean-Loup Chrétien fue el primero en salir. Instaló pasamanos y luego unió el bastidor experimental Enchantillons de 15,5 kg a los pasamanos mediante resortes y ganchos. También conectó cables eléctricos que van desde el bastidor a la fuente de alimentación de Mir . Enchantillons realizó cinco experimentos tecnológicos con aplicaciones al programa de transbordadores de Hermes. Aleksandr Volkov y Jean-Loup Chrétien luego armaron el experimento ERA de 240 kg. Colocaron un soporte a los pasamanos en el tronco que unía la unidad de acoplamiento multipuerto a la parte de diámetro pequeño del compartimiento de trabajo. Después de resolver problemas con los cables que conectan la ERA a un panel de control dentro de Mir , conectaron la estructura de ERA plegada a un brazo de soporte en la plataforma. La estructura fue diseñada para desplegarse y formar una estructura plana de seis lados de 1 m de profundidad por 3,8 m de ancho. Desde el interior de Mir, Sergei Krikalyov ordenó que la estructura se desarrollara, pero fue en vano. Aleksandr Volkov luego pateó ERA , causando que se desplegara adecuadamente. De acuerdo con Sergei Krikalyov, sacar la ERA al exterior ayudó a aliviar los problemas de hacinamiento.

Otros trabajos incluyeron la observación de la Tierra y experimentos en los campos de las ciencias de los materiales, la meteorología, la tecnología espacial, la fisiología, la psicología, las ciencias médicas y la investigación astronómica, utilizando el aparato de investigación Marija. La tripulación realizó más de 2000 experimentos.

La nave espacial Soyuz está compuesta de tres elementos unidos de extremo a extremo: el módulo orbital, el módulo de descenso y el módulo de instrumentación / propulsión. La tripulación ocupó el elemento central, el Módulo de Descenso. Los otros dos módulos se eliminan antes de volver a ingresar. Se queman en la atmósfera, por lo que solo el Módulo de Descenso regresó a la Tierra.
Después de arrojar dos tercios de su masa, la Soyuz alcanzó la Interfaz de entrada, un punto a 400,000 pies (121,9 kilómetros) sobre la Tierra, donde la fricción debida al engrosamiento de la atmósfera comenzó a calentar sus superficies externas. Con solo 23 minutos para el final antes de que aterrice en las llanuras cubiertas de hierba de Asia central, la atención en el módulo se dirigió a disminuir la velocidad de descenso.

Ocho minutos más tarde, la nave espacial recorría el cielo a una velocidad de 755 pies (230 metros) por segundo. Antes de tocar tierra, su velocidad se redujo a solo 5 pies (1,5 metros) por segundo, y aterriza a una velocidad aún menor que esa. Varias características a bordo aseguran que el vehículo y la tripulación aterricen de manera segura y con relativa comodidad.

Cuatro paracaídas, desplegados 15 minutos antes del aterrizaje, redujeron drásticamente la velocidad de descenso del vehículo. Dos paracaídas pilotos fueron los primeros en ser lanzados, y una rampa de madera adjunta al segundo siguió inmediatamente después. El drogue, que mide 24 metros cuadrados (258 pies cuadrados) en área, redujo la velocidad de descenso de 755 pies (230 metros) por segundo a 262 pies (80 metros) por segundo.

El paracaídas principal fue el último en emerger. Es el canal más grande, con una superficie de 10,764 pies cuadrados (1,000 metros cuadrados). Sus arneses cambiaron la actitud del vehículo a un ángulo de 30 grados con respecto al suelo, disipando el calor, y luego lo cambiaron nuevamente a un descenso vertical recto antes de aterrizar.

La rampa principal redujo la velocidad de la Soyuz a una velocidad de descenso de solo 24 pies (7,3 metros) por segundo, lo cual es todavía demasiado rápido para un aterrizaje cómodo. Un segundo antes del aterrizaje, dos juegos de tres motores pequeños en la parte inferior del vehículo dispararon, disminuyendo la velocidad del vehículo para suavizar el aterrizaje.

Después de casi un año en el espacio, Musa Manarov y Vladimir Titov regresaron con Soyuz TM-6. Se desacoplaron el 21 de diciembre de 1989, pero el software revisado que se instaló como resultado del aborto de la Soyuz TM-5 sobrecargó la computadora de la nave espacial. El aterrizaje previsto para las 06:48 fue abortado. Se usó un programa de software de respaldo y el módulo orbital Soyuz se retuvo a través de retrofire. La tripulación finalmente aterrizó a salvo el 21 de diciembre de 1988.

Nota

Anatoli Levchenko aterrizó el 29 de diciembre de 1987 a las 09:15:36 UTC con la nave espacial Soyuz TM-3 (compañeros de tripulación: Yuri Romanenko y Aleksandr Aleksandrov).

Fotos / Gráficos

 

 

 

 

 

Tripulación visita dos estaciones espaciales

Soyuz T-15

Nave espacial Soyuz-T

ID de COSPAR: 1986-022A

SATCAT no.: 16643

Duración de la misión: 125 días, 56 segundos

Órbitas completadas: 1,980

Propiedades de la nave espacial

Tipo de nave espacial: Soyuz-T

Fabricante: NPO Energia

Masa de lanzamiento: 6,850 kilogramos (15,100 libras)

Tripulación

Tamaño de la tripulación: 2

Miembros

• Leonid Kizim (Comandante)
• Vladimir Solovyov (Ingeniero de vuelo)

Señal de llamada: Mayak (Beacon)

Comienzo de la misión

Fecha de lanzamiento: 13 de marzo de 1986, 12:33:09 UTC

Cohete: Soyuz-U2

Sitio de lanzamiento: Baikonur 1/5

Fin de misión

Fecha de aterrizaje: 16 de julio de 1986, 12:34:05 UTC

Lugar de aterrizaje: 55 kilómetros (34 millas) al NE de Arkalyk

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: Tierra baja

Perigeo: 331 kilómetros (206 millas)

Apogeo: 366 kilómetros (227 millas)

Inclinación: 51.6 grados

Período: 91.5 minutos

Atracando con Mir

Puerto de acoplamiento: Núcleo delantero

Fecha de acoplamiento: 15 de marzo de 1986, 13:38:42 UTC.

Fecha de desacoplamiento: 5 de mayo de 1986, 12:12:09 UTC.

Acoplamiento con salyut 7

Puerto de acoplamiento: En popa

Fecha de acoplamiento: 6 de mayo de 1986, 16:57:52 UTC.

Fecha de desacoplamiento: 25 de junio de 1986, 14:58:00 UTC.

Atracando con Mir

Puerto de acoplamiento: Núcleo delantero

Fecha de acoplamiento: 26 de junio de 1986, 19:46:07 UTC.

Fecha de desacoplamiento: 16 de julio de 1986, 09:09:50 UTC.

Duración de la misión: 125 días

 

Soyuz T-15 (en ruso: Союз T-15, Union T-15) fue una misión tripulada a las estaciones espaciales Mir y Salyut 7 y fue parte del programa Soyuz. Marcó el vuelo final de la nave espacial Soyuz-T, la tercera generación de la nave espacial Soyuz, que estuvo en servicio durante siete años desde 1979 hasta 1986.^[1] Esta misión marcó la primera vez que una nave espacial visitó y atracó con dos. Estaciones espaciales en la misma misión. Fue la última misión realizada en una nave de ese tipo (reemplazada por el modelo Soyuz TM) y la primera misión lanzada hacia la estación espacial Mir.

La tripulación llegó a la estación Mir el 15 de marzo, pasando 51 días en ella, durante los cuales recibieron la visita de dos cargueros automáticos Progress.¹​ El 5 de mayo partieron de la estación Mir hacia la estación Salyut 7 en su Soyuz T en un viaje de un día de duración y realizando el primer viaje de una misma nave entre dos estaciones espaciales. En la Salyut 7 llevaron a cabo un par de actividades extravehiculares y recogieron diversos experimentos y muestras de materiales. El 25 de junio los cosmonautas se desacoplaron de la Salyut 7 y realizaron el viaje de vuelta a la Mir. La cápsula de reentrada devolvió a los cosmonautas a la Tierra el 16 de julio.

Puntos destacados de la misión

Soyuz T-15 fue tanto la primera expedición a Mir como la última a Salyut 7.

Vuelo a Mir

Debido a la presión del lanzamiento de Mir a tiempo para el 27º Congreso del Partido Comunista, los planificadores de la misión se quedaron sin la nave espacial Soyuz-TM más nueva o cualquiera de los módulos planeados para lanzar a la estación al principio. Se decidió lanzar una Soyuz-T más antigua como Soyuz T-15 en una misión doble para Mir y Salyut 7.^[2]

Leonid Kizim y Vladimir Solovyov atracaron por primera vez en la estación espacial Mir el 15 de marzo de 1986 después de su lanzamiento el 13 de marzo. Los planes para Mir pretendían que solo la Soyuz-TM más nueva se acoplaría con el puerto delantero de Mir, dejando el puerto de popa libre para que llegara la nave espacial Progress. Sin embargo, el Soyuz-T más antiguo no estaba equipado con el sistema de aproximación Kurs utilizado en el puerto frontal de Mir, sino solo con el antiguo sistema de aproximación Igla utilizado para el puerto de popa de Mir. Por lo tanto, el Soyuz T-15 tuvo que acercarse al puerto de popa de Mir y luego maniobrar manualmente alrededor de la estación para atracar manualmente en el puerto delantero. A 20 km, el sistema Igla del Soyuz T-15 adquirió su contraparte en el puerto de popa de Mir. A 200 metros, el sistema de Igla se apagó y la tripulación maniobró manualmente alrededor de la estación para atracar en el puerto delantero. Para este enfoque manual, se utilizó el mismo buscador de rango láser que para el acoplamiento Soyuz T-13 con la estación de Salyut 7 no cooperativa en 1985.

Durante su estancia de casi 55 días en Mir, la tripulación descargó dos naves Progress , que se lanzaron después de su llegada. La misión se diseñó principalmente para probar los sistemas de la nueva estación espacial, ya que se había lanzado con poco equipo científico, la mayoría de los cuales tendrían que esperar el lanzamiento de módulos adicionales. A pesar de que el nombre de Mir significa literalmente “Paz”, los funcionarios estadounidenses durante este tiempo acusaron a la Unión Soviética de realizar experimentos militares en sus estaciones espaciales supuestamente civiles. Después del regreso de los cosmonautas a la Tierra, Leonid Kizim en una conferencia de prensa oficial declaró que Mir no estaba siendo usado para ningún propósito militar y que “Estados Unidos nos está acusando de este tipo de acción para justificar sus propios planes para extender las armas de carrera hacia el espacio”. Sin embargo, la Administración Reagan no reiteró estas afirmaciones para no tener un impacto negativo en la reunión cumbre planificada de 1987 entre el presidente Ronald Reagan y el líder soviético Mikhail Gorbachev.^[3]

La tripulación se traslada a Salyut 7

En preparación para el viaje a Salyut 7, la tripulación cargó el Soyuz T-15 con sus pertenencias personales, plantas cultivadas en Mir y otros artículos. En ese momento, Salyut 7 aún estaba 4000 km por delante de Mir en una órbita más baja. Por lo tanto, el 4 de mayo, Mir se redujo en 13 km para acelerar el enfoque de Salyut 7 y conservar el limitado suministro de combustible de Soyuz T-15 para la transferencia. El 5 de mayo de 1986, 12:12:09 UTC, se desacoplaron de Mir para su viaje a Salyut 7; en este momento, la distancia entre las dos estaciones espaciales se había reducido a 2500 km debido a la maniobra de Mir. Después de un cruce de 29 horas, Soyuz T-15 atracó con Salyut 7 el 6 de mayo a las 16:57:52 UTC. ^[1]

Experimentos en Salyut 7

El equipo anterior en Salyut 7, Salyut 7 EO-4, había sido asignado para realizar experimentos con TKS-4 (Kosmos 1686). Sin embargo, el comandante Vladimir Vasyutin se había enfermado y la tripulación tuvo que regresar prematuramente a la Tierra. Por lo tanto, no pudieron realizar EVA, lo que habría tenido implicaciones para el programa Mir. Después de llegar a Salyut 7, el equipo de Soyuz T-15 realizó dos EVA y recopiló resultados de experimentos, aparatos experimentales y muestras de materiales para finalizar el trabajo del equipo anterior.^{[4] [5]}

El primer EVA fue el 28 de mayo, cuando los miembros de la tripulación salieron para recuperar los experimentos de exposición espacial y probar el dispositivo Ferma-Postroital (“viga-constructor”). Un bote de despliegue convirtió un cartucho de viga doblada en una viga de 15 metros en solo unos minutos. La viga se retrajo invirtiendo el proceso al final del EVA. Este primer EVA duró 3 horas y 50 minutos. El segundo EVA consistió en viga y experimentos de soldadura. El 31 de mayo, Kizim y Solovyov conectaron dispositivos de medición a la parte superior de la viga retraída, luego la volvieron a extender con el objetivo de estudiar su rigidez. Luego utilizaron una pistola de electrones para soldar varias de las articulaciones de la viga. Este segundo EVA duró cinco horas.

Vuelo en ferry de regreso a Mir

La tripulación extrajo 20 instrumentos con una masa total de 350 a 400 kg de Salyut 7 antes de regresar a Mir. Mir maniobró dos veces de nuevo entre el 24 y el 25 de junio, elevó ligeramente su órbita y se acercó a Salyut 7. El 25 de junio, Soyuz T-15 se desacopló de Salyut 7 para comenzar su viaje de 29 horas de regreso a Mir, al que regresaron el 25. –26 de junio.

El 3 de julio, Kizim superó el récord de Valeri Ryumin por el tiempo que pasó en el espacio. El 6 de julio, se convirtió en el primer humano en pasar un año completo en el espacio, entre varias misiones. La tripulación pasó sus últimos 20 días en Mir realizando observaciones de la Tierra.

Mientras tanto, entre el 19 y el 22 de agosto, los motores en Kosmos 1686 impulsaron a Salyut 7 a una altura orbital promedio récord de 475 km para impedir el reingreso. Sin embargo, la resistencia atmosférica tuvo su efecto, y la estación volvió a ingresar en América del Sur 55 meses después. Se encontraron piezas de Salyut 7 y Kosmos 1686 en Argentina.

Soyuz T-15 fue la última misión en utilizar la nave espacial Soyuz-T , debido a su reemplazo por Soyuz-TM .

Para más información: http://www.spacefacts.de/mission/english/soyuz-t15.htm

 

Primer globo en otro planeta

Vega 1 y 2

Las Vega 1 y Vega 2 son dos sondas espaciales lanzadas por la URSS en 1984 para cubrir una serie de objetivos, entre ellos la exploración de Venus (sobrevuelos y aterrizaje de dos sondas) y la del cometa Halley (sobrevuelos).

Los objetivos

La misión para estas sondas soviéticas era doble ya que debían realizar un sobrevuelo de Venus y otro (el primero) del cometa 1P/Halley. Para realizar los objetivos se prepararon dos naves idénticas, Vega 1 y Vega 2, que fueron lanzadas el 15 y el 21 de diciembre de 1984 respectivamente.

Primer globo en otro planeta, voló al menos 11.600 km, flotando a una altura de unos 54 km y realizaron transmisiones por alrededor de 46 horas

Tras llevar una sonda de descenso hasta las proximidades de Venus el 11 de junio (Vega 1) y el 15 de junio (Vega 2) de 1985, las sondas cambiaron su rumbo usando la fuerza de la gravedad del planeta y tomando la dirección hacia el cometa Halley para interceptarlo en marzo de 1986.

La primera nave llegó hasta el Halley el 6 de marzo de 1986 con una velocidad relativa entre ambos cuerpos de 77.7 km/s. A pesar de que la sonda tenía una precisión de 100 km, la posición relativa con respecto al núcleo solo podría ser estimada cuando se encontrara a unos pocos miles de kilómetros del cometa. Esto, junto a problemas con los sistemas de protección del polvo hizo que las distancias de sobrevuelo quedaran finalmente a 10.000 km para la primera nave. La segunda nave llegó hasta el Halley el 9 de marzo de 1986.

Vega 1

Características técnicas

Otros nombres de la misión: 1984-125A, Venera-Halley 1, 15432

Nombre de la sonda y globo de descenso: 1984-125E, Vega 1 Balloon Aerostat, Vega 1 Lander, 15858

Aparato de sonda y aterrizaje de sonda del sistema solar Vega (modelo)

Nombres: Venera-Halley 1

Tipo de misión: Ciencia planetaria, incluyendo sonda de aterrizaje y atmosférica

 Operador: Academia Soviética de Ciencias

ID COSPAR

• 1984-125A
• 1984-125E
• 1984-125F

SATCAT no.

• 15432
• 15858
• 15859

Duración de la misión: ~ 2 días (globo)

Propiedades de naves espaciales

Astronave: 5VK No. 901

Tipo de nave espacial: 5VK

Fabricante: NPO Lavochkin

Lanzamiento de masa: Nave espacial: 4,920 kg (10,850 lb); Globo: 21.5 kg (47 lb)

Masa de aterrizaje: 1,520 kg (3,350 lb)

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 15 de diciembre de 1984, 09:16:24 UTC

Cohete: Proton 8K82K

Sitio de lanzamiento: Baikonur 200/39

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: Tierra baja

Semieje mayor: 6,558 kilómetros (4,075 mi)

Excentricidad: 0.03080

Perigeo: 159 kilómetros (99 millas)

Apogeo: 202 kilómetros (126 mi)

Inclinación: 51.5 °

Período: 88 minutos

Sobrevuelo de Venus

Enfoque más cercano: 11 de junio de 1985

Distancia: ~ 39,000 kilómetros (24,000 mi)

 

Sonda atmosférica de Venus

Componente de nave espacial: Globo Vega 1

Entrada atmosférica: 02:06:10, 11 de junio de 1985

 

Vender de Venus

Componente de nave espacial: Vega 1 Descent Craft

Fecha de aterrizaje: 03:02:54, 11 de junio de 1985

Lugar de aterrizaje: 42′ E ° N 177,7 ° E (al norte de Aphrodite Terra)

 

Sobrevuelo de 1P / Halley

Enfoque más cercano: 6 de marzo de 1986

Distancia: ~ 10,000 km (6,200 mi)

 

Vega 2

Características técnicas

Otros nombres de la misión: 1984-128A, Venera-Halley 2, 15449

Nombre de la sonda y globo de descenso: 1984-128E, Vega 2 Balloon Aerostat, Vega 2 Lander, 15856

Fecha de lanzamiento: 21 de diciembre de 1984

Hora de lanzamiento: 09:13:52 GMT

Masa seca en órbita: 2500 kg

Las naves

Las naves estaban estabilizadas en los tres ejes y su principal estructura eran los paneles solares, una antena de alta ganancia, una plataforma automática para apuntar los instrumentos que tenía que visualizar constantemente el núcleo del cometa. Esta plataforma podía moverse +/- 110 grados y +/- 40 grados en dos direcciones perpendiculares con una precisión de 5 minutos de arco y una estabilidad de 1 minuto de arco por segundo.

Llevaban una cámara de ángulo ancho y otra de ángulo estrecho, un espectrómetro de tres canales y uno en infrarrojo. Otros experimentos se encontraban en el cuerpo principal de las naves con la excepción de dos magnetómetros montados en un brazo extensible de dos metros y varios sensores de plasma y analizadores de ondas de plasma que estaban en otro brazo de 5 metros. La carga científica pesaba un total de 125 kg y podía enviar los datos a nuestro planeta a una velocidad de 65 kbps en el modo de telemetría rápida durante el encuentro. Además tenía otro modo lento para la fase de crucero.

Los datos científicos del encuentro con el cometa se obtuvieron desde 2,5 horas antes del sobrevuelo hasta media hora después de la máxima aproximación, con varios periodos de adquisición de datos durante 2 horas antes y después de estas fases. Los instrumentos de plasma y de polvo obtenían datos de manera continua y eran almacenados en la memoria de la sonda que tenía una cinta grabadora con una capacidad de 5 megabits.

Las naves llevaban un escudo térmico para protegerse de los impactos del polvo que estaba formado por múltiples capas de un grosor de 100 micrómetros a 20 centímetros de las naves, junto a un escudo de 1 mm de aluminio a 5 centímetros de las naves. La mitad de las sondas Vega era el módulo dedicado al cometa Halley y la otra mitad para los equipos de descenso a Venus. La carga científica total era de 144.3 kg.

El módulo de descenso a Venus

El aterrizador de las Vega 1 y 2 era idéntico al de las misiones Venera 9 hasta la Venera 14 y por lo tanto tenía objetivos similares como el estudio térmico de la atmósfera y de la corteza del planeta. El aterrizador estaba formado por una semiesfera aislada y a presión con absorbedores de choque en un anillo deformable de aterrizaje. En la parte superior esta un disco que servía para realizar el aerofrenado y que también servía como reflector para la antena cilíndrica de comunicaciones que estaba sobre el.

El lander estaba protegido durante la fase de crucero y la entrada atmosférica en Venus por una esfera de protección térmica de 240 centímetros de diámetro, que constaba de dos partes unidas aunque no herméticas.

Instrumentación

Además de los instrumentos de temperatura y presión, la sonda portaba una espectrómetro ultravioleta (ISAV) para medir los componentes menores de la atmósfera, un higrómetro (VM-4) para medir la concentración de H2O, un analizador de aerosoles (IPF), un espectrómetro analizador del tamaño de las partículas (ISAV-A) y otros instrumentos para la determinación de la composición química de la fase condensada: un cromatógrafo de gases (Sigma 3), un espectrómetro de rayos-X (BDRP-AM25) para observar la fluorescencia de los granos, un espectrómetro de masas (de malaquita) para medir la composición química de los granos y las gotas. El espectrómetro de rayos-X separaba los granos de acuerdo a sus tamaños usando un dispositivo láser, mientras el espectrógrafo de masas los separaba según su tamaño usando un separador aerodinámico inercial.

Tras el aterrizaje, se recogía una pequeña muestra cerca de la sonda utilizando un taladrador y era analizado por el espectrómetro de rayos gamma (GS-15-SCV) y un espectrómetro de fluorescencia de rayos-X. El espectrómetro ultravioleta, el espectrógrafo de masas y los instrumentos de medición de temperaturas y presiones fueron desarrollados en cooperación entre investigadores soviéticos y franceses. Los datos recogidos fueron retransmitidos a la sonda Vega 1 y reenviados a la Tierra.

La misión a Venus

El aterrizador se separó de la sonda Vega 1 dos días antes de llegar a Venus y entró en la atmósfera del planeta en una trayectoria inclinada sin realizar maniobras de ningún tipo, como se había hecho en las misiones Venera anteriores. El aterrizador entró en la atmósfera de Venus el 11 de junio de 1985 a las 01:59:49 GMT a una velocidad de 10,75 km/s con un ángulo de entrada de 18,23 grados. El paracaídas piloto fue desplegado a las 02:00:27 GMT (38 segundos después de entrar en la atmósfera) a una altura de 65 kilómetros de la superficie y el paracaídas principal fue abierto 11 segundos más tarde a 64,5 km de altura. En ese instante se desprendió el hemisferio de protección superior y el inferior 4 segundos más tarde a 64,2 km de altura.

El hemisferio superior contenía el sistema para el despliegue del balón aerostático. El paracaídas fue soltado a las 02:09:37 a 47 km de altura sobre la superficie. Tras esto el aterrizador estaba diseñado para usar el aerofrenado contra la densa atmósfera del planeta, con sistemas dispositivos de fricción para minimizar las vibraciones y el giro y proporcionar estabilidad. A una altura de 18 kilómetros un golpe mecánico de origen desconocido (posiblemente debido a una válvula que se soltó en el compartimiento superior) accionó el contacto de un acelerómetro lo que causó el despliegue temprano del taladro del suelo del espectrómetro de rayos-X por fluorescencia. Debido a esto fue imposible usarlo una vez en tierra. Un sistema toroidal similar a los usados en Venera 13 y 14 fue usado para absorber parte del choque en el aterrizaje.

La nave Vega 1 tocó tierra a las 03:02:54 GMT el 11 de junio de 1985 a 7,5 ºN y 177,7 ºE en la zona norte del este de Aphrodite Terra. La altitud en el lugar del aterrizaje fue de 0,6 km sobre el radio medio del planeta. En ese lugar la presión llegó a las 95 atmósferas terrestres y la temperatura de 466 °C. El balón midió ráfagas de viento descendentes de 1 m/s y vientos horizontales de hasta 240 km/h.

La Vega 2 tocó tierra a las 03:00:50 GMT el 15 de junio de 1985 a 8.5° S y 164.5° E, en la zona este de Aphrodite Terra. La altitud en el lugar del aterrizaje fue de 0,1 km sobre el radio medio del planeta. En ese lugar la presión llegó a las 91 atmósferas terrestres y la temperatura de 736 K. Transmitió durante 56 minutos.

Globos Aerostáticos

Además de las sondas de aterrizaje, las naves desplegaron cada una un balón aerostático que portaba instrumentos en un compartimiento sellado y a presión constante. Estos globos fueron soltados a una altura de 54 kilómetros desde el hemisferio superior de protección térmica y constaban con un paracaídas en dos etapas que luego era desplegado y luego inflado.

Cada uno de los globos de 3,4 metros de diámetro portaba una masa de 25 kg. Una carga de 5 kg estaba suspendida 12 metros por debajo del globo. Esta primera fase de la misión se llevaba a cabo a unos 50 km de altura, justo en medio de la capa más activa de la atmósfera de Venus.

Los datos de estos globos fueron enviados directamente hacia la Tierra durante las 47 horas de misión (las baterías tenían una duración máxima de 60 horas). Los instrumentos debían medir las temperaturas, presiones, velocidad vertical de los vientos, visibilidad (densidad y tamaño de los aerosoles), niveles de luz y detección de rayos. Para seguir la nave se usó interferometría de base amplia y se pudo conocer los movimientos del globo y obtener datos de la velocidad de los vientos. Este seguimiento se hizo con 6 antenas en territorio soviético y otras 12 por todo el mundo (coordinadas por Francia y la DSN de la NASA). Tras dos días y 9.000 kilómetros, los globos entraron en la cara diurna de Venus y explotaron por calentamiento debido al Sol.

Sonda del globo Vega en exhibición en el Centro Udvar-Hazy de la Institución Smithsonian

La cápsula Vega 1 Lander / Balloon entró en la atmósfera de Venus (125 km de altitud) a las 2:06:10 UT (hora de la Tierra recibida, hora de Moscú 5:06:10 a.m.) el 11 de junio de 1985 a aproximadamente 11 km / s. Aproximadamente a las 2:06:25 UT, el paracaídas conectado a la tapa de la nave de aterrizaje se abrió a una altitud de 64 km. La tapa y el paracaídas se lanzaron 15 segundos después a 63 km de altitud. El paquete del globo fue sacado de su compartimiento por paracaídas 40 segundos después a 61 km de altitud, a 8.1 grados N, 176.9 grados este. Un segundo paracaídas se abrió a una altitud de 55 km, 200 segundos después de la entrada, extrayendo el globo enrollado. El globo se infló 100 segundos después a 54 km y el paracaídas y el sistema de inflado se descartaron. El lastre se descartó cuando el globo alcanzó aproximadamente 50 km y el globo flotó de nuevo a una altura estable entre 53 y 54 km, unos 15 a 25 minutos después de la entrada.

La altura estable promedio fue de 53,6 km, con una presión de 535 mbar y una temperatura de 300-310 K en la capa media, más activa del sistema de nubes de tres niveles de Venus. El globo se desplazó hacia el oeste en el flujo de viento zonal con una velocidad promedio de aproximadamente 69 m / s (248 km / h) a una latitud casi constante. La sonda cruzó el terminador de noche a día a las 12:20 UT del 12 de junio después de atravesar 8500 km. La sonda continuó funcionando durante el día hasta que la transmisión final se recibió a las 00:38 UT del 13 de junio desde 8.1 N, 68.8 E después de una distancia total de 11.600 km o alrededor del 30% de la circunferencia del planeta. No se sabe cuánto más viajó el globo después de la comunicación final. ^[2]

Misión Halley

Después de sus encuentros, las naves nodrizas de Las Vegas utilizaron la gravedad de Venus, también conocida como ayuda de gravedad, para interceptar el cometa de Halley.

La misión al Halley

Tras su encuentro con el planeta Venus, la sonda Vega 1 continuó su viaje para interceptar al cometa Halley. Vega 1 realizó su mayor aproximación al núcleo del Halley el 6 de marzo a tan sólo 8.890 kilómetros de distancia. El examen intensivo del cometa se realizó durante las tres horas alrededor del momento de mayor aproximación y se midieron los parámetros físicos del núcleo como las dimensiones, la forma, la temperatura y las propiedades de la superficie, así como la estructura y dinámica de la coma y la composición del gas cerca del núcleo, así como el tamaño y distribución de masas de las partículas en función a la distancia del núcleo y su interacción con el viento solar.

Las primeras imágenes llegaron el 4 de marzo y fueron usadas para guiar con más precisión a la sonda europea Giotto. Las primeras imágenes mostraron dos áreas brillantes en el cometa, lo que inicialmente fue explicado como un doble núcleo. Las áreas brillantes alrededor después resultaron ser dos chorros que salían del cometa. Las imágenes también mostraron un núcleo oscuro con una temperatura entre 26 y 126 °C mucho más cálido de lo esperado para un cuerpo helado. La conclusión fue que una delgada capa cubría al núcleo helado del cometa.

Las imágenes obtenidas por la sonda mostraron un núcleo de unos 14 kilómetros de largo y con un periodo de rotación de unas 53 horas. El espectrómetro de masas del polvo detectó materiales con una composición similar a los meteoritos denominados condritas carbonaceas y además detectó clatratos helados.

Vega 1 hizo su aproximación más cercana el 6 de marzo a alrededor de 8,889 kilómetros (a las 07:20:06 UT) del núcleo. Tomó más de 500 imágenes a través de diferentes filtros mientras voló a través de la nube de gas alrededor del coma. Aunque la nave espacial fue golpeada por el polvo, ninguno de los instrumentos fue desactivado durante el encuentro.

El examen intensivo de datos del cometa cubrió solo las tres horas de aproximación más cercana. Estaban destinados a medir los parámetros físicos del núcleo, como dimensiones, forma, temperatura y propiedades de superficie, así como a estudiar la estructura y dinámica del coma, la composición del gas cerca del núcleo, la composición de las partículas de polvo y distribución de masa como funciones de la distancia al núcleo y la interacción del cometa- viento solar.

Las imágenes de Vega mostraron que el núcleo tenía unos 14 km de largo con un período de rotación de aproximadamente 53 horas. El espectrómetro de masas de polvo detectó material similar a la composición de meteoritos de condritas carbonáceas y también detectó hielo de clatrato.

Después de sesiones de imágenes subsiguientes los días 7 y 8 de marzo de 1986, Vega 1 se dirigió al espacio profundo. En total, Vega 1 y Vega 2 devolvieron unas 1500 imágenes del cometa Halley. Vega 1 se quedó sin propelente de control de actitud el 30 de enero de 1987, y el contacto con Vega 2 continuó hasta el 24 de marzo de 1987.

Vega 1 se encuentra actualmente en órbita heliocéntrica, con perihelio de 0.70 UA, afelio de 0.98 UA, excentricidad de 0.17, inclinación de 2.3 grados y período orbital de 281 días.

La sonda espacial soviética ‘Vega 1’ manda las primeras fotografías del núcleo del cometa Halley

Marilo Ruiz de Elvira

Moscú 7 MAR 1986

El cometa Halley tiene un núcleo sólido de unos cuatro kilómetros de diámetro, mientras que las partículas de polvo de su cola -más densa de lo que en un principio se había pensado- tienen un tamaño 1.000 veces mayor que las del humo del tabaco. La estación automática soviética Vega 1 atravesó ayer la envoltura de gas y polvo del cometa a una distancia de 9.000 kilómetros de su núcleo, y realizó por primera vez investigaciones científicas en directo sobre este cuerpo celeste, según anunció en Moscú la plana mayor de los equipos investigadores de los nueve países participantes en el proyecto internacional Venus-Cometa Halley.

Los periodistas congregados en Moscú para asistir al 27º Congreso del Partido Comunista de la URSS (PCUS) pudieron contemplar ayer las primeras imágenes tomadas por la estación Vega 1; en primer lugar, las hechas el 4 de marzo a una distancia de 14 millones de kilómetros Y, posteriormente, las enviadas ayer desde unos 8.000 ó 9.000 kilómetros. Las fotografías tomadas ayer fueron realizadas en el curso de una sesión de tres horas de mediciones científicas filmaciones. La utilización de diversos filtros permitió obtener imágenes en color del cometa y su núcleo, éste de color rojo por tratarse de un núcleo caliente del que emana luz. Según datos telemétricos, los sistemas de a bordo de la estación planetaria conservan su capacidad de trabajo y funcionan normalmente después de haber atravesado la envoltura de gas y polvo del cometa.

Nueve países

El resultado de las observaciones permitirá, una vez analizadas, determinar la trayectoria de desplazamiento del cometa. Los datos así obtenidos serán entregados a la Agencia Espacial Europea para su empleo en la aproximación de la sonda europea Giotto, el próximo día 13, a solo 500 kilómetros del núcleo del cometa. Los nueve países participantes -URSS, Austria, Bulgaria, Hungría, República Democrática Alemania, Polonia, Francia, República Federal de Alemania y Checoslovaquia- han hecho posible que ayer se pudieran obtener imágenes de gran definición del núcleo del cometa, al tiempo que se realizaban mediciones de la temperatura y de otras características físico-químicas del Halley. Asimismo, se analizó la composición química del gas y del polvo que componen el cometa, se investigaron los campos electromagnéticos en sus alrededores y los procesos físicos que se operan en su envoltura gaseosa.

Las fotografías ahora obtenidas sirven al hombre para ver por primera vez el núcleo de un cometa, debido a que los gases y el polvo impedían su exploración desde la Tierra. Los científicos se mostraron ayer altamente satisfechos de la exactitud de sus previsiones así como de la forma en que se está desarrollando la investigación.

Los investigadores se muestran confiados en que este proyecto pueda servir para aportar datos acerca de la evolución de la Tierra en sus -primeros 1.000 millones de años de existencia. La utilización pacífica del espacio se puso ayer como contrapunto a la militarización que, en opinión de los científicos soviéticos, propugna Estados Unidos.

El polvo que rodea el cometa está distribuido de forma irregular, según se expuso ayer. “Llega en oleadas”, explicó uno de los numerosos científicos presentes en la conferencia de prensa, quienes prefirieron no adelantar datos sobre su composición, en espera de un análisis aún más detallado. El plasma y el gas están fragmentados; no poseen una estructura molecular regular, añadieron.

Los experimentos continuarán durante el fin de semana, con la aproximación, a menor distancia del núcleo del cometa, de la nave Vega 2, gemela de la Vega 1.

STS-41-G

Primer paseo espacial de una astronauta de EE.UU.

STS-41-G. ERBS durante la implementación

Tipo de misión: Despliegue satélite Imágenes de radar

Operador: NASA

ID COSPAR: 1984-108A

SATCAT no.: 15353

Duración de la misión: 8 días, 5 horas, 23 minutos, 33 segundos

Distancia recorrida: 5,293,847 kilómetros (3,289,444 mi)

Órbitas completadas: 133

Propiedades de naves espaciales

Astronave: Space Shuttle Challenger

Lanzamiento de masa: 110,120 kilogramos (242,780 lb)

Masa de aterrizaje: 91,746 kilogramos (202,266 lb)

Masa de carga útil: 8,573 kilogramos (18,901 lb)

Tripulación

Tamaño de la tripulación: 7

Miembros:

Robert L. Crippen
Jon A. McBride
Kathryn D. Sullivan
Sally K. Ride
David C. Leestma
Paul D. Scully-Power
Marc Garneau

 EVAs: 1

EVA duración: 3 horas, 29 minutos

Inicio de la misión

Fecha de lanzamiento: 5 de octubre de 1984, 11:03:00 UTC

Sitio de lanzamiento: Kennedy LC-39A

Fin de la misión

Fecha de aterrizaje: 13 de octubre de 1984, 16:26:33 UTC

Lugar de aterrizaje: Kennedy SLF Runway 33

Parámetros orbitales

Sistema de referencia: Geocéntrico

Régimen: Tierra baja

Perigeo: 351 kilómetros (218 mi)

Apogeo: 391 kilómetros (243 mi)

Inclinación: 57.0 grados

Período: 92.0 min

Época: 7 de octubre de 1984 ^[1]

Abajo (De izquierda a derecha) Jon A. McBride, Piloto, Sally K. Ride, Kathryn D. Sullivan y David C. Leestma, Especialistas de Misión. Arriba (LR) Paul D. Scully-Power, Especialista en carga útil; Robert L. Crippen, comandante, y Marc Garneau, especialista canadiense en carga útil. La réplica de un pin de astronauta dorado cerca de McBride significa unidad.

Programa de transbordador espacial

← STS-41-D

STS-51-A →

STS-41-G fue el 13 ° vuelo del programa Space Shuttle de la NASA y el sexto vuelo del transbordador espacial Challenger. Challenger lanzó el 5 de octubre de 1984 y realizó el segundo transbordador en el Centro Espacial Kennedy el 13 de octubre. Fue la primera misión del transbordador para llevar una tripulación de siete personas, incluyendo el primer equipo con dos mujeres (Sally Ride y Kathryn Sullivan), el primer EVA estadounidense que involucra a una mujer (Sullivan), la primera persona de origen australiano en viajar al espacio y el primer astronauta con barba (Paul Scully-Power) y el primer astronauta canadiense (Marc Garneau).

STS-41-G fue la tercera misión del transbordador en llevar una cámara IMAX a bordo para documentar el vuelo. Las imágenes de la película de la misión (incluyendo EVA de Sullivan y David Leestma) aparecieron en la película de IMAX, The Dream is Alive .

Equipo

Posición	Tripulante
Comandante	Robert L. Crippen Cuarto y último vuelo espacial
Piloto	Jon A. McBride Solo vuelo espacial
Especialista de Misión 1	Kathryn D. Sullivan Primer vuelo espacial
Especialista de Misión 2	Sally K. Ride Segundo y último vuelo espacial
Especialista de Misión 3	David C. Leestma Primer vuelo espacial
Especialista de carga útil 1	Paul D. Scully-Power Solo vuelo espacial
Especialista de carga útil 2	Marc Garneau, CSA Primer vuelo espacial

Equipo de respaldo

Posición	Tripulante
Especialista de carga útil 1	Robert E. Stevenson Primer vuelo espacial
Especialista de carga útil 2	Robert Thirsk, CSA Primer vuelo espacial

Paseo espacial

• Leestma y Sullivan – EVA 1
• EVA 1 Inicio: 11 de octubre de 1984
• EVA 1 Fin: 11 de octubre de 1984
• Duración: 3 horas, 29 minutos

Asignaciones de asiento de tripulación

Asiento [2]	Lanzamiento	Aterrizaje	Los asientos 1-4 están en la cubierta de vuelo. Los asientos 5-7 están en el Middeck.
S1	Crippen	Crippen
S2	McBride	McBride
S3	Sullivan	Leestma
S4	Paseo	Paseo
S5	Leestma	Sullivan
S6	Scully-Power	Scully-Power
S7	Garneau	Garneau

Resumen de la misión

Despliegue de antena SIR-B.

Sullivan durante el EVA.

El 5 de octubre de 1984, Challenger se lanzó desde el Centro Espacial Kennedy a las 7:03 a.m. EDT, marcando el inicio de la misión STS-41-G. A bordo había siete tripulantes, la tripulación de vuelo más grande que alguna vez haya volado en una sola nave espacial en ese momento. Incluyeron al comandante Robert L. Crippen, haciendo su cuarto vuelo de transbordador y segundo en seis meses; el piloto Jon A. McBride; tres especialistas de misión: David C. Leestma, Sally K. Ride y Kathryn D. Sullivan, y dos especialistas en carga útil, Paul Scully-Power y Marc Garneau, el primer ciudadano canadiense en servir como miembro de la tripulación del transbordador, así como el primer canadiense en el espacio. La misión también marcó la primera vez que dos mujeres astronautas volaron juntas.

Sullivan se convirtió en la primera mujer estadounidense en caminar en el espacio cuando ella y Leestma realizaron un EVA de 3 horas el 11 de octubre, demostrando el Sistema de reabastecimiento orbital (ORS) y probando la viabilidad de repostar satélites en órbita.

Nueve horas después del despegue, el brazo del robot RMS desplegó el satélite de presupuesto de radiación terrestre (ERBS) de 5.087 libras (2.307 kg) desde la bahía de carga útil, y sus propulsores a bordo lo impulsaron a una órbita de 350 millas (560 km) sobre la Tierra . ERBS fue el primero de los tres satélites planificados diseñados para medir la cantidad de energía recibida del Sol y re-irradiada al espacio. También estudió el movimiento estacional de la energía desde los trópicos a las regiones polares .

Otra actividad importante de la misión fue la operación del Shuttle Imaging Radar-B (SIR-B). El SIR-B formaba parte del paquete de experimentos OSTA-3 en la bahía de carga, que también incluía la cámara de gran formato (LFC) para fotografiar la Tierra, otra cámara llamada MAPS que medía la contaminación del aire y un experimento de identificación y localización de características llamado ARCHIVO, que consistía en dos cámaras de TV y dos cámaras fijas de 70 mm.

Imagen de muestra tomada con el SIR-B en Canadá.

El SIR-B era una versión mejorada de un dispositivo similar volado en el paquete OSTA-1 durante STS-2. Tenía un conjunto de antenas de ocho paneles que miden 35 pies por 7 pies (11 m por 2 m). Funcionó durante todo el vuelo, pero se encontraron problemas con la antena de la banda K _{u del} Challenger, y por lo tanto, gran parte de los datos debieron registrarse a bordo del orbitador en lugar de transmitirse a la Tierra en tiempo real como se planeó originalmente.

La especialista en cargas útiles Scully-Power, una empleada del Laboratorio de Investigación Naval de los EE. UU., Realizó una serie de observaciones de oceanografía durante la misión. Garneau realizó una serie de experimentos patrocinados por el gobierno canadiense, llamados CANEX, que estaban relacionados con la ciencia médica, atmosférica, climática, de materiales y robótica. También se utilizaron varios cartuchos de GAS, que cubren una amplia variedad de pruebas de materiales y experimentos de física.

Más tarde se hizo un reclamo de que el centro soviético de pruebas láser Terra-3 se utilizó para rastrear a Challenger con un láser de baja potencia el 10 de octubre. Supuestamente, esto causó el mal funcionamiento del equipo a bordo y el cegamiento temporal de la tripulación, lo que provocó una protesta diplomática de los EE. UU.^[3] Sin embargo, esta historia ha sido completamente negada por los miembros de la tripulación.^[4]

Durante la misión de 8 días, 5 horas, 23 minutos y 33 segundos, Challenger recorrió 3,289,444 millas (5,293,847 km) y completó 132 órbitas. Aterrizó en el Centro de aterrizaje del transbordador en el Centro Espacial Kennedy – convirtiéndose en la segunda misión de transbordador para aterrizar allí – el 13 de octubre de 1984, a las 12:26 p.m. EDT.^[5]

La misión STS-41-G fue descrita más adelante en detalle en el libro Oceans to Orbit: La historia del primer hombre en el espacio de Australia, Paul Scully-Power del historiador del espacio Colin Burgess.

Insignia de la misión

Las trece estrellas completas en el campo azul de la bandera de EE. UU. De la insignia de la misión simbolizan la designación numérica del vuelo en la secuencia de misión del Sistema de Transporte Espacial (las 17 estrellas en el campo negro indicaban la designación original del vuelo como STS-17). Los símbolos de género se colocan al lado del nombre de cada astronauta, y se coloca un icono de bandera canadiense junto al nombre de Garneau.

Llamadas de despertador

La NASA comenzó una tradición de tocar música para los astronautas durante el programa Gemini , y primero utilizó la música para despertar a un equipo de vuelo durante el Apollo 15 . Cada pista es especialmente elegida, a menudo por las familias de los astronautas, y generalmente tiene un significado especial para un miembro individual de la tripulación, o es aplicable a sus actividades diarias. ^[6]

Día de vuelo	Canción	Artista / Compositor
Dia 2	“Flashdance: qué sensación”	Irene Cara
Día 3	“Tema de Rocky “	Bill Conti

Kathryn D. Sullivan

Kathryn D. Sullivan

Nombre de nacimiento: Kathryn Dwyer Sullivan

Nacimiento: 3 de octubre de 1951: Paterson, Estados Unidos

Nacionalidad: Estadounidense

Educada en

• Universidad de California, en Santa Cruz
• Universidad de Dalhousie (Doc. en Geología; hasta 1978)

Información profesional

Ocupación

Astronauta y geóloga

Cargos ocupados

• Under Secretary of Commerce for Oceans and Atmosphere (2014–2017)

Empleador

• NASA
• Instituto Smithsoniano

Miembro de

• Academia Estadounidense de las Artes y las Ciencias
• Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia

Distinciones

• Salón de la Fama de las mujeres de Ohio
• Women in Aviation, International
• United States Astronaut Hall of Fame (2004)
• Rachel Carson Award (2016)

Kathryn Dwyer Sullivan (Nueva jersey, Estados Unidos, 3 de octubre de 1951) es una geóloga y astronauta estadounidense de la NASA. Ha sido tripulante en tres misiones de transbordadores espaciales y fue la primera mujer estadounidense en caminar en el espacio, el 11 de octubre de 1984. Es la Under Secretary of Commerce for Oceans and Atmosphere y Administradora de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA)¹​ después de ser confirmada por el Senado de los Estados Unidos el 6 de marzo de 2014. El mandato de Sullivan finalizó el 20 de enero de 2017, con la toma de posesión del presidente Donald Trump. Después de completar su servicio en el NOAA, fue designada como la Cátedra Charles A. Lindbergh de Historia Aeroespacial en el Museo Nacional del Aire y el Espacio de la Institución Smithsonian en 2017,²​ y también se desempeñó como miembro principal en el Instituto de Política Potomac Estudios.

Biografía

Kathryn Sullivan nació en Paterson, Nueva Jersey, y se graduó en 1969 en la Escuela Secundaria William Howard Taft en el distrito de Woodland Hills en Los Ángeles, California. Realizó un Bachelor of Science de ciencias de la Tierra de la Universidad de California, en Santa Cruz en 1973, y un doctorado en Ciencias en Geología por la Universidad de Dalhousie, en 1978. Mientras estuvo en Dalhousie, participó en varias expediciones oceanográficas para estudiar los suelos de los océanos Atlántico y Pacífico.³​¹​

En 1988, Sullivan se unió a la Reserva Naval de los Estados Unidos como oficial de oceanografía, y se jubiló con el rango de capitán en 2006. Ha sido científica jefe de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica. Antes de unirse a la NASA trabajó en Alaska como oceanógrafa.³​¹​

Carrera en la NASA

Fue seleccionada por la NASA en enero de 1978, y se convirtió en astronauta en agosto de 1979. Sus tareas de apoyo al Shuttle desde entonces incluyen: desarrollo de software; lanzamiento y aterrizaje de fotógrafo perseguidor de plomo; Prueba de orbiter y carga, pago y soporte de lanzamiento en el Centro Espacial Kennedy, Florida; actividad extravehicular (EVA), equipo de apoyo de traje espacial para varios vuelos y comunicadora de cápsula (CAPCOM) en control de misiones para varias misiones del Shuttle. Veterana de tres vuelos espaciales, Sullivan voló como especialista en misión en la STS-41G, la STS-31 y la STS-45. Sullivan fue la primera mujer estadounidense en realizar una actividad extravehicular (EVA), durante la misión STS-41-G.³​⁴​

Después de dejar la NASA en 1993, se desempeñó como presidenta y CEO del COSI Columbus, un centro de ciencias interactivo en Columbus, Ohio y como directora del Centro Battelle de la Universidad Estatal de Ohio para la Política de Educación en Matemáticas y Ciencias, así como asesora científica voluntaria de COSI. Bajo su liderazgo, COSI fortaleció su impacto en la enseñanza de las ciencias en el aula y su reputación nacional como innovadora de recursos de aprendizaje práctico basados en la investigación. Fue nombrada para el Consejo Nacional de Ciencias por el presidente George W. Bush en 2004.³​

En 2009, Sullivan fue elegida por tres años como presidenta de la Sección de Interés General en Ciencia e Ingeniería de la Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia.

En enero de 2011, la Casa Blanca envió al Senado la nominación de Sullivan por el presidente Barack Obama para ser secretaria de comercio adjunto. Fue nominada por primera vez en diciembre de 2010, pero debido a que el Senado no aprobó su nominación y un grupo de otros se envió a fines de diciembre, la Casa Blanca reiteró las solicitudes formales.

El 4 de mayo de 2011, fue confirmada por el consentimiento unánime del Senado de los Estados Unidos, y designada por el Presidente Obama para ocupar el cargo de Subsecretario de Comercio para Observación y Predicción Ambiental y Administrador Adjunto de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica.¹​ Fue nombrada Subsecretaria de Comercio interino de Océanos y Atmósfera y Administrador interino de la NOAA el 28 de febrero de 2013,⁸​ y fue confirmada por el Senado como Subsecretaria de Comercio para Océanos y Atmósfera y Administrador del NOAA el 6 de marzo de 2014.¹​