LA  CONQUISTA DEL ESPACIO un trabajo de José Oliver Sinca

  MISION: MarsExpress

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Jose Oliver ENCICLOPEDIA DE LA ASTRONAUTICA  

   MARSEXPRESS: MARTE EN 3D (DESARROLLO DE LA MISION)

 

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10 de mayo de 2018, hace unas semanas la nave del ESA (Agencia Espacial Europea) MarsExpress estuvo visitando el llamado cráter Neukum, de 102 kilómetros de diámetro, este cráter se encuentra en el hemisferio sur de Marte y fue creado por un impacto exterior al planeta. Neukum es muy peculiar pues en su interior posee dunas de arena volcánica que le hacen característico a muchos otros del planeta rojo.

Muchos cráteres de impacto en Noachis Terra albergan campos de dunas, y en esta escena, el cráter Neukum muestra un patrón particularmente interesante con dunas que cubren un área de aproximadamente 12 x 17 km en la esquina sureste del cráter.

El cráter Neukum se encuentra en la región de Noachis Terra, en las tierras altas meridionales de Marte, densamente cubiertas de cráteres, a unos 800 km al oeste de la cuenca de mayor impacto del planeta, Hellas. Noachis Terra es una de las regiones más antiguas conocidas en el planeta rojo, que data de al menos 3.900 millones de años, la primera era marciana, la época de Noé, recibe su nombre.

El interior poco profundo del cráter probablemente ha sido rellenado por sedimentos a lo largo de su historia. También está marcado con dos depresiones irregulares. Quizás son un signo de un material más débil que desde entonces se ha erosionado, dejando atrás algunas islas de material más resistente. Con el tiempo, el interior del borde del cráter ha sufrido diversos grados de colapso, con derrumbes visibles en la vista en perspectiva. Muchos cráteres más pequeños también han sobreimpreso el borde y perforado el interior desde que se formó el cráter Neukum, destacando su larga historia.

 

11 de abril de 2018, de vez en cuando, su teléfono inteligente o tableta recibe un nuevo software para mejorar su funcionalidad y extender su vida útil. Ahora, MarsExpress de la ESA está recibiendo una nueva instalación, entregada en más de 150 millones de kilómetros de espacio. Con casi 15 años en órbita, MarsExpress, una de las misiones interplanetarias más exitosas, está en camino de seguir recopilando datos científicos críticos durante muchos años gracias a una nueva instalación de software desarrollada por los equipos de misión en ESA. El nuevo software está diseñado para solucionar un problema que cualquiera que todavía utilice una computadora portátil de cinco años sabe bien: después de años de uso intenso, algunos componentes simplemente comienzan a desgastarse.

Hoy en día, MarsExpress está en buena forma, con solo una pequeña degradación en el rendimiento, pero sus giroscopios están a punto de fallar. Los seis giroscopios miden cuánto gira MarsExpress sobre cualquiera de sus tres ejes. Junto con los dos startrackers de la nave espacial, determinan su orientación en el espacio. Esto es fundamental para apuntar su gran antena parabólica de radio hacia la Tierra y apuntar sus instrumentos, como la cámara estéreo de alta resolución, a Marte. Los Startrackers son cámaras simples de apuntar y disparar que capturan imágenes del campo de estrellas de fondo y, con algunos procesos inteligentes, se usan para determinar la orientación de la nave en el espacio cada pocos segundos.

"Después de observar las variaciones en la intensidad de los láseres internos de los giroscopios, el año pasado nos dimos cuenta de que, con nuestro uso actual, cuatro de los seis giroscopios tendían al fracaso", dice el gerente de operaciones de la nave espacial James Godfrey. "Mars Express nunca fue diseñado para volar sin sus giroscopios continuamente disponibles, por lo que podríamos prever un cierto final de la misión en algún momento entre enero y junio de 2019".

Los ingenieros sabían, sin embargo, de la larga experiencia con giroscopios similares en misiones anteriores, incluyendo Rosetta y ERS-2, que podría ser posible volar la misión principalmente utilizando sus startrackers, con los giroscopios conectados solo de vez en cuando, para extender sus vidas. "Volar en startrackers con los giroscopios en su mayoría apagados significaba que una parte importante del software de 15 años de la MarsExpress tendría que ser reescrito, y esto sería un gran desafío", dice el ingeniero de operaciones Simon Wood.

El estudio del nuevo software finalizó a principios de este año y se ha sometido a pruebas meticulosas para garantizar que funcionará según lo previsto. El día 8 de abril, el nuevo software se cargó realmente en un área de memoria adicional, pero al igual que cuando su teléfono o tableta obtiene una actualización de software, los controladores de la misión tendrán que apagar MarsExpress y provocar un reinicio para comenzar a ejecutar el nuevo código, un crítico paso establecido para el 16 de abril.

Si todo sale como se espera, los equipos de la misión pasarán unas dos semanas probando y reconfigurando la nave espacial para asegurarse de que todo esté funcionando como debería, antes de reanudar las operaciones científicas normales.

Estas imágenes de Mars Express de la ESA muestran un cráter llamado Ismenia Patera en el planeta rojo. Su origen sigue siendo incierto: ¿un meteorito se estrelló en la superficie o podría ser los restos de un supervolcán?. Ismenia Patera tiene unos 75 km de ancho. Su centro está rodeado por un anillo de colinas, bloques y bloques de roca que se cree que han sido expulsados ​​y arrojados al cráter por impactos cercanos.

 

28 de febrero de 2018, nuevas imágenes y videos del MarsExpress del ESA muestran a Phobos y Deimos flotando frente a Saturno y estrellas de fondo, revelando más sobre el posicionamiento y las superficies de las misteriosas lunas del Planeta Rojo.

Las dos pequeñas lunas de Marte son objetos intrigantes. Si bien sabemos algo de su tamaño, apariencia y posición gracias a las naves espaciales como MarsExpress, aún se desconoce mucho. ¿Cómo y dónde se formaron? ¿De qué están hechos? ¿Qué hay exactamente en sus superficies? ¿Podríamos enviar un módulo de aterrizaje para averiguarlo?. MarsExpress ha estado estudiando Marte y sus lunas durante muchos años. El satélite observó recientemente a Phobos, la luna más profunda y más interna de Marte, con hasta 26 km de diámetro, y a Deimos, el hermano menor de Phobos de 6,2 km de diámetro, para producir este nuevo video y series de imágenes.

Las imágenes de Phobos y Saturno que componen el video fueron tomadas el 26 de noviembre de 2016, cuando la MarsExpress viajaba a unos 3 km/s y obtuvo estos puntos de vista, destacando la importancia de conocer la posición exacta de Phobos: la nave espacial solo tenía unos segundos para visualizar el cuerpo rocoso cuando pasaba.

Estas imágenes también son clave para comprender la superficie y la estructura de las lunas. Junto a la vista de Phobos contra Saturno, MarsExpress también obtuvo imágenes de Phobos contra una estrella de referencia el 8 de enero de 2018 (estrella en círculo rojo), imágenes de primer plano de la superficie de Phobos el 12 de septiembre de 2017 e imágenes de Deimos con Saturno el 15 de enero de 2018.

Deimos está significativamente más alejado de Marte que su hermano mayor: mientras Phobos se encuentra a solo 6000 km de la superficie, Deimos orbita a casi 23 500 km. A modo de comparación, nuestro propia Luna está 16 veces más lejos de la Tierra que Deimos de Marte. 

 

12 de febrero de 2018, la baja gravedad del planeta rojo y la falta de campo magnético hacen que su atmósfera exterior sea un blanco fácil para ser barrido por el viento solar, pero la nueva evidencia de la nave espacial MarsExpress del ESA (Agencia Espacial Europea) muestra que la radiación solar puede jugar un papel sorprendente en su escape.

En Marte y Venus, que no generan un campo magnético interno, el principal obstáculo para el viento solar es la atmósfera superior, o ionósfera. Al igual que en la Tierra, la radiación ultravioleta solar separa los electrones de los átomos y moléculas en esta región, creando una región de gas ionizado cargado eléctricamente: la ionosfera. En Marte y Venus, esta capa ionizada interactúa directamente con el viento solar y su campo magnético para crear una magnetosfera inducida, que actúa para desacelerar y desviar el viento solar alrededor del planeta. Durante 14 años, el Mars Express de la ESA ha estado buscando iones cargados, como el oxígeno y el dióxido de carbono, que fluyen hacia el espacio para comprender mejor la velocidad a la que la atmósfera está escapando del planeta.

El estudio ha descubierto un efecto sorprendente, con la radiación ultravioleta del Sol jugando un papel más importante de lo que se pensaba. "Solíamos pensar que el escape de iones se produce debido a una transferencia efectiva de la energía eólica solar, a través de la barrera magnética inducida por Marte a la ionosfera", dice Robin Ramstad, del Instituto Sueco de Física Espacial, y autor principal del estudio. "Tal vez de forma contra-intuitiva, lo que realmente vemos es que la mayor producción de iones disparada por la radiación solar ultravioleta protege la atmósfera del planeta de la energía transportada por el viento solar, pero se necesita muy poca energía para que los iones puedan escapar solos, debido a la baja gravedad que une la atmósfera a Marte ".

La naturaleza ionizante de la radiación solar produce más iones que los que puede eliminar el viento solar. Aunque la mayor producción de iones ayuda a proteger la atmósfera inferior de la energía transportada por el viento solar, el calentamiento de los electrones parece ser suficiente para arrastrar iones en todas las condiciones, creando un "viento polar". La gravedad débil de Marte, alrededor de un tercio de la de la Tierra, significa que el planeta no puede aferrarse a estos iones y escapan fácilmente al espacio, independientemente de la energía extra proporcionada por un fuerte viento solar. En Venus, donde la gravedad es similar a la de la Tierra, se requiere mucha más energía para desgarrar la atmósfera de esta manera, y los iones que salen del lado del Sol probablemente retrocederán hacia el planeta a sotavento, a menos que se aceleren aún más.

"Por lo tanto, concluimos que en la actualidad, el escape iónico de Marte es principalmente limitado por la producción y no por la energía, mientras que en Venus es probable que sea limitado en energía dada la mayor gravedad del planeta y la alta tasa de ionización, estando más cerca del Sol ", agrega Robin. "En otras palabras, el viento solar probablemente solo haya tenido un efecto directo muy pequeño sobre la cantidad de atmósfera de Marte que se ha perdido con el tiempo, y solo mejora la aceleración de las partículas que ya escapan", apostilló el mismo científico.

 

19 de diciembre de 2017, como es habitual cuando se publica una imagen de un planeta por medio de una nave espacial, siempre se intenta poner el polo norte en la parte superior, esta vez la nave MarsExpress no lo ha hecho así, para preservar el verdadero enfoque de sus cámaras hacia el planeta rojo.

En esta excelente imagen tomada por el MarsExpress del ESA, se ve el planeta rojo con el norte en la parte inferior y el ecuador en la parte superior. La imagen fue tomada el 19 de junio para calibrar la cámara estéreo de alta resolución, mientras que MarsExpress volaba de norte a sur. Los nueve canales de la cámara, uno que apunta hacia abajo, cuatro de color y cuatro estéreo, se panoramizaron sobre la superficie para grabar un área grande con las mismas condiciones de iluminación. Al mismo tiempo, la cámara se desplazó hacia el horizonte, en lugar de simplemente señalar a la superficie como en las imágenes de rutina.

Al pasar al sur, la vista permite ver algunos de los volcanes más grandes del planeta en la región de Tharsis. Tharsis cubre un área más grande que Europa, y se eleva unos 5 km por encima de la elevación promedio del planeta, con volcanes que se elevan 10-22 km de altura. El gigante volcánico más grande, Olympus Mons, está fuera en esta escena, dejando a Alba Mons para tomar el centro del escenario en la mitad superior de la imagen, con un diámetro de más de 1000 km.

Alba Mons se encuentra en el borde del levantamiento de Tharsis, y se pueden ver a su alrededor varias características lineales paralelas, su formación ligada a las tensiones tectónicas del abultamiento de Tharsis. A medida que la región se hinchó de magma en los primeros 1.000 millones de años de historia del planeta, la corteza se estiró. Más tarde, cuando las cámaras de magma subsuperficiales se descargaron, el hundimiento de la corteza también generó fracturas.

Más hacia el horizonte, aparece el Ascraeus Mons, de 15 km de altura, cubierto en esta ocasión por nubes brumosas. También se pueden ver otros volcanes a la izquierda de Ascraeus Mons, incluidos Uranius Mons, Ceraunius Tholus y Tharsis Tholus. Aunque son de tamaño medio según las normas marcianas, con diámetros entre aproximadamente 60 km y 150 km, y se elevan entre aproximadamente 5 km y 8 km sobre el terreno circundante, rivalizan con muchos de los volcanes de la Tierra: Mauna Kea es el volcán más alto de la Tierra a 10 km cuando se mide desde su base oceánica a la cumbre, con solo 4200 m sobre el nivel del mar.

Las capas delgadas de nubes también se pueden ver varias decenas de kilómetros sobre el horizonte.

 

15 de noviembre de 2017, las fracturas en la región de Sirenum Fossae en el hemisferio sur fueron fotografiadas por MarsExpress del ESA (Agencia Espacial Europea) el marzo pasado. Se extienden por miles de kilómetros de longitud, mucho más allá de los límites de esta imagen. Las fracturas dividen la corteza en bloques: el movimiento a lo largo de un par de fallas hace que la sección central descienda a varios kilómetros de ancho y unos cientos de metros de profundidad. Bloques elevados de corteza permanecen entre las fallas cuando hay una serie paralela de falla, como se ve en esta escena.

Las Sirenum Fossae son parte de un patrón de fractura radial más grande alrededor del volcán Arsia Mons en la región de Tharsis, que se encuentra a unos 1800 km al noreste. De hecho, se cree que el sistema de fractura de Sirenum Fossae que se ve aquí está asociado con tensiones tectónicas que surgen de la actividad volcánica antigua en la región de Tharsis. Por ejemplo, la falla podría ser causada por la corteza del planeta que se extiende a medida que una cámara de magma abulta la corteza por encima de ella, o alternativamente cuando la corteza colapsaba a lo largo de las líneas de debilidad cuando la cámara de magma se vaciaba. También es posible que cada falla estuviese asociada con un antiguo dique volcánico: un corredor empinado dentro de la roca a lo largo del cual el magma del interior de Marte se propagó hacia arriba una vez, causando grietas a lo largo de la superficie.

Al igual que con cualquier característica geológica que corta la superficie del planeta, los sistemas de fallas constituyen una buena ventana hacia el subsuelo. También proporcionan superficies empinadas para procesos activos que ocurren en tiempos más recientes.

La MRO (Mars Reconnaissance Orbiter) de la NASA identificó barrancos en algunas de las laderas empinadas de Sirenum Fossae, a lo largo de valles y cráteres de impacto. El material que esculpe los pequeños canales es un tema de investigación activa: inicialmente se pensó que estaba relacionado con el flujo de agua, pero las propuestas recientes sugieren que el dióxido de carbono congelado estacional que fluye hacia abajo, puede ser responsable.

 

16 de octubre de 2017, gran trabajo a lo largo de los años de la cámara de baja resolución de la nave europea MarsExpress. La cámara de baja resolución se instaló originalmente en MarsExpress para la confirmación visual de que el módulo Beagle-2 se había separado en 2003. En 2007 se volvió a encender y se usó principalmente para divulgación, educación y ciencia ciudadana, con imágenes automáticamente publicadas en un servidor dedicado, a veces en solo 75 minutos de haber sido tomada en Marte.

El año pasado, con el nuevo software, la cámara fue adoptada como un instrumento de apoyo científico. Ahora, el primer artículo ha sido publicado, sobre los rasgos de nubes desprendidos, a gran altitud y tormentas de polvo sobre el borde o "extremidad" del planeta.

"Por esta razón, las observaciones de las extremidades en general no son tan numerosas, y es por eso que nuestras imágenes son tan valiosas para contribuir a nuestra comprensión de los fenómenos atmosféricos", dice Agustín Sánchez-Lavega, autor principal del estudio de la Universidad del País Vasco en Bilbao, España.

Se examinó el catálogo de unas 21 000 imágenes tomadas entre 2007 y 2016 y se identificaron 300 para el estudio. Se obtuvieron múltiples imágenes separadas por unos minutos cada uno, para 18 eventos a medida que giraban a la vista, proporcionando documentación visual de las características desde diferentes perspectivas. En general, las características de la nube representadas por la cámara tienen altitudes máximas en el rango de 50-80 km por encima del planeta y se extienden horizontalmente desde aproximadamente 400 km hasta 1500 km.

De los 18 estudiados en profundidad, la mayoría se concluyó que eran nubes de hielo de agua, y una se atribuyó a una tormenta de polvo. Las altas nubes de hielo de agua parecían depender de la posición del Sol: están presentes al amanecer y temprano en la tarde, cuando las temperaturas son más bajas, permitiendo que el hielo de agua se condense. Más tarde, a medida que aumenta la luz solar, el hielo de agua se evapora y se disipan.

Un evento fue atribuido a una tormenta local de polvo en el hemisferio norte, que también fue capturada por imágenes tomadas mirando hacia abajo en la superficie por el Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). La tormenta evolucionó rápidamente y tomó forma de arco con un frente de aproximadamente 1.950 km en su borde exterior y 730 km en su borde interno, y un ancho de 60-130 km. Las observaciones de los miembros por la webcam indicaban que la altitud era de unos 65 km.

 

28 de agosto de 2017, cuando hemos estado hablando de la nave del ESA MarsExpress siempre la hemos relacionado con imágenes de la superficie de Marte, pero la MarsExpress no solo tiene cámaras, sino un ingente número de instrumentos que nos aportan muchos conocimientos, tanto de Marte como de su entorno.

Sabemos que las partículas energéticas del viento solar viajan a gran velocidad por el espacio interplanetario, y su movimiento es modificado por los objetos que encuentra en su camino. Un estudio, basado en datos del orbitador MarsExpress, ha arrojado nueva luz sobre una sorprendente interacción entre el planeta Marte y partículas supersónicas en el viento solar.

Los científicos han sabido durante mucho tiempo que una característica conocida como un choque de proa forma aguas arriba de un planeta, más bien como el arco de un barco, donde el agua se ralentiza y luego se desvía alrededor del obstáculo. El choque del arco marca un límite bastante agudo donde el viento solar se ralentiza repentinamente cuando comienza a arar en la magnetosfera de un planeta o en la atmósfera exterior.

En el caso de Marte, que no genera un campo magnético global y tiene una delgada atmósfera, el principal obstáculo para el viento solar es la ionosfera, una región de partículas cargadas eléctricamente en su atmósfera superior. Además, el tamaño relativamente pequeño, la masa y la gravedad de Marte permiten la formación de una exosfera extendida, la capa más externa de la atmósfera, donde los átomos y moléculas gaseosos escapan al espacio e interactúan directamente con el viento solar.

Como era de esperar, la distancia de la onda de choque del planeta, aumenta a medida que disminuye la presión dinámica del viento solar. Esto es más bien como un debilitamiento de la onda de proa de un barco cuando el flujo del agua se ralentiza.

Por otra parte, los aumentos en la distancia de la onda de choque del arco marciano coinciden con aumentos en la cantidad de radiación solar entrante en las longitudes de onda extremas del ultravioleta (EUV). En consecuencia, la velocidad a la que los iones y electrones se producen a partir de átomos y moléculas en la atmósfera superior aumenta. Esto da como resultado una mayor presión térmica dentro de la ionosfera, lo que le permite contrarrestar mejor el flujo del viento solar entrante. Al mismo tiempo, los iones recién creados dentro de la exosfera extendida, son recogidos y acelerados por los campos electromagnéticos llevados por el viento solar. El resultado es una desaceleración en el viento solar y un cambio en la posición del choque del arco.

Otro factor posible para influir en la ubicación de la onda de choque es la órbita de Marte. La distancia del planeta al Sol es mucho más elíptica que la de la Tierra, que oscila entre los 206 y 249 millones de kilómetros, lo cual es un 20% de diferencia. Los científicos descubrieron que, en promedio, el choque del arco está más cerca de Marte en el afelio y más lejos de Marte en el perihelio. La distancia promedio, medida desde arriba del terminador (límite día-noche), alcanza un mínimo de 8102 kilómetros alrededor del afelio, mientras que su distancia máxima de 8984 kilómetros, se produce alrededor del perihelio. Esta es una variación general de aproximadamente el 11% durante cada órbita marciana.

"Se ha demostrado previamente que las tormentas de polvo interactúan con la atmósfera superior y la ionosfera de Marte, de modo que puede haber un acoplamiento indirecto entre las tormentas de polvo y la localización de los golpes de proa", dijo Benjamin Hall, autor principal del documento.

"Se necesitan futuras investigaciones sobre los vínculos entre la carga de polvo atmosférico y la atmósfera superior marciana, lo que implica investigaciones conjuntas de MarsExpress y Trace Gas Orbiter de la ESA, y la misión MAVEN de la NASA”.