domingo, 12 de julio de 2020

Exploración de Venus por la URSS. III parte

Cartografía de Venus



Como sabemos, a diferencia de los otros planetas del grupo de los llamados terrestres, cuyas superficies se pueden observar desde la Tierra con un telescopio, la superficie de Venus nos resulta inaccesible por cuanto está cubierta por una densa capa nubosa.

Hasta ahora nadie, ni desde la Tierra ni desde el espacio, ha podido observar discontinuidades en la capa nubosa del planeta como para observar directamente su superficie. Y si observamos hacia el planeta, ya sea en el rango de la luz visible como en el infrarrojo o el ultravioleta, solo podremos observar la frontera superior de la capa nubosa que cubre todo el planeta y que se encuentra a 65-70 km de altura.


Sin embargo, para las ondas de radio de una longitud de onda determinada la atmósfera resulta transparente lo que permitió hace ya varias décadas obtener las primeras representaciones de la superficie de Venus construidas a partir de la reflexión de esas ondas sobre el planeta.

Esas investigaciones desde la Tierra, por medio de la técnica descrita y denominada radiolocalización, comenzaron en 1961 en el Instituto de radiotécnica y electrónica de la Academia de ciencias de la URSS, ubicado en el Centro de comunicación espacial remota en las afueras de la ciudad de Yevpatoria, en Crimea.

Reflexión (eje Y) v/s longitud de onda, en cm (eje X)

En las primeras observaciones, llevadas a cabo por medio de ondas con longitudes de onda de metros o de décimas de metros la reflexión de las ondas resultaba uniforme, en torno a 0,15* por lo que resultó inesperado que al bajar la longitud de onda a unas cuantas unidades de cm cambiara bruscamente la capacidad de reflexión del planeta (gráfico superior), que fue lo que descubrieron en Estados Unidos, investigadores en el radiotelescopio de Haystack** del MIT, a mediados de los ´60.
*Considerando como una 1 la capacidad de reflexión de una esfera metálica lisa de diámetro uniforme. En tanto que 0,15 es un valor típico en la Tierra para reflexión de ondas de radio por rocas de silicato, que se sabría posteriormente abundan en Venus.
**Fue construido a partir de 1960 por el Lincoln Laboratory, del MIT, para la fuerza aérea norteamericana comenzando su operación en 1964, En 1970 fue transferido al MIT.

La radiolocalización permitió además determinar el período y la dirección de giro del planeta, lo que mostró que, a diferencia de otros planetas, Venus gira en el sentido de giro de los punteros del reloj (mirando desde el Polo Norte) realizando un giro completo muy lentamente, equivalente al tiempo en que la Tierra cubre un período de 243 días. Lo lento del giro explicaría la ausencia de campo magnético en el planeta, circunstancia que no permite proteger al planeta del viento solar y explicaría la desaparición del agua que alguna vez, supuestamente, cubrió con no gran profundidad la superficie del planeta.

En la misma época el análisis de los espectros de las señales reflejadas por Venus mostró que el planeta dispersaba las ondas de radio no como una superficie esférica homogénea aunque dada la distancia no era posible distinguir mayores detalles lo que daría pie para que en 1973 los soviéticos comenzarán a plantearse la idea de enviar un aparato espacial con un equipo de radiolocalización para que orbitase Venus de modo de observarlo desde una distancia significativamente menor.

Dado que extensas zonas del planeta reflejaban las ondas de manera más intensa que su entorno, en los ´60 y los ´70 se comenzaron a identificar algunas regiones de Venus caracterizadas según su desigual capacidad de reflexión.

Dada la gran distancia entre Venus y la Tierra se requería la utilización de las antenas más grandes y de los más potentes transmisores disponibles y por ello las imágenes de radiolocalización más detalladas de la superficie de Venus se obtendrían entre 1975-1977 en el observatorio radioastronómico de Arecibo, Puerto Rico, que logró alcanzar una resolución espacial de 10-20 km operando con un radar de 300 metros de diámetro y potencia de 450 kW y con longitudes de onda de 13 cm, lo que le permitió distinguir detalles del relieve de Venus cuando este se encuentra en su conección inferior (su distancia menor a la Tierra).

Distintos grupos de trabajo operando desde la Tierra con potentes radares fueron denominando por cuenta propia esos detalles más claros en el rango de las ondas de radio. Así, un grupo denominó esas superficies más claras con las letras del alfabeto griego: Alfa, beta, gamma, etc., otro lo hizo con letras latinas mayúsculas: A, B, C, etc. mientras que un tercer grupo estableció denominaciones en honor de físicos destacados en el campo de la radio y la electrónica, como Gauss, Herz y Maxwell*.
*Karl Friedrich Gauss (1777-1855), matemático, físico, geodesista y astrónomo alemán llamado el Rey de las matemáticas. El Gauss, a propósito, es la denominación de una unidad de medida de Inducción magnética en el sistema CGS. 
Heinrich Hertz (1857-1894), físico alemán quien demostró la existencia de las ondas electromagnéticas y estudió sus propiedades. Desde 1933 su apellido denota la unidad de medida de la frecuencia, el Hertz, en el sistema universal unificado. James Maxwell (1831-1879), físico inglés que estableció los principios de la electrodinámica clásica (estudio de campos electromagnéticos y su interacción con cuerpos cargados eléctricamente) y fue uno de los fundadores de la teoría cinética de los gases, entre muchos otros trabajos. Desde 1930 el Maxwell (=1 Gauss/cm2) es una unidad de medida de flujo magnético en el sistema CGS (centímetro, gramo, segundo).

Con el incremento de datos observacionales pronto se requirió introducir un sistema de coordenadas y un sistema de denominaciones para describir la superficie de Venus.

El primer sistema de coordenadas se escogió en 1970 por medio de la Unión astronómica internacional cuando se asoció a un área, denominada en 1964 como Alfa por el Observatorio de Goldstone*, el trazado del meridiano 0° del planeta.
*Complejo de comunicaciones del espacio remoto de Goldstone situado en California y creado en 1958. Posee uno de los radiotelescopios más grandes del mundo. Su antena, originalmente de 64 metros, fue construida en 1966 transformándose entonces en el sistema más poderoso del mundo de comunicación espacial remota.

La Unión astronómica internacional tomó, además, la decisión de dar a los detalles del relieve del planeta exclusivamente denominaciones femeninas dado que Venus es el único planeta con nombre de mujer en el Sistema Solar. Se estableció que los grandes cráteres llevarían el apellido de mujeres célebres, dejando nombres femeninos para denominar pequeños cráteres y nombres mitológicos, también femeninos, para otras formas de relieve. Las elevaciones en Venus recibieron nombres de diosas mientras que las depresiones, cañones y surcos los nombres de otros personajes mitológicos. La exclusión a estas reglas tuvo lugar solo con 3 elevaciones: La región Alfa, la región Beta y el monte Maxwell, la máxima elevación del planeta.

En este mapa de Venus son visibles hacia el lado derecho, Beta Regio (Región Beta en latín), Alpha Regio y en el extremo superior derecho el monte Maxwell.

Desde fines de la década de los ´70 los vuelos de estaciones espaciales a Venus, portando equipos de radiolocalización para el registro de su superficie, aportarían con información más detallada de la misma.

Así, los datos de la primera de esas estaciones, la Pioneer Venus-1, permitieron construir en 1980 un mapa topográfico de la superficie con una resolución espacial de 150-200 km*. El mapa trazado revelaría los principales rasgos del relieve de Venus entre 75° de latitud Norte y 65° de latitud Sur**:
*Es decir, el mapa NO es capaz de distinguir elementos en superficie que midan menos de 150-200 km.
**Recordemos que las líneas de latitud, o paralelos, van de 0° (Ecuador) a +90° (Polo Norte) en el Hemisferio norte y desde los mismos 0° a -90° (Polo Sur) en el Hemisferio sur.



Para realizar una cartografía más detallada del Hemisferio norte del planeta las sondas soviéticas Venera-15 y Venera-16 fueron provistas con un radiolocalizador de visión lateral, que entrega una imagen más precisa de la superficie, y un radioaltímetro para mediciones del relieve y de características especiales de las imágenes.

Con su operación la resolución de las zonas circumpolares* del planeta alcanzaría 1-2 km, resultados que permitieron crear un mapa geomorfológico-geológico que se presentó en 1984 en el 27° Congreso geológico internacional, además de permitir elaborar mapas hipsométricos y fotográficos del planeta, los cuales abarcaban en conjunto un 25% de la extensión del planeta.
*Que rodean a los polos.

A partir de los datos entregados por las estaciones soviéticas Venera 15 y 16, además del radiotelescopio de Arecibo, la Unión astronómica internacional adoptó en 1985 una localización más exacta del meridiano 0°* del planeta , seleccionándose 6 cráteres, de los cuales finalmente la elevación central del Ariadna*** se escogió como la nueva posición del punto 0°**.
*En el caso de nuestro planeta el meridiano 0°, de los 360° que abarcan nuestro planeta de oeste a este y que se dividen en 2 áreas de 180°, Oeste y Este, pasa por la ciudad inglesa de Greenwich (pronúnciese Grenich).
** Los meridianos, o líneas de longitud, van de Oeste a Este en Venus, desde 0°-360°.
***En la mitología de la Antigua Grecia, Ariadna, era una princesa cretense, hija de los reyes Minos y Pasífae. Cretenses y atenienses eran enemigos entre sí y al lograr un acuerdo de paz lograron de los atenienses que les enviasen cada año para su sacrificio a 7 jóvenes y 7 doncellas con los que alimentaban al Minotauro, una criatura mitad hombre mitad toro, hijo del toro blanco de Creta con la reina Pasífae. El minotauro residía en un laberinto donde había sido encerrado. Teseo, rey de los ateniense, se dirigió al laberinto para dar muerte al Minotauro y recibió de la princesa Ariadna un ovillo de hilo con el cual pudo dar muerte a la bestia y escapar del laberinto. El destino posterior de Ariadna junto a Teseo es relatado de maneras diversas por los antiguos griegos.

El conjunto de toda la información reunida hasta entonces permitiría publicar en 1989 el I Atlas del relieve de Venus, que consideraba imágenes de sectores de la superficie levantados a partir de ondas de radio y una variedad de mapas diferentes: Desde mapas hipsométricos, que representaban las alturas del relieve, hasta geomorfológicos que representaban distintas formas de relieve con nombres y colores especialmente escogidos para distinguirlos.

Estas imágenes y mapas alcanzaban a cubrir aproximadamente 1/3 del planeta, desde el Polo Norte hasta los 30° de latitud Norte.

Con este mismo material y en conjunto con el Servicio geológico de los Estados Unidos el Instituto Vladimir Vernadski, de geoquímica y química analítica de Moscú publicó mapas de Venus en escala 1:5 millones (1 cm = 50 km):


Mapas aún más detallados serían elaborados a partir de los datos de la estación norteamericana, Magellan, la cual, operando entre 1990-1994, llevó a cabo registros de radiolocalización y radioaltimetría de Venus que abarcaron un 98%* de la superficie permitiendo de ese modo complementar información que no lograron obtener anteriores estaciones espaciales o radiotelescopios terrestres, además de lograr imágenes con resolución de hasta 100 metros.
*El restante 2% corresponde a sectores circumpolares del Hemisferio sur del planeta.

En 1997 el Servicio geológico de los Estados Unidos trazó mapas de Venus con una escala de 1:50 millones y de 1:10 millones*. El conjunto consideró mapas que incluyen imágenes de radiolocalización de la superficie, representaciones del relieve en semitonos, además de mapas topográficos y altimétricos:
*1 cm=500 km / 1 cm =100 km

Superficie de Venus

A pesar del gran parecido en términos de dimensiones y de su masa la Tierra y Venus se diferencian sustancialmente, entre otras propiedades, por las características de su superficie. La mayor parte de Venus, casi un 80%, está cubierta por llanuras montañosas (que no superan los 2 km de altura) existiendo además pequeñas elevaciones y pequeñas depresiones que abarcan cerca de un 10% de la superficie.

La mayor de las elevaciones es el monte Maxwell, con 11500 metros sobre el nivel medio de la superficie, equivalente al radio del planeta, de 6051 km.

Representación de Venus "terra-transformado" al mostrar las regiones más elevadas como continentes y las más bajas como océanos.

Por analogía con la Tierra las regiones montañosas se llaman continentes, los que en conjunto no superan el 10% de la superficie de Venus como la Tierra de Ishtar, cerca del Polo Norte del planeta, la región Beta y el continente más grande, la Tierra de Afrodita, en el Hemisferio sur. El resto de la superficie es, en general, plano.

No hay muchos cráteres en Venus al contrario de la Luna, Marte o Mercurio. En toda su superficie son cerca de 860 con diámetros que van de 1,5 - 280 km. La mayor parte de ellos son de impacto mientras que una pequeña cantidad permite entender que la edad de la superficie de Venus es menor que la de otros planetas, de solo algunas centenas de millones de años*.
*La edad de la Luna y Mercurio, cuyas superficies abundan en cráteres, se calcula entre 3-4 mil millones de años. 

Pioneer Venus-1

El 4 de diciembre de 1978 la estación espacial Pioneer Venus Orbiter* de los Estados Unidos, con una masa de 582 kg en el despegue, alcanzó los parámetros requeridos para entrar en órbita después de haber realizado más de una decena de correcciones lo que le permitió, con ayuda de su radioaltímetro, determinar la altura de las elevaciones en la superficie de Venus con una precisión de hasta 150 metros.
*Se trata de su denominación oficial, aunque en los documentos de la NASA figura también como Pioneer Venus 1 y Pioneer 12. Entregó datos del planeta hasta el 22 de octubre de 1992. Formaba parte del Pioneer Venus project que consideraba la estación espacial recién mencionada y la Pioneer Venus Multiprobe, la cual lanzó 4 pequeñas estaciones al atmósfera del planeta, operación esta última que también tuvo lugar en 1978.

Desplazándose en una órbita elíptica, que recorría en 24 horas, y donde la menor distancia a Venus alcanzaba 142 km y 67 mil km su mayor valor la estación realizó un total de 17 experimentos. Los datos recolectados por el radar de la estación permitieron levantar un mapa hipsométrico* de la superficie del planeta, entre las latitudes 30-75° de su Hemisferio norte, y con una resolución** horizontal de 200 km.
*Mapa de relieve construido a partir de rangos de altitud y que mide elevaciones sobre el nivel del mar o el nivel de altura medio del planeta, equivalente en Venus a su radio medio. En caso de medir relieve submarino se denomina Mapa batimétrico.
**El nivel de detalle que se puede observa en una imagen. A mayor resolución mayor número de detalles observables y viceversa. En una definición contemporánea sería similar, en el caso de imágenes digitales, a su número de pixeles. 

Una nueva misión de los soviéticos a Venus 

En 1979 comenzaron a correr rumores en los Estados Unidos sobre la preparación de un programa soviético para realizar levantamientos por radiolocalización del planeta Venus por lo que la NASA intentó obtener financiamiento para anticiparse y enviar en 1983 una estación con un equipo de radiolocalización VOIR (Venus Orbiting Imaging Radar), un programa de cartografía por radiolocalización que estaban desarrollando y que contaba con una resolución significativamente menor que la Pioneer Venus-1, de 300-500 metros.

Los norteamericanos ya conocían el sistema satelital soviético de estaciones de radiolocalización para rastrear buques de guerra occidentales, УС-А*, pero confiaban en que podrían adelantarse a los soviéticos en el espacio.
*Conocido en Occidente como RORSAT (Radar Ocean Reconnaissance Satellite), en ruso se lee precisamente como USA. Por contar con un radar, que requiere menor distancia para identificar un objeto, operaba a 270 km de altura, una órbita baja para un satélite lo que le impedía usar baterías solares como fuente de energía, que de todos modos no le hubiese podído entregar suficiente energía como para alimentar el radar del satélite, por lo cual operaba con una fuente de energía atómica. La masa del satélite era cercana a los 3800 kg, de los cuales 1250 kg correspondían al reactor nuclear.
Este sistema, integrado al satélite Kosmos-1365, sería uno de los utilizados por los soviéticos en 1982, para seguir a distancia el curso del conflicto entre Argentina y el Reino Unido por las islas Falklands o Malvinas.

Sin embargo, el desarrollador del programa Venera, el NPO Lavochkin, estaba trabajando desde 1976 en la URSS en la creación de un aparato espacial para realizar levantamientos topográficos y cartografiar Venus.

Los soviéticos ya habían considerado la posibilidad de fotografiar la superficie del planeta cuando  desarrollaron las estaciones Venera-11 y Venera-12*. Se había previsto hacerlo desde una altura de 35-40 km, es decir, después de que el aparato de descenso cruzara la capa de nubes del planeta pero debido a la gran densidad de la atmósfera solo se pudieron obtener fotografías de la superficie a alturas no superiores a 1 km y, además, de no tan buena calidad por lo que Venus seguía sin cartografiarse.
*Lanzadas al espacio en 1978.

Se tenía previsto realizar un par de nuevos lanzamientos a Venus en 1981, en virtud de que los norteamericanos lanzarían su proyecto VOIR a Venus en 1983, pero las dificultades surgidas forzaron a realizar ambos lanzamientos a mediados de 1983 que no solo resultaba más favorable en términos de requerir menor combustible -lo que permitiría llevar un mayor volumen de instrumental científico- sino que resultó sin competencia por parte de los Estados Unidos pues el proyecto VOIR no consiguió los recursos necesarios del gobierno norteamericano, viendo la luz solo años más tarde, a través de la más perfeccionada estación Magellan*
*La cual alcanzó el 10 de agosto de 1990 la órbita de Venus.

Operación a Venus de las Venera-15 y Venera-16



Las Venera 15 y 16 fueron las primeras estaciones orbitales, desde la época de las Venera 9 y 10, en ser sometidas a modificaciones significativas no solo debido a que no transportarían aparatos de descenso a superficie sino a que los equipos de radiolocalización incrementarían de manera relevante el peso de la estación espacial.

Masa en el lanzamiento:                  Masa de combustible:

  Venera-15: 5250 kg                         Venera-15: 2443 kg
  Venera-16: 5300 kg                         Venera-16: 2520 kg

A diferencia de las estaciones anteriores, la estación debería orientarse diariamente con su eje longitudinal hacia el centro del planeta y mantener esta dirección durante la sesión de cartografía lo que implicaba un mayor consumo del fluido del sistema de orientación por lo que la cantidad de nitrógeno que se usaba para controlar este sistema fue incrementada desde 36 a 114,2 kg
de modo de permitir una cantidad suficiente de modificaciones de posición de la estación en el espacio, tal como lo requería la realización del programa.

La información que se recibiría desde la superficie del planeta exigía la transmisión diaria a Tierra de un gran volumen de información por lo cual se instaló en la estación un transmisor más poderoso, de 50 Watt, y se incrementó el diámetro de la antena parabólica desde 1,6 a 2,6 metros. Esto permitiría incrementar la velocidad de la entrega de información de 6 mil a 100 mil bit/segundo, hasta una distancia de hasta 250 millones de km. Para la alimentación de los nuevos equipos se instalaron 2 secciones adicionales de paneles solares, con una superficie total de 3 m2. Además, se consideró un nuevo sistema de telemetría para comunicación con las estaciones terrestres.

Para instalar una mayor cantidad de combustible de modo de poder llevar al aparato a una condición de satélite artificial de Venus se extendió en 1 metro la longitud de los estanques de combustible. Como resultado, la masa en el despegue aumentó hasta casi alcanzar 5300 kg, lo que hacía la estación espacial casi 1 tonelada más pesada que las estaciones anteriores.

En cuanto a los equipos del radiolocalizador, se instalaron en una sección especial para instrumentos con un sistema de autorregulación autónomo situado en el lugar que antes ocupaba el aparato de descenso. Allí se instalaron la antena que se desplegaría en el espacio y que contaba con una extensión de 1,4 por 6,0 metros, las antenas del radiómetro y del radioaltímetro. Este último medía la altura sobre la superficie de Venus con una precisión de +-50 metros.


Adicionalmente, ambas estaciones contaban con un espectrómetro infrarrojo proporcionado por la República democrática de Alemania*, que pesaba 35 kg y tenía mayor resolución espectral que el radiometro infrarrojo instalado en la estación orbital Pioneer-12**. Algunos de sus propósitos eran realizar perfiles de temperatura entre 90-65 km de altura, llevar a cabo mediciones de temperatura en la capa superior de nubes, establecer contenido de aerosoles, etc.
*Estado socialista que se formó en una de las 4 zonas de ocupación de Alemania por las fuerzas aliadas con el fin de la II guerra mundial. La RDA se constituyó en el sector bajo control soviético, y existió como nación entre el 7 de octubre de 1949 y el 3 de octubre de 1990.
**Una de las denominaciones de la Pioneer Venus orbiter, estación espacial automática de 582 kg, que como vimos fue enviada al espacio en mayo de 1978 e ingresó en una órbita elíptica en torno a Venus el 4 de diciembre de 1978, entregando datos del planeta hasta el 22 octubre de 1992 cuando ingresó a la atmósfera de Venus y se desintegró. Entre otras actividades realizó una cartografía por radiolocalización del planeta mientras que en febrero de 1986 pudo realizar observaciones del cometa Halley.

También se contaba en las estaciones con equipos de rayos cósmicos y viento solar, los mismos que se habían venido usando desde la Venera-1.

Descripción de la misión

La Venera-15 despegó el 2 de junio de 1983 siendo sometida a 2 correcciones de trayectoria, primero el 10 de junio y luego el 1° de octubre, ingresando el 10 de octubre a la órbita de Venus.

En tanto, la Venera-16 despegó el 7 de junio, fue sometida a una corrección de trayectoria el 15 de junio y nuevamente el 5 de octubre, ingresando a la órbita de Venus el 14 de octubre.

Se pensaba concluir la operación el 10 de marzo de 1984 pero en ese momento solo se habían fotografiado unos 60 millones de km2 equivalentes a cerca de un 25% del Hemisferio norte del planeta*. Entonces, considerando la excelente condición de los sistemas a bordo, se decidió continuar con la cartografía por radiolocalización por otros 4 meses más.
*La superficie del planeta es de 460 millones de km2, que equivalen a un 90% de la superficie de la Tierra.

Tras 8 meses, desde noviembre de 1983, cuando comenzaron los levantamientos regulares, hasta el 10 de julio de 1984 se logró cartografiar el Hemisferio norte, entre el Polo y latitud 30°, en un área total de 115 millones de km2 y con una resolución entre 0,9-2,5 km dependiendo de la altura del vuelo, lo que abarcaba un 25% de la superficie del planeta. Y si bien la resolución de 1-2 km no era cercana a la resolución de 300 metros del telescopio de Arecibo (imagen inferior) este último se encontraba limitado a latitudes ecuatoriales y no podía acompañar imágenes de superficie con datos de altimetría.
Radiotelescopio de 304,8 metros de diámetro ubicado a 15 km de la ciudad Arecibo, en Puerto Rico y construido sobre una depresión del terreno. Se utiliza en radioastronomía, física de la atmósfera y radiolocalización de objetos situados en el Sistema Solar. Su construcción se inició en 1960 a partir de una idea del profesor William Gordon, de la Universidad de Cornell, la cual lo administró hasta 2011 pasando entonces a cargo de la Universidad de Central Florida. Su origen está vinculado con la detección de ataques soviéticos por medio de misiles balísticos del programa norteamericano ARPA (hoy DARPA), creado como respuesta al lanzamiento del Sputnik-1 por los soviéticos en 1957.
En 2006 cedería su posición como el radiotelescopio más grande del mundo a uno situado en China, con un diámetro de 500 metros.

Simultáneamente con el radiolocalizador operaba el altímetro, que contaba con una precisión de unos 30 metros. Se enviaba una gran cantidad de información científica a la Tierra que luego de ser procesada permitía obtener mapas de radiolocalización del planeta, levantar perfiles de la superficie a lo largo de la ruta de vuelo y obtener una carta hipsométrica de la superficie capturada. Las imágenes obtenidas permitían distinguir sierras montañosas, cráteres, altiplanicies, pliegues y fracturas de la corteza del planeta.

Los equipos de almacenamiento de las Venera 15 y 16 permitían almacenar las señales reflejadas de manera codificada durante 16 minutos de registro ininterrumpido. La recepción de información en la Tierra se realizaba por medio de 2 antenas, una de las cuales, con un diámetro de 70 metros de su espejo central, se encontraba en Crimea, en el Centro de comunicación espacial remota, en las afueras de la ciudad de Yevpatoriya y la segunda en las afueras de Moscú, en la estación de radioastronomía del Instituto de energía de Moscú.

En tanto, con los instrumentos espectrales se pudo medir la radiación térmica del planeta, se midió la temperatura de la capa nubosa en su frontera superior, se analizó la distribución de pequeñas impurezas en la atmósfera, en particular de vapor de agua, y se estudió la dinámica de los movimientos de la atmósfera.

Gracias a esto ahora sabemos que Venus esta cubierto de volcanes, que hace mucho tiempo atrás pudieron haber sido activos. Posiblemente, esto explique el elevado contenido de carbono en la atmósfera del planeta.

Durante la realización del programa tuvieron lugar varias correcciones de órbita a fin de conservar su período y su forma. En junio de 1984 Venus cruzó su conección superior* y la entrega de datos era imposible dado que en esa posición el planeta se encuentra tras el Sol, si se le mira desde la Tierra. Esta circunstancia abrió la posibilidad de investigaciones de eclipses de radio para estudiar los plasmas interplanetario y solar. Poco tiempo después del paso de la conección, el 10 de julio, la cartografía concluyó.
*Su mayor distancia con la Tierra.

En marzo de 1985, la Venera-15 consumió por completo sus reservas de gas para el sistema de control de orientación mientras que la Venera-16 continuó entregando información hasta el 28 de mayo del mismo año. No se realizaron intentos para modificar sus órbitas de modo de obtener una mejor resolución o incrementar la cobertura del levantamiento.

Resultados

En el curso del trabajo conjunto de las 2 estaciones se obtuvieron imágenes de la superficie de Venus entre latitud 30° Norte y el Polo Norte con 1-2 km de resolución. El montaje de las imágenes satelitales procesadas permitió elaborar un mapa del Hemisferio norte a una escala de 1:5 millones  cubriendo el 25% del planeta.

Se encontraron nuevos tipos de estructuras en superficie que contaban con características específicas:

Coronas: Amplias formaciones ovales o circulares con profundos anillos concéntricos.


Cúpulas: Elevaciones planas, casi circulares, algunas con calderos centrales.


Aracnoides: Cúpulas asentadas con grietas o fracturas radiales de forma aracnoídea.


Tesseras: Amplias superficies con valles y crestas montañosas alargadas.


El espectrómetro de la Venera-16 no funcionó mientras que este mismo aparato pero de la Venera-15 funcionó en órbita durante 2 meses hasta que dejó de operar. En los espectros se distinguía bien las líneas de CO2, de vapor de agua, dióxido de azufre y aerosoles de ácido sulfúrico Estos datos mostraron que en la capa nubosa superior la mayoría de las partículas están conformadas entre 75-85% por una disolución  de ácido sulfúrico.

 La distribución de aerosoles y las concentraciones relativas de dióxido de azufre y de vapor de agua se midieron entre 105-60 km. En el mismo rango de alturas se determinó también la estructura térmica y las propiedades ópticas de la atmósfera. Las nubes se observaban entre 70-47 km de altura, sin embargo, en el sector polar su capa superior se encontraba entre 5-8 km más abajo mientras que la misma atmósfera sobre 60 km resultaba más cálida que en la zona ecuatorial. En el espectro no se observó nada en particular que permitiera suponer la presencia de compuestos orgánicos.

La cartografía de Venus por las Venera 15 y 16 concluyó en noviembre de 1984. La totalidad de la superficie registrada se transformó en 27 mapas que permitieron que en 1989 la Dirección general de geodesia y cartografía ante el Consejo de Ministros de la URSS publicara el primer "Atlas de la superficie de Venus".

El trabajo de cartografiado por radiolocalización de las estaciones Venus sería continuado en la década de los ´90 por la Magellan de los Estados Unidos, país que solicitó las imágenes de los rusos para organizar sus propios registros de Venus, los cuales se llevaron cabo entre 1990 y 1993 de modo de poder posteriormente levantar un mapa de alta resolución de la superficie del planeta.

ВЕГА, Vega

A partir de 1977, con la designación de Vyacheslav Kovtuchenko como ingeniero principal del NPO Lavochkin, se inició la creación de estaciones interplanetarias unificadas para vuelos no solo a Venus sino que también a la Luna y Marte. En agosto del mismo año se estableció el inicio del programa a Venus, previéndose despegar con dos estaciones a este planeta los años 1983 y 1985. La principal característica del proyecto era el lanzamiento a la atmósfera de Venus de una estación aerostática de aeronavegación (ПАС en ruso, PAS) con una masa de 210-250 kg y un diámetro de 9 metros que ingresaría a la atmósfera por medio de un aparato de descenso esférico liberado por la estación espacial orbital automática.

Estos globos aerostáticos se desplazarían a la deriva durante 2-5 días y a una altura prevista de 55-58 km, es decir, a través de la capa de nubes del planeta. La comunicación con la Tierra se realizaría por medio de la estación espacial portadora de la PAS, la cual quedaría orbitando el planeta en órbita elíptica.

Entre los años 1978-1979 se estableció que el aparato espacial que llevaría la PAS hasta la atmósfera de Venus se crearía en el NPO Lavochkin mientras que el aerostato sería parte de un proyecto conjunto franco-soviético bajo responsabilidad del Centro nacional francés de investigaciones espaciales, CNES, aunque la creación de la góndola* del globo quedaría a cargo de los soviéticos.
*La carga que porta el globo, en este caso instrumental científico.

La masa total del aparato espacial a Venus, al momento del lanzamiento, resultaría de 5350 kg, lo que incluiría 1760 kg del aparato espacial que orbitaría el planeta y 220 kg del aerostato.

Inicialmente se consideró llevar el aerostato en el lanzamiento de 1985 mientras que en el de 1983 se llevaría un aparato de descenso hasta la superficie que permanecería operando nada menos que entre 2 y 5 días.

Se había considerado enviar en 1982 uno de estos nuevos aparatos interplanetarios en serie hacia la Luna pero la pérdida de interés por esta operación implicaba que el aparato a Venus probaría en el espacio por primera vez nuevos sistemas a bordo. Por ello, y para evitar riesgos innecesarios, a fines de 1979 se tomó la decisión de llevar el aerostato a la atmósfera de Venus por medio de un aparato orbital ya probado, de las series Venera anteriores. Sin embargo, como pesaba 1,5 veces más que los nuevos aparatos era imposible cumplir la misión con un solo lanzamiento, pues se debía llevar la estación espacial junto con el aerostato hacia la atmósfera de Venus y además poner la estación en la órbita de Venus por lo cual se dividió la misión en 2 lanzamientos

De este modo, el aparato de descenso, constituido por una esfera de 2,4 metros de diámetro, sería llevado hasta la atmósfera por una estación espacial análoga a las estaciones de las Venera-11 y Venera-12. En tanto, que para proveer la comunicación con los aerostatos operarían estaciones en órbita en torno a Venus que tomarían como base para su diseño a las anteriores Venera-15 y Venera-16.

Con esta nueva variante la masa del aparato de sobrevuelo junto con el aparato de descenso alcanzaría 4840 kg.

Sin embargo, incluso bajo esa modalidad, el proyecto no fue realizado dado que los franceses no presentaron a tiempo el proyecto del aerostato, por restricciones tanto técnicas como financieras, por lo que ante el temor de que no estuviera listo a tiempo, el NPO decidió desarrollar su propio proyecto de sonda aerostática.

En la época existía, por otra parte, un interés global creciente por la próxima aparición del cometa Halley* y un número cada vez mayor de científicos planteaba la posibilidad de investigar el cometa más a fondo, el cual pasaría cerca de la Tierra en 1986. Por ello en muchos países comenzó el desarrollo de aparatos espaciales para investigar al cometa, integrándose a ellos los Estados Unidos, la Agencia espacial europea y Japón.
*El cometa Halley aparece en el entorno de la Tierra cada 75-76 años, teniendo la particularidad de ser el único cometa de breve período de retorno a la Tierra que puede ser observado a simple vista desde nuestro planeta por lo cual cuenta con reportes de su observación desde tiempos ancestrales, el primero de los cuales se remonta al año 240 antes de nuestra Era. Su última aparición en su perigeo sobre la Tierra (menor distancia) tuvo lugar el 9 de febrero de 1986 mientras que la siguiente tendrá lugar el 28 de julio de 2061. 

En julio de 1980 la Academia de ciencias de la URSS y el NPO Lavochkin presentaron un proyecto unificado para tanto sobrevolar Venus como investigar el cometa Halley decidiéndose enviar ya no 4 estaciones hacia Venus sino 2, las cuales volarían hacia el Halley después de realizar un sobrevuelo por Venus donde lanzarían a su atmósfera pequeñas sondas aerostáticas.

Los cambios en los propósitos de la expedición exigían cambios significativos en la construcción como también en la composición de los equipos científicos y de operación de la estación espacial. En primer término, en cuanto a equipamiento científico pues para estudiar el cometa se necesitaban otros instrumentos distintos de los necesarios para estudiar Venus y el espacio interplanetario. Además, la gran velocidad conjunta entre el aparato y el cometa requería instalar equipos científicos en una plataforma giratoria por cuanto rastrear al cometa con velocidades tan elevadas era casi un absurdo.

El breve encuentro con el cometa influyó en la elección de los medios para obtener imágenes. El asunto es que en todas las estaciones interplanetarias soviéticas se utilizaban ya sea cámaras de tv mecánico-ópticas o equipamiento de fototelevisión que operaban con mucha lentitud, por lo que el tiempo para obtener un cuadro, ni que decir de una imagen panorámica, se contaba en varios minutos. Por ello se decidió utilizar un sistema de reciente aparición, denominado ПЗС (PZS), que permitía operar con rapidez y obtener imágenes de alta calidad.

Considerando la gran cantidad de energía necesaria para sobrevolar el cometa se decidió instalar en la estación espacial baterías solares adicionales mientras que para instalar los equipos científicos requeridos para el estudio del cometa se instaló una plataforma giratoria en la sección de instrumentos.

En total, se asignaron 130 kg para equipos científicos lo que consideraba 50 kg para la plataforma giratoria y 25 kg para la masa de la plataforma en sí. Como resultado, la masa del aparato de descenso sobre la atmósfera de Venus se tuvo que reducir de 2250 a 1750 kg.

Considerando esas restricciones parecía imposible incluir los equipos del globo aerostático (VPAS) en el proyecto denominado VEGA*. Además, debido a la ausencia de una estación de retransmisión la información de los aerostatos debía entregarse directamente a la Tierra lo que reducía significativamente el retorno científico de la VPAS. Por ello se decidió utilizar prácticamente al mismo aparato de descenso que fue desarrollado para las estaciones interplanetarias Venera 9 a 14 y dado que el aparato de descenso, con una masa de 680 kg, se posaría sobre su superficie en el lado nocturno se decidió retirar los telefotómetros.
*Como acrónimo de Ve por Venera (Venus en ruso) y Ga por  Galley (Halley en ruso).

Cabe agregar que en la creación del equipamiento científico del proyecto VEGA tomaron parte científicos de Alemania federal, Alemania oriental, Austria, Bulgaria, Checoslovaquia, Francia, Polonia y la URSS quienes se organizaron en un Comité técnico-científico internacional bajo dirección del profesor Roald Sagdeyev*, del Instituto de investigaciones espaciales de la Academia de ciencias de la Unión soviética.
*Nacido en Moscú, en 1932 fue director del Instituto de investigaciones espaciales de la URSS, entre 1973-1988. Reside desde 1990 en los Estados Unidos, patria de su segunda esposa, Susan Eisenhower (nacida en 1951), nieta del ex Presidente Dwight  Eisenhower (Presidente número 34, en el período 1953-1961)

El aerostato

De acuerdo al resultado de mediciones realizadas en la Tierra sobre el planeta Venus se había establecido que la capa de nubes giraba en torno al planeta a una velocidad de 100 m/s (360 km/h). Para estudiar este fenómeno se decidió estudiar la atmósfera del planeta por medio de aerostatos dado que no había sido posible estudiarlo con detalles orbitando el planeta o penetrando su atmósfera por medio de aparatos de descenso que se dirigían rápidamente hacia su superficie.


El aerostato estaba en condiciones de desplazarse de manera permanente a una altura constante aunque se trataba de una sonda aerostática que no podría alcanzar grandes dimensiones dada las limitaciones del del aparato de descenso, de solo 2,4 metros de diámetro, que además del globo albergaría el aparato que descendería hasta la superficie de Venus.

Por ello el NPO Lavochkin desarrolló un aerostato bastante compacto cuyo peso, junto con su sistema de inflado, no superaba los 110 kg. El globo sostendría por medio de una cuerda de 12 metros de largo una góndola de 6,7 kg, la cual contenía un equipo meteorológico, un sistema de radio y un bloque de alimentación. Se registraría información cada 75 segundos, la cual se enviaría a la Tierra cada 30 minutos.

Un tema relevante en la elaboración del globo fue su cubierta dado que cruzaría la capa de nubes de Venus, la cual se encuentra saturada con gotas de ácido sulfúrico por lo que se usaron varias capas de telas neutras al ácido, elaboradas con teflón y nitrón de vidrio, un material de fabricación soviética, que serían además cubiertas con una laca especial. El globo sería llenado con helio, un gas noble de alta fluidez por lo que se aumentaron las exigencias de hermeticidad del globo.

Como el aparato que sobrevolaría Venus, y luego iría al encuentro del Halley, no podía hacer las veces de retransmisor de la señal de la góndola la entrega de información se realizaba directamente a Tierra, por lo que el volumen de información entregado era muy bajo, de algunos unidades de bits por segundo. Esta información comprendía datos de temperatura, presión atmosférica, viento (solo componente vertical), densidad de la capa nubosa, iluminación y destellos luminosos (de forma de detectar fenómenos eléctricos en la atmósfera).

Sin embargo, la principal información desde el aerostato no la representan los bits sino los resultados de ir estableciendo su posición, lo que se realizaba por medio de una red de radiotelescopios situados a lo largo de todo el globo terráqueo.

Aparato de descenso



A diferencia de las innovaciones en el aparato de vuelo y de la misma presencia de un aerostato el aparato de descenso repetía en gran medida los aparatos de descenso anteriores, de las estaciones Venera 9 a 14.

Como el aterrizaje se realizaría en el lado nocturno de Venus se retiraron del aparato de descenso los telefotómetros y además el medidor de densidad. Debido a la instalación de los nuevos equipos científicos y para evitar oscilaciones en el descenso en el escudo aerodinámico del aparato se propuso una nueva solución de ingeniería, por medio de la cual se instaló un cono estabilizador. Precisamente, por ella se pueden identificar los aparatos de las estaciones VEGA.

Vuelo

Las Vega-1 y Vega-2 partieron desde el cosmódromo de Baykonur con una diferencia de 6 días, entre el 15 y el 21 de diciembre de 1984, por medio de un cohete portador, Protón-K de 4 etapas. Las estaciones constaban de aparatos de sobrevuelo y de descenso.

La misión tuvo de particular que por primera vez el lanzamiento de una estación interplanetaria soviética fuera mostrada por televisión y que por primera vez se informara con antelación sobre su despegue.

                                           Masa de las estaciones espaciales Vega

             Masa en el lanzamiento                                        Masa de la estación de sobrevuelo

Vega-1: 4924 kg (masa del combustible, 755 kg)     Vega-1: 3222 kg (masa sin combustible, 2466 kg)

Vega-2: 4926 kg (masa del combustible, 766 kg)     Vega-2: 3228 kg (masa sin combustible, 2462 kg)

         Masa del aparato de descenso                                   Masa del aparato de descenso
  con el sistema de ingreso a la atmósfera

                Vega-1: 1702 kg                                                      Vega-1, Vega-2: 761 kg

                Vega-2: 1698 kg

                                                           Masa del aerostato

                    122,75 kg                                                              21,74 kg (en vuelo)
  (en su ingreso a la atmósfera con paracaídas,
           sistema de llenado, lastre, etc)

El viaje a Venus era ya bien conocido por muchas estaciones espaciales Venera, desde la 2 hasta la 16, por lo que el vuelo se realizó prácticamente sin incidentes. La VEGA-1 requirió de 178 días para llegar a Venus mientras que la VEGA-2 lo hizo en 176 días.

2 días antes de iniciar su sobrevuelo sobre Venus se separó de la VEGA-1 el aparato de descenso mientras que el aparato espacial se dirigió a su trayectoria de sobrevuelo. A diferencia de maniobras similares realizadas en las estaciones Venera 11 a 14 la corrección de su trayectoria era parte ineludible de la maniobra gravitacional para continuar vuelo hacia el cometa Halley.

En el costado derecho pueden ver el desplazamiento del aerostato que asciende luego de arrojar su lastre (8)

El 11 de junio de 1985 el aparato de descenso de la estación VEGA-1 ingresó a la atmósfera en su lado nocturno. Después de separarse de el su semi-esfera superior, en la cual se encontraba el aerostato, cada parte realizó un descenso autónomo. Tras unos minutos comenzó el llenado del aerostato con helio. En la medida que se produjo el calentamiento del helio la sonda fue elevándose hasta alcanzar su altura calculada, de 53-55 km.

En este mismo momento, el aparato de descenso realizó además el descenso en paracaídas y simultáneamente entregó información científica al aparato espacial VEGA-1 con la consiguiente retransmisión de información hacia la Tierra. Dentro de 10 minutos después del ingreso a la atmósfera y a una altura de 46 km se produjo la liberación del paracaídas de freno, después de lo cual el descenso se produjo valiéndose del escudo de freno aerodinámico.

A una altura de 17 km la atmósfera de Venus presentó una sorpresa pues se puso en operación la señal de aterrizaje. Cálculos posteriores mostraron que una causa probable de la puesta en operación anticipada de la señal de aterrizaje fue la presencia de un flujo turbulento con una velocidad superior a 30 m/s (108 km/h). La activación de la señal de aterrizaje puso en operación el ciclograma de operación de los equipos en la superficie del planeta, incluyendo el equipo de toma de pruebas de superficie lo que significó que el equipo taladrara en el aire en vez de hacerlo sobre el suelo de Venus.

Después de 63 minutos de descenso el aparato alcanzó la superficie en un valle del hemisferio norte del planeta, en su zona ecuatorial, lo que puso en operación otros equipos.  La medición de temperatura indicó 476°C y una presión de 97 atmósferas, valor más elevado que mediciones anteriores dado que el aparato se posó en un punto situado a unos 600 metros bajo el radio medio del planeta. El tiempo de recepción de la información del aparato de descenso por la estación orbital se extendió a solo 20 minutos dado el ahorro de energía que requería la estación de sobrevuelo pues en ese momento sus baterías solares no estaban enfocadas hacia el Sol y debía ser sometida a una maniobra de corrección de trayectoria que consumiría combustible adicional.

Sin embargo, todos esperaban con ansias la señal del aerostato. Éste, después de alcanzar la altura donde comenzaría su deriva, encendió su transmisor y los radiotelescopios de todo el mundo comenzaron a recibir su señal. Para esto último se habían establecido 2 redes de radiotelescopios: Una soviética y otra internacional coordinada por el Centro nacional de investigaciones espaciales de Francia (CNES) que consideraba antenas situadas en Alemania federal, Australia, Brasil, Canadá, España, los Estados Unidos, Puerto Rico, Sudáfrica y Suecia.

Durante 46 horas tuvo lugar la recepción de las señales de la sonda aerostática que bajo acción del viento cruzó a lo largo del Ecuador completando una distancia de 11500 km y con una velocidad media de 69 m/s  (248 km/h) midiendo temperatura, presión, ráfagas de viento vertical e iluminación media. El vuelo de la sonda se inició en una región en medio de la noche concluyendo en un sector diurno del planeta.

Apenas esta primera sonda terminó su trabajo llegó a Venus la VEGA-2. El 13 de junio de 1985 se produjo la separación de sus aparatos de sobrevuelo y de descenso, y la primera se desplazó hacia su trayectoria de sobrevuelo.

El día 15 de junio se repitió la operación de la VEGA-1 y el aparato de descenso ingresó a la atmósfera de Venus. Comenzaría la recepción de su información hasta tocar superficie además de la separación del aparato que contenía el sonda aerostático. La única diferencia fue que la señal de aterrizaje comenzó a operar en el momento efectivo de contacto del aparato de descenso con la superficie de Venus. Por ello se pudo realizar análisis de suelo a 1600 km del lugar de aterrizaje de la VEGA-1, en una ladera del hemisferio sur del planeta, también de su sector ecuatorial, y en un punto que correspondía en términos de altura casi exactamente al radio medio del planeta. La temperatura alcanzaba 462°C y la presión 90 atmósferas. Su comunicación con el aparato de sobrevuelo, tal como en el caso de la VEGA-1, se detuvo a los 22 minutos por propósitos de ahorro de energía.

El segundo aerostato se desplazaría también a la deriva y a una altura de 54 km recorriendo casi 11 mil km durante 46 horas.

Por medio de ambos aerostatos se logró estudiar la circulación de la atmósfera de Venus a una altura de 54-55 km, donde la presión alcanzaba 0,5 atmósferas y la temperatura llegaba a 40°C. Esta altura correspondía al sector más denso de la cubierta de nubes del planeta, en el cual, como se suponía, deberían manifestarse de manera más clara los mecanismos que permiten un rápido giro de la atmósfera desde Este a Oeste en torno al planeta, en un fenómeno que se conoce como Super-rotación*.
*En la década de los ´60 los astrónomos notaron que la capa superior de nubes de Venus, en su región ecuatorial, se desplazaba a gran velocidad, superando con su velocidad la misma rotación del planeta. De hecho, realizaba un giro completo en torno al planeta en 4 días terrestres cuando, como hemos visto, al planeta le toma 243 días terrestres realizar una rotación en torno a sí mismo. La velocidad de estos vientos, que soplan de Este a Oeste, alcanzaba los 360 km/h mientras que en superficie no pasa de unos cuantos km/h o simplemente está ausente. 

Encuentro con el cometa Halley



Después de que las estaciones VEGA-1 y VEGA-2 sobrevolaron Venus y terminó el trabajo con las sondas aerostáticas se realizaron correcciones de trayectoria los días 25 y 29 de junio de 1985 para dirigir los aparatos hacia su encuentro con el cometa Halley en 1986.

El 10 de febrero de 1986 se realizó una corrección de trayectoria de la VEGA-1, que no fue necesaria con la VEGA-2 pues si bien estaba desviada de su trayectoria de encuentro con el cometa lo estaba dentro de límites aceptables.

Después de la corrección se desplegaron las plataformas de escaneo (ASP-G, arriba en diagrama), el 12 de febrero de la VEGA-1 y el 15 de febrero de la VEGA-2 y se realizaron las calibraciones de los sistemas de televisión y ASP-G.

El 4 de marzo de 1986, cuando la distancia entre la VEGA-1 y el cometa era de 14 millones de km, se realizó la primera sesión de comunicación. Luego de situar la plataforma hacia el núcleo del cometa se realizó una filmación con una cámara. En la siguiente sesión la distancia con el núcleo del cometa alcanzó los 7 millones de km, sin embargo, la culminación de la operación llegó el 6 de marzo de 1986. A 3 horas del acercamiento máximo con el cometa se encendieron los equipos científicos para investigar el cometa, cuando la distancia al cometa era cercana a 760 mil km. Por primera vez, un aparato espacial se encontraba a tan corta distancia de un cometa. Sin embargo, la VEGA-1 se acercó aún más al Halley, hasta alcanzar una distancia mínima de 8879 km.

Imágenes del núcleo del cometa obtenida por las sondas VEGA

Toda la información recibida por el aparato fue enviada a Tierra en tiempo real.

La extensión total de la sesión de sobrevuelo alcanzó 4 horas y 50 minutos, en el curso del cual el aparato espacial sufrió un fuerte impacto de partículas del cometa como resultado de lo cual la potencia de la batería solar cayó en casi un 45% y al final de la sesión de comunicación se produjo una falla en el sistema de orientación del aparato, lo que se corrigió el día 7 de marzo y permitió realizar otro ciclo de estudio del cometa, aunque ya desde otra posición.

El trabajo de la estación VEGA-2 se produjo de manera similar. La primera sesión se realizó sin problemas el 7 de marzo. Ese día el cometa fue estudiado simultáneamente por los 2 aparatos, pero desde distancias diferentes. En la segunda sesión, realizada el día 8 de marzo, no se pudieron obtener imágenes del cometa por fallas en la orientación de los equipos. El día 9 se mantuvo otra sesión pero media hora antes de alcanzar la distancia mínima con el cometa, de 8045 km, se produjo una falla en el sistema de control de la plataforma pero que fue reparada al poner en operación el sistema de reserva. El tiempo total de las sesiones de la VEGA-2 en torno al cometa alcanzó 5 horas y 30 minutos.

A pesar de la caída en la potencia de las baterías solares después del encuentro con el cometa, hasta un 45%, se realizaron otras 2 sesiones, los días 10 y 11 de marzo.

Como resultado de las investigaciones del cometa por las estaciones VEGA-1 y VEGA-2 se obtuvieron cerca de 1500 fotografías del Halley en conjunto con la recolección de otros datos científicos. Además, el trabajo de ambas estaciones en el programa internacional de estudio del Halley permitió a la sonda Giotto* llegar a solo 605 km del núcleo del cometa, aunque ya a 1200 km de distancia dejó de operar la cámara de televisión y la estación perdió su orientación.
*Estación automática espacial, con una masa de 960 kg, pertenenciente a la Agencia espacial europea (ESA) y que sobrevoló el cometa Halley. Su nombre proviene del artista renacentista, Giotto di Bondone (1266-1337) quien en su obra Adoración de los Reyes Magos representó al cometa Halley. Fue lanzada el 2 de julio de 1985 por medio de un cohete-portador Arian-1 cruzando a 596 km del núcleo del cometa en la madrugada del 14 de marzo de 1986. Para corregir su trayectoria utilizó los datos de las estaciones soviéticas Vega-1 y Vega-2. La cercanía de su vuelo con el núcleo del cometa le significó daños por sus partículas, lo que estropeó la cámara de la estación. Se mantuvo un tiempo desactivada hasta que en abril de 1980 se volvió a restablecer. El trabajo de la estación permitió establecer que el núcleo del Halley tenía dimensiones aproximadas de 15x8x8 km3 y que estaba cubierto por un polvo muy oscuro, con un albedo incluso más bajo que el carbón, de solo 2-4%

Otras 2 estaciones interplanetarias, del Japón, también realizarían sobrevuelos en torno al cometa, la primera de ellas el 8 de marzo y a una distancia de 150 mil km y la segunda, el 10 de marzo, a 7 millones de km.

Como resultado de estas acciones internacionales se realizó en Padua, Italia una conferencia internacional sobre los resultados del proyecto.

Las estaciones VEGA-1 y VEGA-2 continuarían su vuelo en una trayectoria heliocéntrica tras sobrevolar el Halley lo que les permitiría estudiar flujos de meteoritos tanto del cometa Halley como de otros orígenes. La última sesión de contacto con la VEGA-1 tuvo lugar el 30 de enero de 1987 mientras que con la VEGA-2 el último contacto se produjo el 24 de marzo.

En este momento, cuando parecía que las estaciones Vega abrían nuevas y atrayentes perspectivas los científicos e ingenieros soviéticos probablemente hubiesen tomado con humor si les hubiesen dicho que en el contexto del programa soviético de investigaciones planetarias quedaban apenas otras 2 campañas*.
*Se trata de las misiones realizadas en 1988 al planeta Marte y a su satélite Fobos, por medio de las estaciones automáticas Fobos-1 y Fobos-2, que además consideraban la investigación del Sol. La primera de ellas despegó el 7 de julio de 1988, y la segunda 5 días más tarde. Si bien se perdió contacto con la Fobos-1 el 2 de septiembre de 1988, antes de que llegase a Marte, producto de un error humano que llevó a la descarga de sus baterías solares, la estación sí logró obtener imágenes del Sol por medio de su telescopio solar. En tanto, la Fobos-2 logró llegar a Marte, siguiendo luego rumbo a Fobos, donde se perdió contacto con ella el 28 de marzo de 1989, después de haber realizado 37 fotografías de alta calidad entre 200 y 1000 km de altura.

Consecuencias

Las estaciones espaciales Vega serían las últimas misiones interplanetarias exitosas de la URSS, y de Rusia, sin considerar los programas ExoMars2016 *, donde predominó el aporte europeo.
*Programa conjunto de investigación de Marte entre Roskosmos, la agencia espacial rusa, y la Agencia espacial europea y cuyo propósito principal era la búsqueda de pruebas que demostraran la presencia de vida en otra época en el planeta. El primer aparato espacial del programa, con 4332 kg, despegó el 14 de marzo de 2016 desde el cosmódromo de Baykonur alcanzando la órbita de Marte el 19 de octubre del mismo año. Su aparato de descenso no logró un amartizaje controlado debido a una falla en su cálculo de altura que lo puso en operación  como si estuviera en superficie por lo que se deshizo de su paracaídas cuando se encontraba a una altura de entre 2-4 km, estrellándose contra la superficie del llamado planeta rojo a una velocidad de más de 300 km/h.

En relación a la investigación del Halley, se obtuvieron imágenes del núcleo del cometa y una serie de datos del medio que lo rodeaba.

Imagen del núcleo del cometa Halley obtenida por la VEGA-2, después de ser procesada.

Además, ambas estaciones Vega le prestaron apoyo de navegación al resto de la llamada "armada espacial" en torno al Halley, en la cual se consideraban 2 aparatos japoneses y la estación europea Giotto, que gracias a ese apoyo pudo acercarse al núcleo del cometa a una distancia de varias centenas de km. En esta armada espacial no hubo estaciones espaciales de los Estados Unidos, pues no contaron con financiamiento para un programa de investigación del cometa Halley.

Resultados científicos de la investigación de Venus

Los problemas con la telemetría no permitieron a la VEGA-1 entregara datos de temperatura durante su descenso en tanto que los datos de la VEGA-2 dieron cuenta de la presencia de una fuerte inversión de temperatura* a una altura de 62 km, con un valor mínimo de temperatura de -20°C.
*Brusco aumento de temperatura.

Las mediciones, con ayuda de un espectrómetro óptico, a alturas entre 63-30 km confirmaron la información sobre la estructura de su atmósfera, obtenida en misiones anteriores, en relación a la presencia de una tercera capa de nubes. Pero también en esta ocasión, como en las mediciones con la Venera-8, no se pudo encontrar un límite inferior preciso de la capa de nubes.

Se llevaron a cabo mediciones del tamaño de partículas de aerosol hasta 47 km de altura lo cual confirmó datos anteriormente obtenidos por los aparatos Venera y las sondas norteamericanas Pioneer-Venus, sobre la presencia de al menos 2 capas con partículas de distintas dimensiones.

Las mediciones de las Vega 1 y 2 estuvieron en acuerdo entre sí con las mediciones anteriores que daban cuenta que las capas de nubes son muy parecidas entre sí en distintos puntos de descenso de la atmósfera, con exclusión de la capa superior, en la cual la Vega-2 encontró aerosoles menos densos que la Vega-1.

Las partículas de dimensiones menores estaban compuestas de aluminio y/o cloruro de hierro. Al mismo tiempo, un 80% de las partículas de mayor tamaño y con forma esférica correspondían a ácido sulfúrico y el restante 20% a azufre compacto. La mayor cantidad de partículas de nubes se registraron en el intervalo 58-50 km.

Los cromatógrafos de las Vega-1 y 2 y del espectrómetro de masas de la Vega-1 por primera vez registraron directamente  la presencia de ácido sulfúrico, confirmando los resultados de las mediciones remotas y estimaciones previas a partir de los datos de los nefelómetros y de los espectrómetros Gamma. Se obtuvo información de la densidad de los aerosoles de ácido sulfúrico en el rango de altura 63-48 km, con un contenido de cerca de 1 milígramo de ácido sulfúrico por metro cúbico.

Los espectrómetros UV de ambos aparatos realizaron perfiles verticales del contenido relativo de dióxido de azufre que en las nubes superiores concordaban por completo con las mediciones remotas y con otros datos y caían a cero cerca de superficie. Además, se logró distinguir la posibilidad de la presencia de vapores de azufre atómico.

De acuerdo a los datos de las mediciones con ayuda de un higrómetro el contenido de vapores de agua era de 0,15% en niveles de 60-55 km y se reducía de manera relevante a alturas de 30-25 km. El hecho de que ese contenido de agua no correspondiera con otras mediciones podía significar que en las indicaciones del equipo pudieron influir otros componentes de la atmósfera.

La radiación solar UV era absorbida por completo bajo 10 km.

Aparatos de descenso en superficie

El aparato de descenso de la Venera-1 realizó un análisis de superficie solo por medio de un espectrómetro gamma pues el taladro no pudo operar, dado que se activó, en la atmósfera, por lo que no se realizó un análisis de rayos-X del suelo. En la Vega-2 el espectrómetro gamma, el taladro y el espectrómetro fluorescente de rayos-X operaron de acuerdo al programa y permitieron obtener importantes resultados.

Resultados de análisis del suelo en la Vega-2:

Silicio: 47%
Aluminio: 16%
Hierro: 8,5%
Magnesio: 11%
Calcio: 7,3%
Azufre: 7,3%
Etc.

Este análisis mostró que las rocas de Venus son pobres en hierro y magnesio pero son ricas en silicio y aluminio y que la composición es cercana a la de regiones montañosas de la superficie de la Luna. El muy elevado contenido de azufre podría ser indicador de rocas más antiguas.

Resultados de las mediciones de contenido de elementos radioactivos con ayuda de un espectrómetro gamma:
                                                      Contenido %
                                              Vega-1                   Vega-2
Potasio                            0,45 +-0,22            0,40 +-0,20
Uranio                             0,64 +- 0,47           0,68 +-0,38
Torio                                   1,5+-1,2               2,0 +- 1,0

Los resultados para potasio, uranio y torio fueron cercanos a los obtenidos a las Venera-9 y 10 pero diferían de la Venera-8 que indicó una concentración más elevada de estos elementos.

Aerostatos

El primer intento de lanzar un aerostato a la atmósfera de otro planeta resultó un éxito. Se realizaron las primeras mediciones de la atmósfera en la horizontal, suplementando los datos de múltiples mediciones de perfiles verticales, obtenidos por aparatos de descenso en la atmósfera y en superficie. La temperatura en el curso a la deriva de la Vega-1 fue constante e igual a 40°C, siendo 6°C más fría que las mediciones del aerostato de la Vega-2. Además, la atmósfera resulto más turbulenta que lo esperable pues los aerostatos fueron sometidos temporalmente a flujos descendentes y descendieron con velocidades de 1-3 m/s (4-11 km/h), a veces por varios km.

Pronto, tras la salida del Sol sobrevolando sobre las elevaciones de la Tierra de Afrodita, el aerostato de la Vega-2 penetró más de 3 km hasta un nivel con presión de 0,9 atmósfera, muy cercano al límite inferior de su zona de flotación antes de elevarse nuevamente. El aerostato de la Vega-1 se encontró con turbulencia especialmente intensa en un principio y luego muy cerca del final de su deriva.

El nefelómetro en el aerostato de la Vega-2 dejó de operar y los datos de mediciones del nefelómetro en el aerostato de la Vega-1 resultaron complejos de interpretar debido a problemas con su calibración. De todos modos, sus datos al parecer se encontraron en correspondencia con los datos de las mediciones de los nefelómetros de los aparatos de descenso de las misiones Venera y permitieron considerar que la capa media de nubes en la cual los aerostatos se desplazaron a la deriva era homogénea en dirección horizontal y no tenía discontinuidades.

Los fotómetros, en su movimiento hacia el terminador matutino, mostraron algunas variaciones en el nivel de iluminación que pudieron estar condicionados por la estructura irregular de las nubes situadas en un nivel más bajo. Y si bien se destacaron algunos destellos luminosos no se confirmó que tuvieran relación con relámpagos.

La Vega-1 cruzó el terminador matinal e ingresó al lado diurno del planeta después de 34 horas de desplazamiento a la deriva. El fotómetro de la Vega-2 no funcionó normalmente y sus datos al cruzar el terminador no fueron confiables.

Según los datos de las mediciones Doppler la velocidad del viento horizontal a la altura del desplazamiento a la deriva alcanzó hasta 240 m/s (864 km/h) concordante con los datos bien conocidos sobre la súper-rotación de la atmósfera. Se obtuvieron, además, evaluaciones de turbulencia atmosférica.

En conjunto, los resultados científicos de los vuelos de los aerostatos resultaron más que modestos pues no se obtuvo información radicalmente nueva sobre las propiedades de la atmósfera y de la capa de nubes.

Sin embargo, en círculos no científicos los resultados de la investigación de Venus quedarían opacados ante la operación de estudio del cometa Halley pues todo el mundo esperaba ver al cometa Halley a partir de las imágenes enviadas desde el espacio.

Misiones posteriores a Venus

Las investigaciones de Venus fueron continuadas por los Estados Unidos, país que entre 1990-1994 envió la estación Magellan* para sobrevolar e investigar el planeta, la última enviada a investigar el planeta Venus.
*Por Fernao de Magalhaes (Fernando de Magallanes, 1480-1521) marinero portugués quien dirigó la I expedición conocida en circunnavegar nuestro planeta, descubriendo el Estrecho que hoy llevo su nombres en los mares australes del Chile contemporáneo y quien fue el primer europeo en cruzar del Atlántico hacia el Pacífico.

Por medio del método de radiolocalización la estación espacial automática Magellan, de 3500 kg de masa, realizó una amplia y detallada cartografía del planeta Venus, la más precisa hasta el presente, contando con una resolución espacial de 100-300 metros y de 30-50 metros en sus mediciones de altura. Despegó hacia la órbita terrestre el 4 de mayo de 1989 por medio del transbordador espacial Atlantis luego de que el plan inicial para enviarla un año antes fuera postergado tras el accidente del Challenger, en enero de 1986. Llegó a la atmósfera de Venus el 10 de agosto de 1990. A septiembre de 1992 su labor había permitido cartografiar un 98% de la superficie del planeta. Posteriormente, se ocuparía de medir el campo gravitacional del planeta y realizar maniobras de vuelo, concluyendo con estudios de la atmósfera superior. La estación dejó de operar en octubre de 1994.

La cartografía de Venus realizada a partir de los datos de la estación Magellan permitió comprender mejor la geología del planeta. Así se estableció que la superficie del planeta tiene escasos cráteres de impacto por lo que debería ser relativamente joven en términos geológicos, contando con no más 800 millones de años, y está cubierta mayormente por materiales de origen volcánico. No se encontraron rasgos propios de la Tierra para discernir placas tectónicas*. A pesar de contar con una densa atmósfera, no se encontraron en Venus rastros relevantes de erosión eólica y se observó escaso desplazamiento de polvo y arena por el viento .
*Placas que conforman la litósfera, corteza superior de nuestro planeta, y que se desplazan sobre capas inferiores viscosas del interior de la Tierra.

Posteriormente, otras estaciones sobrevolarían Venus, la mayoría de las cuales no tendría como misión principal la investigación del planeta sino que valerse de el como parte de sus maniobras gravitatorias para alcanzar otros cuerpos celestes dejando en un rol secundario la realización de fotografías o mediciones de parámetros de la atmósfera superior del planeta.

Misiones que sobrevolaron el planeta



La estación Galileo fue bautizada en honor de Galileo Galilei, quien en 1610 descubrió 4 satélites de Júpiter. Su misión era investigar Júpiter y sus satélites. Iba a ser enviada a la órbita terrestre por medio del transbordador espacial, Space Shuttle pero tras el accidente del Challenger, en enero de 1986, postergó su salida al espacio hasta el 18 de octubre de 1989, cuando despegó con el Atlantis. Sobrevoló Venus y, luego, la Tierra en 2 ocasiones de modo de utilizar sus impulsos gravitatorios para llegar a la atmósfera de Júpiter el 7 de diciembre de 1995. Operó hasta 2003. Ha sido la única sonda que ha permanecido tan largo tiempo en la órbita de Júpiter y la única en enviar una sonda de descenso a su atmósfera. La estación envió más de 14 mil imágenes tanto de Júpiter como de sus satélites.

En julio de 1994 fotografió como el cometa Shoemaker-Levi*, fragmentado, impactaba la atmósfera de Júpiter, hasta ahora el único caso registrado de colisión de 2 cuerpos celestes en el Sistema Solar.
*Descubierto en la noche del 24 de marzo de 1993 por el geólogo norteamericano, Eugene Shoemaker junto a su esposa, y asistente, Carolyn Spellman-Shoemaker además del astrónomo aficionado canadiense, David Levy. Denominado Shoemaker-Levi 9 se constituyó en el noveno cometa periódico (con período orbital no superior a 200 años) descubierto por el matrimonio Shoemaker y David Levi. Poco después se descubrió que orbitaba más bien en torno al Júpiter que al Sol, a diferencia de los cometas conocidos en la época. Los cálculos de los astrónomos mostraron que en 1994 pasaría a una distancia de la superficie de Júpiter menor al radio del planeta lo que hacía muy probable una colisión y daría una oportunidad única de observar la colisión de 2 cuerpos estelares además de permitir comprender de mejor forma la atmósfera de Júpiter. El impacto, entre otras cosas, permitió comprender que la presencia de un cuerpo tan grande en el Sistema Solar como Júpiter servía como una especie de paraguas contra la caída de cometas y asteroides sobre nuestro planeta lo que había favorecido la aparición de formas más complejas de vida sobre la Tierra.



Cassini (imagen superior) fue una estación espacial automática, desarrollada entre la NASA, la agencia espacial europea y la agencia espacial italiana, y que fue nombrada en honor del astrónomo italiano, Giovanni Cassini*. La estación Cassini tenía como misión principal estudiar Saturno y enviar una sonda de 350 kg, denominada Huygens, que logró posarse en la superficie de Titán**, la mayor luna de Saturno, el 14 de enero de 2005, donde se encontró con una temperatura de -179°C. Como parte de sus maniobras de impulso gravitatorio para llegar a Saturno sobrevoló 2 veces Venus, en 1998 y 1999, para luego sobrevolar la Tierra y Júpiter, llegando a Saturno el 30 de junio de 2004, después de haber despegado el 15 de octubre de 1997. Continuó en operación en torno a Saturno hasta el 15 de septiembre de 2017.
*1625-1712. Fue el primero en estimar la velocidad de la luz, 220 mil km/s (valor real 300 mil km/s) además de calcular la distancia entre la Tierra y Marte y la Tierra y el Sol.
**Descubierta por el astrónomo neerlandés, Christiaan Huygens en 1655.



La estación espacial automática MESSENGER (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry and Ranging), de cerca de 1100 kg, fue enviada por la Nasa desde Cabo Cañaveral, el 3 de agosto de 2004 para la investigación de Mercurio, uno de los objetos menos estudiados del Sistema Solar dada la complejidad de maniobras gravitacionales que se necesita realizar para alcanzar su órbita. La Messenger realizaría 6 de tales maniobras lo que le permitió sobrevolar 2 veces Venus (octubre de 2006 y junio de 2007), en cuya segunda ocasión realizó 50 fotografías del planeta a una distancia entre 60-90 mil km de su superficie. Al mismo tiempo realizó un trabajo conjunto con otra estación, la europea Venus-Express, para estudiar la superficie de Venus pero que le sirvió también para revisar el funcionamiento de su equipamiento científico. El 14 de enero de 2008 realizó su primer sobrevuelo de Mercurio llegando a una distancia mínima de 200 km. A fines de 2014 se agotó su combustible lo que hizo imposible corregir su órbita, algo particularmente relevante dada la fuerte influencia gravitatoria del Sol en torno a Mercurio, lo que llevó a que el 30 de abril de 2015 se precipitara sobre la superficie de Mercurio.


En 2018 fue lanzada BepiColombo*, una misión conjunta que comprende 2 satélites, entre la Agencia espacial europea (ESA) y la JAXA (Agencia de investigación aeroespacial de Japón) para investigar Mercurio, planeta al que debería llegar en diciembre de 2025. Se espera que en su rumbo a este planeta realice 2 sobrevuelos en torno al planeta Venus entre octubre de 2020 y agosto de 2021.
*Nombrada en honor del matemático e ingeniero italiano, Giuseppe "Bepi" Colombo (1920-1984), quien desarrolló la teoría de maniobras gravitacionales que se utilizan en los vuelos espaciales hacia otros planetas y que fue utilizada por la Mariner-10 de los Estados Unidos, no obstante, este tipo de maniobras ya había sido utilizada por los rusos a fines de 1959, pero valiéndose del campo gravitacional no de un planeta sino que de la Luna, cuando enviaron a nuestro satélite natural la estación Luna-3

Otras misiones a Venus

El 9 de noviembre de 2005 despegó hacia Venus desde el cosmódromo de Baykonur un cohete-portador Союз-ФГ* con el aparato espacial Venus Express (VEX, de 1250 kg) de la Agencia espacial europea (ESA) la cual debía orbitar Venus para su estudio.
*Cohete-portador ruso de 3 etapas de 49,5 metros de longitud y 10,3 metros de diámetro y con una masa al despegue de 308-313 toneladas. Operó entre 2001-2019.



Su arribo al planeta se produjo el 11 de abril de 2006, consumiéndose en las profundidades de su densa atmósfera en algún momento durante la I mitad de 2015. La frecuencia del aparato fue recibida por las estaciones terrestres por última vez el 18 de enero de 2015.

Hoy Venus es explorado por los japoneses, quienes en 2010 enviaron al espacio el aparato Akatsuki*.
*Amanecer en japonés. Su denominación oficial es PLANET-C.



Con una masa en torno a 500 kg, es una estación automática interplanetaria enviada por la JAXA* para el estudio de la atmósfera de Venus, la cual fue enviada al espacio el 21 de mayo de 2010 desde el cosmódromo japonés de Tanegasima, estimándose que pasaría en la órbita de Venus por un período de 2 años. El 7 de diciembre de 2010 llegó a las inmediaciones del planeta pero la maniobra para poner la estación en órbita no logró su cometido debido a la falla de un motor de la estación. Esto se lograría solo 5 años más tarde, en diciembre de 2015, cuando la órbita elíptica de la estación la trajo de nuevo de vuelta a las cercanías de Venus lo que la transformó en el primer vehículo terrestre de un país asiático en orbitar Venus.
*Japan Space Exploration Agency, creada el 1° de octubre de 2003 a partir de otras 3 organizaciones espaciales previamente existentes.

Proyectos internacionales con participación de Rusia

Roskosmos junto con la  NASA planean enviar una estación automática interplanetaria de 12 mil kg, entre 2029-2031, la cual se denominará Венера Долгоживущая (Venus eterna) o Венера-Д (Venera-D) y que debería cartografiar nuevamente Venus, logrando una resolución mucho mayor que la obtenida por la sonda Magellan.


Este proyecto surgió a partir de un encuentro internacional realizado en 2012 entre científicos de Rusia, los Estados Unidos, Europa y otros países interesados en el estudio del planeta Venus que condujo a la creación de un grupo de trabajo conjunto entre distintos países, que incluían a Rusia y a los Estados Unidos. La misión considera el envío de una plataforma de descenso a la superficie de Venus, la cual debería operar un tiempo significativamente más extenso que otros aparatos que descendieron a su superficie. El proyecto considera también el envío de sondas para el estudio de la atmósfera de Venus, las cuales operarán cerca de 60 horas.

Tanto el envío a Venus como el aparato de descenso son responsabilidad de Rusia mientras que el aparato de sobrevuelo será responsabilidad de los Estados Unidos.

Al proyecto inicial entre Rusia y los Estados Unidos han ofrecido integrarse tanto Japón como Europa, con el aporte de diverso instrumental científico tanto para el aparato de sobrevuelo como el de descenso.

Se estima el desarrollo del proyecto completo para fines de la actual década estableciéndose el descenso sobre Venus en latitudes elevadas del planeta pues las estaciones soviéticas lo hicieron sobre el sector ecuatorial del mismo.

Se buscará establecer con mayor precisión la composición de su atmósfera a distintas alturas además de investigar su superficie. Se espera que la información recopilada permita comprender las causas de la desaparición del agua del planeta.

Los rusos cuentan también con otro proyecto, llamado Венера-Глоб (Venera-Glob) cuyo propósito es estudiar tanto la atmósfera como la superficie del planeta por medio de un aparato orbital de sobrevuelo, un aparato de descenso y módulos atmosféricos.

Se estima enviarla a Venus antes de 2025 y probablemente se desarrolle como un proyecto conjunto con otro proyecto europeo de investigación espacial, el European Venus Explorer o EVE, estimado para su envío a Venus en 2023.

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