sábado, 6 de diciembre de 2014

Estableciendo una red meteorológica en Marte

Autores: Alberto González Fairén, Javier Gómez Elvira y José Antonio Rodríguez Manfredi

El Centro de Astrobiología, en Madrid, está construyendo una red de laboratorios meteorológicos en Marte, enviados a bordo de diferentes misiones de NASA.

Cuando el rover Curiosity llegó a la superficie de Marte en el verano de 2012 y puso en funcionamiento su instrumental científico, un pequeño aparato de fabricación española comenzó igualmente a recoger datos. Era el instrumento REMS (iniciales de Rover Environmental Monitoring Station), encargado de reunir datos meteorológicos diarios y estacionales. Desde entonces, REMS ha suministrado ininterrumpidamente información acerca de la presión atmosférica, la humedad, la radiación ultravioleta, la temperatura del aire y del suelo, y los vientos en el cráter Gale. Por primera vez desde el programa Viking en los años 70, disponemos de datos meteorológicos continuos obtenidos desde la superficie de otro mundo. Y el desarrollo de los instrumentos que están haciendo posible esta investigación ha tenido lugar en España, gracias a la colaboración entre el Centro de Astrobiología (CAB, CSIC-INTA) y CRISA (grupo Airbus).

REMS está constituido por dos pequeños cilindros acoplados al mástil del rover (Figura 1), capaces de recoger información horizontal y vertical sobre la velocidad del viento, con el objetivo de caracterizar el flujo de aire cerca de la superficie marciana, desde brisas hasta pequeños remolinos o grandes tormentas de arena. El primer cilindro incorpora una serie de sensores de radiación infrarroja, que miden la intensidad de radiación en esta longitud de onda emitida desde el suelo de Marte, lo que permite estimar la temperatura de la superficie. El segundo cilindro apunta en la dirección de desplazamiento del rover, y mide la humedad atmosférica. Y los dos cilindros tienen sensores para medir la velocidad y temperatura del aire. Otro sensor situado en el interior del cuerpo de Curiosity, aunque expuesto a la atmósfera marciana, sirve para medir cambios en la presión atmosférica originados por el avance de frentes fríos o cálidos. Y finalmente, una serie de sensores situados en la plataforma del rover son sensibles a diferentes frecuencias de la luz solar, en el rango de la radiación ultravioleta. Los datos de REMS han confirmado que Marte es un planeta extraordinariamente frío y seco, bañado por radiación ultravioleta, y con notables variaciones circadianas y anuales en su presión atmosférica.

Figura 1: Los dos cilindros de REMS están situados
a metro y medio sobre el suelo y separados
por 120º  y 5 cm para evitar perturbaciones mutuas.
(© NASA/JPL-Caltech/INTA)

Los datos de REMS podrán ser comparados próximamente con los que recoja la segunda estación meteorológica española sobre Marte, TWINS (acrónimo de Temperature and Winds for InSight). InSight es una plataforma inmóvil de NASA que se posará sobre las planicies de Elysium en septiembre de 2016, con una misión nominal de aproximadamente dos años. TWINS (Figura 2), también desarrollado en el CAB, consiste igualmente en dos pequeños mástiles horizontales que recogerán información sobre la velocidad y dirección de los vientos, y la temperatura atmosférica. A pesar de que el lugar de amartizaje de InSight se encuentra próximo al cráter Gale, Elysium es una enorme llanura abierta a influencias ambientales regionales, mucho más expuesto que el interior del cráter Gale donde opera Curiosity. Por consiguiente, el análisis comparado de la información suministrada por REMS y TWINS podrá aportar nuevas perspectivas para comprender el clima actual de Marte, en general, y el exiguo ciclo hídrico entre el suelo y la atmósfera, en particular.

Figura 2: Representación artística de TWINS
montado en InSight. (© 
NASA)

Es posible que REMS y TWINS estén aún funcionando cuando llegue a Marte en 2020 la tercera estación meteorológica de fabricación española: MEDA (Mars Environmental Dynamics Analyzer, por sus siglas en inglés, Figura 3), también desarrollada en el CAB. En julio de 2014 NASA confirmó que MEDA viajará a bordo de su nuevo rover marciano, Mars2020. MEDA caracterizará los ciclos diurnos y estacionales del polvo ambiental, así como la presión atmosférica, las temperaturas del aire y del suelo, la humedad relativa, los vientos, y las radiaciones ultravioleta, visible e infrarroja. El lugar de aterrizaje de Mars2020 está aún debatiéndose; desde un punto de vista de la información meteorológica que suministrará MEDA, sería muy interesante que NASA eligiera un lugar lo más antipodal posible a Gale y Elysium (Figura 4). De esta forma, los datos regionales de REMS y TWINS podrían compararse a escala global con los de MEDA, para una mejor comprensión del clima marciano. El Centro de Astrobiología recogerá y estudiará los datos de REMS, TWINS y MEDA durante los próximos años, analizándolos en el contexto de la información recabada por el proyecto Viking hace 4 décadas, y configurando así el primer estudio meteorológico global y a largo plazo en otro mundo.

Figura 3: Esquema de MEDA. (© NASA)

Figura 4: Localización de los lugares de aterrizaje
de todos los rovers y landers sobre Marte.
El lugar de estudio de Mars2020 está aún por determinar.
(© NASA)

domingo, 9 de noviembre de 2014

Tectónica de placas (heladas) en Europa

Autor: Alberto González Fairén

Se han identificado indicios de un posible proceso de tectónica de placas en la luna de Júpiter Europa. De confirmarse, se trataría de la primera vez que se documenta este proceso en un cuerpo diferente a la Tierra.

La teoría de las placas tectónicas describe una corteza terrestre formada por al menos una docena de porciones diferenciadas, que son creadas en las cordilleras meso-oceánicas y destruidas en las fosas marinas vecinas a los continentes. Estas placas diferenciadas reposan sobre una capa de roca caliente y flexible, llamada Astenosfera, que fluye muy lentamente. El movimiento del material fundido de la Astenosfera fuerza a las placas superiores a moverse, hundirse o levantarse (Figura 1). De esta forma, se crea nueva corteza en los fondos marinos, se destruye corteza en las trincheras oceánicas, y se producen colisiones entre continentes que modifican el relieve: los continentes se unen entre sí o se fragmentan, los océanos se abren, y se levantan montañas.

Figura 1: Esquema del encuentro de placa oceánica
con placa continental en la Tierra.

El proceso de tectónica de placas sólo ha podido ser confirmado en la Tierra: aunque Mercurio, Venus y Marte presentan signos claros de actividad tectónica en sus superficies, no se ha podido demostrar de forma concluyente que ninguno de ellos haya tenido nunca un sistema de tectónica de placas. En octubre de este año, Simon Kattenhorn (Universidad de Idaho) y Louise Prockter (Universidad Johns Hopkins) publicaron los resultados de sus análisis morfológicos de la corteza de hielo Europa, que apuntan a un proceso de tectónica de placas en el satélite. Europa es uno de los cuatro grandes satélites de Júpiter, algo menor que nuestra Luna. Su estructura incluye un núcleo rocoso, un océano global que albergaría una cantidad de agua líquida varias veces superior a la de todos los océanos de la Tierra, y una corteza de hielo de agua (Figura 2). La superficie de Europa está surcada por fracturas y pliegues, y es conocido que algunos bloques de su superficie se han desplazado en el pasado (Figura 3).


Figura 2: Estructura interna de Europa.
(© NASA)

Figura 3: La superficie de Europa.
NASA/JPL/University of Arizona
)

Utilizando datos de la sonda Galileo, que estuvo en órbita de Júpiter de 1995 a 2003, Kattenhorn y Prockter encontraron claras evidencias visuales de procesos de expansión en la corteza de hielo de Europa. Su trabajo indica que muchas zonas de la superficie de Europa muestran evidencias de extensión, fundamentalmente en forma de gruesas bandas de material formado por hielo en la subsuperficie que asciende hasta la superficie a través de grandes fracturas en la corteza. Este proceso sería similar a la extensión de los fondos marinos en la Tierra. En nuestro planeta, a medida que nuevo material cortical es formado en las dorsales oceánicas, el material antiguo es destruido en las zonas de subducción, donde dos placas tectónicas convergen y una termina situada debajo de la otra.

Para realizar su trabajo, Kattenhorn y Prockter usaron la técnica habitual de intentar reconstruir la configuración inicial de los bloques de la superficie de Europa, para esbozar la configuración original de la superficie. Como resultado, encontraron que cerca de 20.000 kilómetros cuadrados de la superficie cercana al polo norte no se podían identificar. Este terreno perdido se habría movido bajo otra placa superficial, un escenario muy común en los límites tectónicos en la Tierra. De hecho, no aparecen cordilleras en la zona de subducción en Europa, lo que confirma que la placa fue forzada hacia el interior, en lugar de chocar y apilarse contra la placa superior. Además, los investigadores identificaron volcanes de hielo en la placa superior, posiblemente formados al fundirse el hielo de la placa inferior por la fricción generada en el proceso de subducción y ascender en forma de criolavas. La placa subducida habría quedado absorbida en la corteza de hielo de Europa, sin llegar a alcanzar el océano subsuperficial de Europa (Figura 4).

Figura 4: Reciclaje superficial en Europa.
(© NASA)

Un proceso de tectónica de placas en Europa ayudaría a explicar porqué su superficie es tan joven, menos de 90 millones de años según se estima por su tasa de craterización. Además, explicaría el proceso por el cual las masas de hielo de nueva creación encuentran su lugar en la corteza helada: Europa no aumenta de diámetro, y por lo tanto algún proceso de pérdida debe compensar la producción de nuevo material.

El proceso implicaría el movimiento de placas de hielo duras y frías, que reposarían sobre otra capa inferior de hielo menos frío y convectivo. El mecanismo por el cual este proceso de tectónica de placas pudo iniciarse, y las fuerzas que lo mantienen activo, están aún por definir. Posiblemente el calentamiento mareal debido al enorme campo gravitatorio de Júpiter tenga algo que ver, tanto en la dinámica cortical como en el mantenimiento del océano subsuperficial de Europa.

sábado, 4 de octubre de 2014

El agua de la Tierra es más vieja que el Sol

Autor: Alberto González Fairén

La mayoría del agua del Sistema Solar se originó antes de la formación del Sol.

Identificar el origen del agua sobre la Tierra es esencial para entender cómo se originan los entornos habitables y para predecir cómo de abundantes pueden ser en el Universo. En el Sistema Solar, el agua no se encuentra únicamente sobre la Tierra: también existe en cometas, meteoritos y lunas heladas, en algunos cráteres oscuros de Mercurio y tal vez incluso de nuestra Luna; y sabemos que fue mucho más abundante en el pasado en Marte y tal vez incluso en Venus (Figura 1).

Figura 1: Recreación artística de Marte con océanos.
(
© K. Gill, Web Odysseum)

Los cometas y los asteroides, al ser objetos primitivos que apenas han experimentado cambios desde el origen del Sistema Solar, proporcionan datos muy valiosos acerca de las condiciones ambientales de nuestro sistema planetario en su origen. Entre otras cosas, pueden aportar información acerca del origen del agua en el Sistema Solar, una cuestión que no ha encontrado aún una explicación definitiva. En su juventud, el Sol estaba rodeado por un disco de polvo y fragmentos rocosos, el disco protoplanetario, a partir del cual se originaron los planetas (Figura 2). Este disco protoplanetario era muy rico en agua, en forma de hielos. Al formarse la estrella y comenzar a irradiar, calentó la nube a su alrededor y la inundó de radiación, vaporizando los hielos y rompiendo las moléculas de agua en hidrógeno y oxígeno. Pero nunca ha estado totalmente claro si la mayoría de los hielos que estaban ya presentes en la propia nube molecular interestelar que dio origen al Sol permanecieron inalterados; o si, por el contrario, este agua fue masivamente destruida en la génesis del Sistema Solar y vuelta a formar por medio de reacciones químicas habituales en el disco protoplanetario.

Figura 2: Sistema Solar en formación.
(© LeviathanAstronomy.com)

En septiembre de este año, un equipo anglo-americano dirigido por Ilsedore Cleeves, de la Universidad de Michigan, publicó los resultados de sus investigaciones que apuntan a que la mayoría del agua del Sistema Solar se originó en forma de hielos en el espacio interestelar antes de la formación del Sol. El agua del Sistema Solar muestra un enriquecimiento en deuterio como resultado de procesos químicos producidos a bajas temperaturas. El equipo de Cleeves implementó modelos capaces de reconstruir las condiciones del disco de gas y polvo que formó el Sistema Solar.

Simularon un disco protoplanetario en el que todo el deuterio proveniente del espacio interestelar había sido eliminado por procesos químicos, y el sistema debía por tanto empezar de cero a producir hielos enriquecidos en deuterio, durante un periodo de simulación de un millón de años. Calcularon la cantidad de radiación que habría afectado al Sistema Solar en formación, tanto la proveniente del Sol joven como desde el espacio interestelar, y cómo esa radiación habría viajado a través de la nube protoplanetaria. Estas condiciones determinan cómo se forman nuevas moléculas de agua a partir de hidrógeno y oxígeno, y en particular la probabilidad de que estas moléculas incluyan deuterio. El objetivo era comprobar si el sistema simulado podría alcanzar proporciones deuterio/hidrógeno similares a las observadas en meteoritos, cometas y en el agua de los océanos de la Tierra.
 
Sus resultados demostraron que no: la abundancia de agua con deuterio era inferior a la que tiene el Sistema Solar hoy, lo que implica que una gran proporción del agua del Sistema Solar (hasta el 50% del agua de la Tierra y hasta el 100% del agua de los cometas) debe provenir de hielos interestelares originados antes de la formación del Sol, hace 4.600 millones de años. La confirmación o refutación de este modelo teórico se podrá obtener a partir del año que viene, cuando el nuevo radiotelescopio que está en construcción en el desierto de Atacama (Chile) empiece a estudiar los procesos químicos que suceden en los discos protoplanetarios (Figura 3).

Figura 3: Perspectiva del Atacama Large Millimeter Array (ALMA).
(© Bacri-Normier/ESO)

¿Por qué es importante saber si los hielos del Sistema Solar son más antiguos que el Sol o no? En palabras de Cleeves, “si el agua del Sistema Solar ha sido heredada del espacio interestelar, entonces es muy probable que hielos similares, junto con la materia orgánica prebiótica que contuvieran, sean abundantes en muchos de los discos protoplanetarios que observamos alrededor de otras estrellas (Figura 4). Pero si el agua del Sistema Solar se formó a partir de procesos químicos locales durante el nacimiento del Sol, entonces es posible que la abundancia de agua varíe considerablemente entre unos sistemas planetarios y otros, y que los procesos de formación del agua del Sistema Solar hayan sido específicos para esta región del Universo, lo que obviamente tendría implicaciones para el potencial del origen de la vida en otros lugares”. Por lo tanto, sus resultados indican que los hielos interestelares con un contenido abundante de moléculas orgánicas deben ser un ingrediente abundante en el espacio entre las estrellas.

Figura 4: Estrellas en la Nebulosa de Orión con discos
protoplanetarios, vistos por el telescopio espacial Hubble.
(© NASA)

martes, 23 de septiembre de 2014

lunes, 8 de septiembre de 2014

Actualización biografía Alberto González Fairén

Alberto González Fairén trabaja en el Departamento de Planetología y Habitabilidad del Centro de Astrobiología, en Madrid, España. Previamente fue investigador durante 2 años en el Departamento de Astronomía de la Universidad Cornell, en Nueva York; y durante 6 años en la División de Ciencias del Espacio y Astrobiología del Centro de Investigación Ames de la NASA, y en el Instituto SETI, ambos en San Francisco, California. Es Doctor en Biología por la Universidad Autónoma de Madrid (2006). Ha publicado 60 artículos de investigación, más de 150 artículos de divulgación, 3 libros, y ha presentado cerca de 100 trabajos de investigación en congresos en Europa y EEUU. Ha participado en expediciones científicas en España, Chile, Estados Unidos, Canadá y el Ártico. En 2012 fue galardonado con el Premio Urey a la excelencia investigadora en Ciencias Planetarias, otorgado por la Sociedad Astronómica Americana. Es miembro del IAG Planetary Geomorphology committee, perteneciente a la International Association of Geomorphologists; miembro del Habitability of Exoplanets Research Group, de la Washington State University; Editor Asociado de la revista Mars, The Internacional Journal of Mars Science and Exploration; y miembro del Consejo de Redacción de la revista Astronomía (España).

Alberto González Fairén
(© Cornell University
)

domingo, 7 de septiembre de 2014

Los barrancos de Marte: ¿formados por el flujo de agua o de CO2?

Autor: Alberto González Fairén

Los orbitadores que investigan la superficie de Marte han observado cambios geomorfológicos a pequeña escala, que podrían atribuirse al flujo de agua líquida.

En el año 2000, imágenes captadas por la sonda Mars Global Surveyor mostraron la presencia de estructuras en forma de barrancos de escala kilométrica, y que consisten en una cabecera que alimenta un canal, y que a su vez termina en un abanico deposicional (Figura 1). Se localizan en latitudes medias y altas, sobre todo en el hemisferio sur (las tierras altas de Marte). Su orientación es compleja. En el hemisferio sur, los que se encuentran a bajas latitudes están orientados hacia el polo sur, mientras que a latitudes superiores su orientación parece más aleatoria. En el hemisferio norte, por el contrario, tienden a orientarse hacia el ecuador. Son muy recientes, según se puede inferir de su excelente estado de conservación y del hecho de que carecen de dunas o cráteres de impacto superpuestos. Los barrancos del hemisferio norte están más degradados que los del sur, y en general los de las zonas polares se encuentran mejor preservados.

Figura 1: Barrancos en Marte. El primero por la izquierda
mide 150 metros de ancho
(© Parsons and Nimmo, 2010)

Estas estructuras fueron descritas inicialmente como prueba del flujo de agua líquida sobre la superficie de Marte en tiempos recientes, así como de la existencia de acuíferos a escasa profundidad. Sin embargo, la presencia y estabilidad del agua líquida sobre la superficie de Marte es un problema aún sin resolver. Algunos investigadores apuntaron la posibilidad de que cambios en la oblicuidad de la órbita de Marte en tiempos recientes hubieran proporcionado las condiciones necesarias para la fusión de hielo de agua subsuperficial y la excavación de los barrancos. En 2006 se observaron incluso cambios en algunos de los barrancos al comparar fotografías de los mismos lugares tomadas en 1999 y 2006 (Figura 2).

Figura 2: Formación reciente de un depósito
en Centauri Montes
(© MSSS/NASA)

El equipo de Colin Dundas, del Servicio Geológico de Estados Unidos, demostró en 2012 que los cambios observados en los barrancos están asociados de forma estacional con los ciclos de deshielo del CO2 congelado: analizando imágenes de alta resolución proporcionadas por la sonda Mars Reconnaissance Orbiter, descubrieron que la morfología de los barrancos cambia siempre como resultado del flujo de líquidos durante los inviernos. La fusión estacional del hielo de CO2 parece ser la única explicación posible a este fenómeno, ya que las bajísimas temperaturas de los inviernos marcianos imposibilitan el flujo de agua líquida, y el hielo de CO2 es muy común en la superficie de Marte. Este año han publicado un estudio aún más completo: después de examinar 356 barrancos en Marte, han conseguido registrar actividad posterior a 2006 en 38 de ellos. 

Sin embargo, en algunas laderas marcianas, se forman marcas lineales oscuras cuando la temperatura aumenta (Figura 3). El grupo de Lujendra Ojha, de Georgia Tech, localizó a principios de este año 13 regiones marcianas donde se forman estas líneas. Aunque no han encontrado evidencia de que las líneas oscuras estén relacionadas con la presencia de agua o de sales, sí han demostrado que aparecen preferentemente en zonas ricas en minerales con un alto contenido en hierro. La presencia de óxidos de hierro en estos minerales sugiere su interacción con agua líquida, posiblemente mezclada con sales. Por lo tanto, podrían existir flujos de agua líquida sobre la superficie de Marte hoy en día, que tal vez estarían jugando también un papel en la formación de los barrancos.

Figura 3: Líneas oscuras en Arabia Terra.
(© NASA)

Además, el equipo de Stephen Grasby, del Servicio Geológico de Canadá, publicó en septiembre de este año los resultados de sus investigaciones en algunos barrancos similares a los marcianos localizados en el Ártico (Figura 4). En el manantial situado más al norte de todos los conocidos en la Tierra, el agua fluye por la superficie en cantidades de hasta 520 litros por segundo y a una temperatura de hasta 9ºC, en un entorno definido por temperaturas medias anuales de -20ºC y precipitaciones de sólo 75 mm por año. Además, la región está dominada por una capa densa de permafrost de más de 400 metros. En este entorno análogo a Marte, el agua líquida puede fluir sobre la superficie y excavar barrancos gracias a un potente sistema de circulación subterránea de agua, que conecta la criosfera con la subsuperficie sin necesidad de invocar anomalías térmicas. ¿Podría estar sucediendo algo similar en Marte hoy en día?

Figura 4: Comparación de barrancos en la Tierra (izquierda)
y Marte
(© Grasby et al., 2014/NASA/JPL-Caltech/MSSS)

sábado, 6 de septiembre de 2014

Proyecto para la construcción de un banco de pruebas simplificado de motores cohete en Pipinas (Punta Indio, Buenos Aires)

(© CONAE)

(© CONAE)

(© CONAE)

(© CONAE)

Zona de lanzamiento de los vectores VEx, y futuro
emplazamiento del banco de pruebas de
motores de 30 tn de empuje en Pipinas.
(© Bing Mapas)

martes, 2 de septiembre de 2014

Imagen satelital del Banco de Ensayos de Motores en el Centro Espacial Teófilo Tabanera

Banco de Ensayos de Motores en el Centro Espacial Teófilo Tabanera de la Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE), en la provincia de Córdoba.

(© Bing Mapas)

(© CONAE)

Imagen original en Bing Mapas:

http://binged.it/1Cm2onP

domingo, 31 de agosto de 2014

El motor del VEx1 en banco de ensayos

Motor de 4 tn de empuje con “Thrust Vector Control” o TVC. Utiliza propergoles hipergólicos, hidracina y ácido nítrico rojo fumante (RFNA), y es del tipo presurizado.

Fue desarrollado por Pablo Reimonte, un destacado ingeniero aeronáutico egresado de la Universidad Nacional de La Plata (UNLP), y fue ensayado y puesto a punto en el Centro Espacial Teófilo Tabanera (CETT) de la CONAE en Falda del Carmen, Provincia de Córdoba. Fue construido con elementos provenientes de la UNLP, y de diversas empresas, como la cordobesa Metalúrgica Roma.

Según se sabe, el motor del VEx1 funciona a la “perfección” y cumpliendo con todos los requisitos, durante 50 segundos. Durante su funcionamiento la temperatura alcanza los 2.000 ºC.

Es interesante destacar que quien aparece al principio de este corto video, es Federico Carnevali, que vivió gran parte de su infancia en San Ramón de la Nueva Orán (Salta). En su adolescencia regresó a trabajar con su padre como mecánico agrícola. Decidió estudiar Ingeniería Mecánica Aeronáutica en el Instituto Universitario Aeronáutico de Córdoba, de la que se recibió en el año 2007. Hoy se desempeña como Operador del Banco de Carga de Propelentes y Jefe del Banco de Ensayos de Motores en el Centro Espacial Teófilo Tabanera de la Comisión Nacional de Actividades Espaciales (CONAE), en la provincia de Córdoba. 

El destacado ingeniero declaró con respecto a la exitosa prueba del vector VEx1B:  “Es una gran alegría, al principio lo tenía como un logro personal pero entiendo que es un gran paso para toda la Argentina, estamos entre los 10 países que pueden producir esta tecnología autónomamente… Es difícil explicar los que se siente, haber logrado estudiar, formar parte de este proyecto, lograr lo que hasta ahora logramos es inexplicable”. (radio10oran.com.ar)



(© CONAE)

(© CONAE)

sábado, 30 de agosto de 2014

Video institucional de CONAE sobre el VEx1B

Video institucional de CONAE sobre el VEx1B (Tronador II), en el programa del periodista Gustavo Sylvestre “Minuto Uno”, que se emite por la señal de C5N.



Video original y completo aquí:


Algunas capturas de este video:




martes, 26 de agosto de 2014

Pequeña turbina desarrollada en la UNLP

Pequeña turbina de 180 Kg de empuje a 12000 RPM, desarrollada en la UNLP por el Ing. Pablo Reimonte, un graduado de la carrera de Ingeniería Aeronáutica quien la construyó mientras cursaba la carrera.

El motor es un turbofán que consta de un compresor axial de 7 etapas, una cámara de combustión tipo anular y una turbina axial de reacción de flujo directo de 3 etapas; posee un sistema de lubricación forzada, con recuperación. El compresor consta de un total de 210 álabes y estatores; mientras que la turbina posee 72 álabes y estatores.

La longitud total del motor es de 1.33 metros, desde el cono de entrada al cono de salida y el diámetro de ingreso de aire primario al motor es de 27 centímetros y el del fan, aire secundario, es de 36 centímetros.

Finalmente, el Ing. Pablo Reimonte fue el responsable de diseñar el motor hipergólico probado en los vectores VEx1, en el marco del Proyecto Tronador II. La puesta a punto del motor construido por Reimonte fue realizada en el Centro Espacial Teófilo Tabanera de Falda del Carmen, Córdoba.

Turbina desarrollada en la UNLP. (© UNLP)

Otra vista de la turbina desarrollada en la UNLP. (© UNLP)

domingo, 24 de agosto de 2014

sábado, 16 de agosto de 2014

Se realizó con éxito un nuevo ensayo de las pruebas del lanzador de satélites Tronador II

El Ministerio de Planificación Federal, Inversión Pública y Servicios informa que esta tarde a las 19.25 se realizó con éxito en Pipinas, provincia de Buenos Aires, un nuevo ensayo de las pruebas del futuro lanzador de satélites 100 por ciento argentino Tronador II, con el lanzamiento del Vehículo Experimental VEX 1 B, que concretó la trayectoria programada volando durante 27 segundos y llegando a una altura máxima de 2200 metros.

Secuencia de lanzamiento del VEx1B. (© Infobae.com)

Este ensayo, para probar en vuelo el sistema de propulsión y el de navegación, guiado y control, todo de desarrollo nacional, sirvió para verificar la madurez tecnológica del Proyecto.

El ministro de Planificación Federal, Inversión Pública y Servicios, Julio De Vido, destacó que “esta prueba constituye un avance más en el camino hacia un desarrollo tecnológico soberano en materia de satélites” y recordó que “es posible por la política que puso en marcha Néstor Kirchner, que continúa la presidenta Cristina Fernández de Kirchner, de recuperar capacidades nacionales en sectores estratégicos para el país, como el aeroespacial, con el desarrollo de nuestro propio lanzador, Tronador II, y la construcción de nuestro primer satélite de telecomunicaciones Arsat 1, que será puesto en órbita en octubre desde la Guyana Francesa, además de los de observación de la tierra que podrá lanzar el Tronador II como la serie de arquitectura segmentada SARE”.

“Todos estos desarrollos 100 por ciento nacionales nos permitirán realizar solos una misión satelital completa, es decir, la construcción de los satélites y su puesta en órbita, que además nos permitirá poner en órbita satélites de terceros, convirtiendo a la Argentina en el único país del hemisferio sur con esa capacidad y uno de los 11 del mundo”, aseguró De Vido y recalcó que “con estas iniciativas se profundiza el proceso de industrialización de la Argentina de sectores de alto valor agregado y alta tecnología”.

El vehículo VEX 1B, es el segundo de una serie de 3 a 6 cohetes experimentales a lanzar como prototipos para perfeccionar el lanzador satelital Tronador II, y tiene una altura de 14,5 metros, equivalente a un edificio de 5 pisos, pesa 2,8 toneladas y alcanza una velocidad máxima de 828 kilómetros.

De acuerdo a los resultados se realizarán más pruebas hasta pasar a la etapa siguiente, el VEX 5 para luego pasar al Tronador II, que es el podrá colocar en órbita satélites de hasta 250 kilogramos y será lanzado desde Puerto Belgrano, en el sur de la provincia de Buenos Aires.

El ensayo anterior, el lanzamiento del vehículo VEX 1 A fue realizado en forma satisfactoria el 27 de febrero de 2014 y permitió verificar el funcionamiento correcto de todos sus sistemas y subsistemas por separado.

Mediante  estos vehículos experimentales se ensayan todas las operaciones requeridas para el lanzamiento de un sistema complejo, que permitirá acceder al espacio con tecnología propia. Una vez puestos en órbita, estos satélites brindarán información aplicable en agricultura, pesca, hidrología, gestión de emergencias, salud, entre otros fines.

Participan en este emprendimiento nacional, entidades públicas, empresas de base tecnológica y universidades, con un fuerte apoyo de la comunidad y la municipalidad de Pipinas, provincia de Buenos Aires; donde se emplaza el centro de ensayos de los vehículos experimentales en el área de Capetinas.

Fuente: Ministerio de Planificación (Argentina)

Secuencia del lanzamiento del VEx1B. (© CONAE)

El VEx1B en la plataforma de lanzamiento. (© CONAE)

El VEx1B en la plataforma de lanzamiento.
(© CONAE)

domingo, 20 de julio de 2014

Porqué capturar un asteroide no es una buena idea

Autor: Alberto González Fairén

NASA va a intentar capturar un pequeño asteroide cercano a la Tierra y resituarlo en una órbita estable más próxima a nuestro planeta, con el propósito final de que pueda ser visitado por astronautas. ¿Es este un proyecto viable y, sobre todo, necesario?

El 21 de marzo de este año, NASA anunció oficialmente el proyecto de capturar un asteroide de unos 7 a 10 metros de diámetro y 500 toneladas, y reposicionarlo cerca de la Tierra: la misión ARM (Asteroid Redirect Mission). El calendario concreto para esta iniciativa está aún sin definir, pero las fechas que se manejan incluyen el lanzamiento alrededor de 2019 de una nave capaz de recoger un asteroide de ese tamaño, y la visita de astronautas al asteroide en 2021 o 2022. La nave recogería el asteroide y lo situaría en un punto gravitacionalmente estable entre la Tierra y la Luna, o directamente en órbita lunar.

NASA ha comenzado ya los trabajos para identificar asteroides candidatos, y ha solicitado proyectos para definir el diseño de la nave. Todo ello enmarcado en el objetivo de la Administración Obama de enviar humanos a un asteroide antes de 2025. NASA considera más factible tecnológica y económicamente acercar un asteroide a los astronautas que llevar astronautas a un asteroide más lejano. El coste de ARM, hasta el punto de tener anclado el asteroide cerca de la Tierra, está presupuestado en un billón de dólares. Ciertamente una figura menor si se compara con el coste de desarrollar el programa Orión de naves tripuladas capaces de llevar astronautas más allá de la Luna, actualmente en proceso, y que está estimado en 35 billones de dólares. La cuestión es: ¿el proyecto ARM es necesario? ¿Va a aportar un avance científico significativo? Vamos a examinar las tres fases de la misión: identificación de asteroides, captura y reposicionamiento, y análisis in situ con astronautas.

La fase de identificación de asteroides parece, a priori, la más interesante del proyecto. Ya se han identificado 6 posibles candidatos para ARM (Figura 1), y se espera que la lista se incremente en uno más por año, aproximadamente, durante los próximos 4 años. La fase de captura y reposicionamiento está aún en proceso de definición, porque depende del tipo de objeto que finalmente sea seleccionado. Si se trata de un asteroide pequeño, se empleará un receptáculo capaz de englobar el objeto completamente y llevarlo hasta su nueva ubicación (Figura 2). Si se trata de un asteroide más grande, se empleará un sistema de agarre para extraer un bloque individual del tamaño requerido (Figura 3). En cualquier caso, el asteroide y la nave se llevarán hasta un punto donde puedan permanecer gravitacionalmente estables durante al menos mil años. Y la fase de análisis in situ con astronautas se realizará con una nave Orión, en una fecha aún sin definir claramente. El plan es realizar estudios directamente sobre la superficie y recoger muestras para traerlas de vuelta a laboratorios de la Tierra.

Figura 1: El asteroide 2011MD, un candidato para ARM.
(© NASA / JPL-Caltech / Northern Arizona University / SAO)

Figura 2: Captura de un asteroide pequeño.
(© NASA)

¿Qué problemas plantea, entonces, la misión ARM? En primer lugar, nadie duda de la importancia de rastrear nuestro entorno cósmico y conocer los objetos que nos rodean, para poder anticipar y evitar posibles grandes impactos. Pero esto es algo que ya se viene haciendo desde hace tiempo. El programa de búsqueda de objetos cercanos a la Tierra que actualmente tiene en marcha NASA está identificando cerca de 100 asteroides al mes, empleando telescopios terrestres (como el Catalina Sky Survey en Arizona o el Space Surveillance Telescope en Nuevo México) y telescopios en órbita (como NEOWISE). El programa SSA-NEO de ESA persigue objetivos similares.

Además, el anuncio de la misión ARM tuvo lugar apenas dos meses después de la caída de un asteroide en la región rusa de Chelyabinsk, que provocó heridas a más de mil personas y causó diversos daños materiales (Figura 4). Pero el asteroide de Chelyabinsk medía unos 17 metros de diámetro, demasiado grande para ARM. Por lo tanto, el rango de tamaños que puede considerar el programa de identificación de asteroides de ARM no incluye objetos que puedan suponer un peligro real para nuestro planeta. De hecho, la experiencia obtenida con la nave Hayabusa, de la Agencia Espacial Japonesa, en su misión al satélite Itokawa en 2005, confirmó que los asteroides grandes no son masas sólidas y uniformes, sino que están constituidos por una miríada de bloques de muy distintos tamaños unidos gravitacionalmente. Por lo tanto, cualquier experiencia que se obtenga con ARM sobre asteroides pequeños no servirá para incrementar nuestro conocimiento acerca de cómo proteger a la Tierra del impacto de cuerpos de gran tamaño, a los que sólo cabría intentar destruir.

Figura 3: Captura de un fragmento de un asteroide mayor.
(© NASA)






Por último, es cierto que el proyecto ARM va a dar un nuevo impulso al plan de exploración espacial con astronautas, y que está enmarcado en el desarrollo del programa Orión que devolverá a NASA su capacidad perdida de enviar humanos al espacio, aparte de que la misión tripulada de ARM sería la primera más allá de la Luna. Pero no es cierto que el programa ARM vaya a proporcionar nuevas experiencias útiles para abordar viajes tripulados a Marte, ya que al acercar el asteroide a la Tierra no habrá una diferencia significativa respecto a las experiencias adquiridas previamente en la Estación Espacial Internacional o en la Luna. ARM tampoco va a conllevar un incremento específico en nuestro conocimiento sobre el origen de la Tierra o de la vida: con el presupuesto de la misión ARM se podrían financiar varias misiones pequeñas no tripuladas a asteroides y varias decenas de campañas de exploración en la Antártida, que tendrían un retorno científico mucho más significativo.

En definitiva, existen diversas razones de peso para considerar que la captura de un asteroide y su reposicionamiento cerca de la Tierra no es una idea muy acertada. Y esta es una opinión bastante extendida entre la comunidad de científicos planetarios.

Figura 4: Rastro del meteorito de Chelyabinsk.
(© Adler Planetarium)
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