La NASA planea visitar un asteroide cercano a la Tierra

Agosto 26, 2011: Dentro de algunos años, una nave espacial de la NASA buscará los componentes esenciales de la vida en una palada de polvo de asteroide. La sonda OSIRIS-REx¹, cuyo lanzamiento está programado para septiembre de 2016, interceptará al asteroide 1999 RQ36, ingresará en órbita a su alrededor durante un año y luego usará un brazo robot para tocar su superficie.
"Lo llamamos 'toca y vete'", explica Michael Drake, quien es el investigador principal del proyecto en la Universidad de Arizona. "OSIRIS-REx se acercará a la superficie a una velocidad de 0,1 m/s (apenas 0,2 mph, lo que es menos de un décimo de la velocidad típica que llevamos al caminar) y, sin posarse sobre el asteroide, estirará su brazo robot, el cual está equipado con un recolector de muestras. Simplemente agitaremos la superficie del asteroide con nitrógeno extra-puro con el fin de revolver el material y capturarlo más fácilmente".

Un video en YouTube muestra cómo OSIRIS-REx se aproximará al asteroide, tomará muestras y las enviará en una cápsula de regreso a la Tierra. [Video en idioma inglés únicamente]

Los asteroides parecen tan carentes de vida como un cráneo de Yorick; sin embargo, el material de 1999 RQ36 podría guardar pistas sobre el origen de la vida en la Tierra.
Algunos científicos creen que la superficie de la Tierra sufrió una esterilización² poco después de su formación, hace unos 4.500 millones de años. Algunos planetoides y otros materiales sobrantes del génesis de los planetas cayeron posteriormente a la Tierra, convirtiéndola de este modo en un terreno árido, cubierto de cráteres. La tremenda energía cinética de las colisiones calentó a nuestro planeta hasta llevarlo al punto de ebullición.

"La Tierra en la 'hora cero' tenía una atmósfera de vapor que fue escurrida para formar un océano hirviente", dice Drake. "Imagine estar de pie sobre un lago de lava como los que hay en Hawái, solo que del tamaño de todo el planeta y con una profundidad de 966 kilómetros aproximadamente (600 millas). Usted y todo lo demás, incluyendo a cualquier material orgánico y organismos unicelulares, se convertiría en agua y dióxido de carbono. No existiría".
En este escenario, para iniciar la formación de la vida habría sido necesaria una infusión de material orgánico proveniente de cualquier fuente. Los componentes esenciales para la vida en nuestro planeta pudieron haber venido, al menos en parte, de los asteroides.
"Las observaciones llevadas a cabo mediante telescopios ubicados en la Tierra sugieren que el asteroide 1999 RQ36 es rico en compuestos con base de carbono, pero no sabemos con exactitud qué hay allí. ¿Son aminoácidos? Para averiguarlo, necesitamos traer una muestra a la Tierra, donde contamos con instrumentos sofisticados y exquisitamente precisos, además de que podremos ser capaces de reaccionar ante nuevos descubrimientos".
Obtener tales muestras es un punto clave de la misión OSIRIS-REx.

El brazo destinado a tomar las muestras de la sonda OSIRIS-REx agita una capa de suelo de un asteroide usando nitrógeno puro. [Video de 97 MB]

Tras su llegada al asteroide 1999 RQ36, en 2019, el conjunto de cámaras e instrumentos de la nave pasará un año fotografiando al asteroide y midiendo la topografía de su superficie, su composición química y sus emisiones térmicas, mientras que los radio detectores de la sonda proveerán mapas de la masa y de la gravedad. Esta información incrementará nuestro entendimiento de los asteroides y ayudará a que el equipo de la misión seleccione el mejor sitio para tomar muestras.
Al igual que el dios Osiris del antiguo Egipto, la misión OSIRIS-REx está asociada tanto a la muerte como a la vida, a nuestro destino como a nuestro origen. Esto es porque el asteroide 1999 RQ36 es el objeto cercano a la Tierra "que cuenta con más posibilidades de tener éxito" (respecto de cómo podría afectar nuestro destino). Tiene una probabilidad de 1 en 1800 de chocar contra la Tierra en el siglo XXII.
La evidencia sugiere que un asteroide de 9,7 km (6 millas) de diámetro chocó contra la Tierra hace 65 millones de años y ocasionó la extinción de los dinosaurios, alterando de este modo la historia de la vida. En vez de que prevalecieran los dinosaurios, surgieron los mamíferos, los cuales evolucionaron hasta convertirse en seres humanos.
"Somos la primera especie capaz de mitigar la extinción que pudieran ocasionar los asteroides", comenta Drake. "Con información suficiente, podemos predecir la órbita de un asteroide que represente una amenaza".
Si los investigadores pudieran determinar con precisión la trayectoria de un objeto cercano a la Tierra (Near Earth Object o NEO, por su sigla en idioma inglés), podrían tal vez encontrar una manera de desviar al objeto de una trayectoria de colisión con la Tierra. La nave OSIRIS-REx ayudará a la NASA a aprender cómo navegar cerca de un asteroide, sentando las bases para aterrizar sobre uno de ellos. Esto puede ser bastante complicado, si consideramos que los asteroides como 1999 RQ36 tienen muy poca gravedad.
"Si usted simplemente se empujara con un dedo contra su superficie, saldría volando hacia el espacio y ¡nunca regresaría!"
La nave espacial OSIRIS-REx, sin embargo, se mantendrá a corta distancia y sus cámaras nos proporcionarán asientos "del lado de la ventanilla" para visualizar sus delicadas maniobras de recolección de muestras. El equipo de la misión planea cubrir las operaciones casi en vivo. Pero la verdadera acción comienza, dice Drake, cuando la muestra regrese a la Tierra, en 2023.
Una futura historia de Ciencia@NASA explicará cómo se manipularán las muestras a su regreso a la Tierra y describirá algunos de los experimentos que los investigadores harán con ellas. Permanezca pendiente.

Créditos y Contactos
Autor: Dr. Tony Phillips Funcionaria Responsable de NASA: Ruth Netting Editor de Producción: Dr. Tony Phillips	Traducción al Español: Carlos Román Zúñiga Editora en Español: Angela Atadía de Borghetti Formato: Carlos Román Zúñiga

Más información
1.OSIRIS-REx es la sigla en idioma inglés de Origins-Spectral Interpretation-Resource Identification-Security-Regolith Explorer (en idioma español: Nave exploradora de regolito con capacidad de interpretación espectral y de orígenes, identificación de recursos y seguridad). Dante Lauretta, quien es el investigador principal a cargo de la misión, inventó el acrónimo mientras escribía una lista de objetivos para la misión. "Dante está interesado en la mitología egipcia. Se encontraba haciendo garabatos con una pluma y un anotador cuando se inclinó para mostrarme a OSIRIS y cómo cada letra representaba uno de los objetivos de la misión. No me di cuenta de su significado mitológico al principio. Pero estaremos tomando este material prebiótico del asteroide, pulverizándolo y distribuyéndolo a científicos en diversos puntos del planeta con el fin de que estudien de dónde venimos. La figura mitológica también fue dividida y distribuida".
"El OSIRIS de la mitología egipcia es el dios de la vida y de la fertilidad, el dios que enseñó a los egipcios la agricultura", dice Lauretta, también de la Universidad de Arizona. "Hay una analogía con la misión espacial propuesta del siglo XXI. Estamos observando el tipo de objeto que creemos que pudo haber traído la vida a la Tierra; es decir, objetos que sembraron la Tierra con las primeras biomoléculas, los precursores de la vida". Respecto del acrónimo, la "O" representa el tema científico: orígenes. En idioma inglés, "SI" representa "spectral interpretation" (representación espectral), ya que se tomarán imágenes del objeto cercano a la Tierra en diferentes longitudes de onda, para revelar su composición. "RI" representa "resource identification" (identificación de recursos), porque se hará un mapeo del telescopio con el fin de encontrar recursos de utilidad, como agua y metales. La última "S" representa "seguridad", o sea, aprender cómo predecir el movimiento detallado de los asteroides que se aproximan a la Tierra.
2. En este contexto, decir que "la Tierra fue esterilizada" no significa que la vida estaba presente en un principio. No hay evidencia alguna de la existencia de vida en el sistema solar antes de la formación de los planetas, de modo que probablemente no había nada para esterilizar", destaca el astrobiólogo Michael New, de las oficinas centrales de NASA. Simplemente significa que el intenso bombardeo y el calentamiento de la Tierra debido a los asteroides hubiese esterilizado cualquier forma de vida hipotética que hubiese estado entonces presente.
Créditos: El Centro Goddard para Vuelos Espaciales (Goddard Space Flight Center, en idioma inglés), ubicado en Greenbelt, Maryland, estará a cargo de la dirección general de la misión, de los sistemas de ingeniería, del aseguramiento y de la seguridad de la misión para OSIRIS-REx. La empresa Lockheed Martin Space Systems, con sede en Denver, construirá la nave espacial. La carga útil de la sonda OSIRIS-REx incluye instrumentos de la Universidad de Arizona, así como del centro Goddard, de la Universidad Estatal de Arizona, en Tempe, y de la Agencia Espacial Canadiense. El Centro de Investigaciones Ames (Ames Research Center, en idioma inglés), de la NASA, en Moffet Field, California, el Centro de Investigaciones Langley (Langley Research Center, en idioma inglés), en Hampton, Virginia, y el Laboratorio de Propulsión a Chorro (Jet Propulsion Laboratory, en idioma inglés), ubicado en Pasadena, California, también se encuentran involucrados en este proyecto. El equipo científico se compone de numerosos investigadores de universidades y de agencias privadas y del gobierno estadounidense. Esta es la tercera misión del Programa New Frontiers (Nuevas Fronteras), de la NASA. La primera, New Horizons (Nuevos Horizontes) fue lanzada en 2006. Esta misión volará hasta el sistema Plutón-Caronte, en julio de 2015, y después tomará como objetivo otro objeto del cinturón de Kuiper para su estudio. La segunda misión, Juno, será lanzada en agosto de este año para convertirse en la primera nave espacial en orbitar Júpiter de polo a polo y estudiar la atmósfera y el interior del planeta gigante. El Centro Marshall para Vuelos Espaciales (Marshall Space Flight Center, en idioma inglés), localizado en Huntsville, Alabama, dirige el programa New Frontiers para el Directorio de Misiones Científicas (Science Mission Directorate, en idioma inglés), en Washington.

Premios Nobel – Física 1908 (Gabriel Lippmann)

{ 2011 03 31 }

Premios Nobel – Física 1908 (Gabriel Lippmann)

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Tras disfrutar juntos con el Premio Nobel de Química de 1907, concedido a Eduard Buchner por su descubrimiento de la fermentación no celular, hoy continuamos nuestro largo periplo por los Premios Nobel de Física y de Química a lo largo de la Historia. Se trata en este caso de un premio de esos en los que se demuestran las vueltas que da la vida, un galardón de “múltiples ironías”: como Premio Nobel, el descubrimiento en cuestión se consideró en su momento como de una enorme relevancia… para luego ser casi olvidado ante otros más prácticos que él. Sin embargo, el uso de los mismos fenómenos físicos –y alguno más– reivindicaría unas décadas después el mismo descubrimiento, haciéndolo relevante una vez más como precursor de algo más grande.
Estoy hablando, por cierto, del descubrimiento realizado por el franco-luxemburgués Jonas Ferdinand Gabriel Lippmann, que obtuvo el Premio Nobel de Física de 1908, en palabras de la Real Academia Sueca de las Ciencias,

Por su método de reproducción fotográfica en color basado en el fenómeno de la interferencia.

A diferencia de otros años, en este caso queda clarísima la razón de otorgar el galardón, puesto que es algo muy concreto. Sin embargo, como siempre, volvamos hacia atrás en el tiempo para comprender el contexto y la relevancia del descubrimiento de Lippmann.

La fotografía tenía ya unas cuantas décadas aunque, por supuesto, en blanco y negro. Las primeras que conservamos, creadas por el francés Nicéphore Niépce, son de alrededor de 1825. Niépce, un genio que consiguió también crear el primer motor de combustión interna de la historia, el pireolóforo, denominó a sus primitivas fotografías heliografías, por escritura mediante el Sol y, aunque no eran de una gran calidad y requerían de un tiempo de exposición enorme, se trata de un logro excepcional y las bases de la técnica de Niépce son esencialmente las mismas que la de la fotografía posterior.

Nicéphore Niépce (1765-1833).
La idea es bien sencilla: introducir una placa cubierta de ciertos compuestos químicos en una cámara oscura abierta al exterior por un agujero que puede taparse a voluntad, y elegir compuestos químicos que sufren algún tipo de cambio al ser expuestos a la luz, de modo que pueda registrarse en qué puntos hubo mayor intensidad luminosa y en qué puntos menor. Una vez fijados los compuestos tras la exposición, de modo que no se siga produciendo ningún cambio químico ante la luz, basta volver a mirar la placa revelada para ver la escena a la que se expuso la placa originalmente: se ha logrado entonces “fijar” la escena permanentemente sobre un sustrato físico.
En el caso de las heliografías de Niépce, el compuesto químico era una disolución de betún y aceite de lavanda. Con él, el francés cubría una placa metálica, que introducía en la cámara oscura. Después exponía la placa a la escena a heliografiar, aprovechando una peculiaridad del betún así disuelto en aceite de lavanda: que se endurecía paulatinamente al recibir la luz debido a un cambio en su estructura química. Una vez había pasado el tiempo suficiente, Niépce lavaba la placa con más aceite de lavanda, que se llevaba consigo el betún aún viscoso pero que dejaba pegado a la lámina el endurecido debido a la luz. Así, se obtenía una placa en la que algunas partes mostraban el metal que había bajo la capa de betún –donde había desaparecido el compuesto– y en otras seguía habiendo betún.

Vista desde la ventana en Le Gras, una de las primeras heliografías de Niépce (c. 1826). Observa la luz blanca sobre las caras izquierda y derecha de los edificios debido al tiempo de exposición.
El resultado tenía “relieve”, y era posible luego crear grabados a partir de él. En fin, algo realmente maravilloso. El principal problema del método de Niépce era que el tiempo de exposición necesario era de unas ocho horas, ¡como para posar para una heliografía! De ahí que el retraro de arriba sea eso, un retrato, y que no dispongamos de heliografías del propio Niépce ni de ninguna persona. Eso sí, para tomar imágenes de objetos inanimados, como otros grabados o edificios, era estupenda… excepto que al tomar heliografías de exteriores, el tiempo de exposición era tan largo que las sombras iban cambiando a lo largo del tiempo según el movimiento aparente del Sol en el cielo, claro.
Pero, limitaciones aparte, el inventor francés había abierto el camino, y otros lo seguirían gustosos, probando con otros compuestos químicos que requiriesen de un tiempo de exposición menor. El propio Niépce era consciente de que su método del betún no era muy práctico por esa misma razón, y colaboró durante años con otro francés, Louis Daguerre, para conseguir tiempos más cortos. Unos años tras la muerte de Niépce, Daguerre consiguió un método más eficaz que empleaba, en vez de betún y aceite de lavanda, sales de plata y vapores de mercurio.
El sistema de Daguerre se hizo mucho más famoso que el de Niépce –injustamente olvidado–, y sus daguerrotipos causaron sensación. Para crearlos, Daguerre primero cubría una lámina de cobre con una sal de plata –yoduro de plata primero, posteriormente bromuro de plata–, y luego la exponía a la escena a registrar. En las zonas expuestas a la luz, parte de la plata se reducía a plata metálica en un proceso mucho más rápido que el endurecimiento del betún de Niépce –unos 30 minutos en vez de ocho horas–. Posteriormente se situaba la placa sobre mercurio caliente, de modo que el vapor de mercurio formaba una amalgama con la plata y se adhería a la placa metálica; finalmente, se disolvían las sales de plata que no habían sufrido ningún cambio químico, y se tenía un registro visual de la escena daguerrotipada.
El principal avance de Daguerre, el menor tiempo de exposición, supuso que uno de sus daguerrotipos contenga la primera imagen registrada directamente de un ser humano. Claro, media hora es bastante tiempo, pero en una de sus imágenes de 1838 del Boulevard du Temple, en París, el francés tuvo la fortuna de que, mientras exponía su placa a esa calle parisina, un transeúnte decidiese utilizar los servicios de un limpiabotas. La limpieza de las botas duró lo suficiente para que ambos, limpiador y limpiado, quedaran inmortalizados para siempre.

Boulevard du Temple (1838).
Posteriormente se desarrollarían métodos más eficaces que el de Daguerre, que obtenían negativos que luego se revelaban para producir la fotografía propiamente dicha, pero no quiero detenerme en eso, porque la base físico-química de todo el asunto es la misma que en el caso de los dos franceses Niépce y Daguerre: el cambio químico de una sustancia fotosensible. Sin embargo, aunque con los años se fue disminuyendo más y más el tiempo de exposición requerido, haciendo de la fotografía algo mucho más práctico, los sistemas posteriores seguían teniendo una limitación fundamental, idéntica a la de las heliografías y daguerrotipos.
Una sustancia fotosensible como el betún disuelto o las sales de plata podía no sufrir cambios –si no era expuesto a la luz o se correspondía con una zona oscura de la escena fotografiada–, sufrir cambios limitados si la intensidad luminosa no era grande, o sufrir un cambio muy notable si la intensidad era grande; idealmente, esto sucedía de manera razonablemente rápida y tenía una gradación suficiente para producir muchos matices entre la oscuridad total y una intensidad luminosa enorme… pero eso era todo. Se producían imágenes registradas en tonos de gris, es decir, lo que solemos llamar “en blanco y negro”. No había manera, si no se estrujaba uno la cabeza, de conseguir no sólo grados entre oscuridad y luz, sino calidades de luz, es decir, distinguir longitudes de onda para reproducir lo que realmente ve el ojo humano. Y a eso se dedicaron otros pioneros desde bastante pronto en la historia de la fotografía.
Existen varias maneras de obtener fotografías en color, pero la más evidente, la primera en ser planteada y la que, básicamente, utilizamos hoy en día, es lo que voy a denominar aquí fotografía tricrómatica para contraponerla a la maravillosa de Lippmann, de la que hablaremos en un momento. El primero en proponerla fue el genio escocés James Clerk Maxwell en 1855, pero muchos otros tuvieron la misma idea, parece que de manera independiente, en años posteriores.
Maxwell había estado estudiando, entre muchísimas otras cosas relacionadas, el fenómeno de la visión. Thomas Young había ya postulado a principios del siglo la existencia de tres tipos de fotorreceptores en nuestra retina, y Hermann von Helmholtz refinó la idea a mediados de siglo, de modo que Maxwell conocía bien la existencia de los tres tipos de receptores. Supongo que conoces más o menos de qué va este asunto, pero si no es así, puedes echar un ojo a la entrada sobre la visión de los toros, en la que abordamos la cuestión de la visión en color en algo más de detalle.
El caso es que Maxwell se planteó la siguiente posibilidad: a pesar de que los compuestos fotosensibles utilizados en fotografía sólo pueden responder a la intensidad de luz, y no su longitud de onda, sería posible fotografiar una escena no una vez, sino tres. Superponiendo un filtro de cada longitud de onda a la que tienen su sensibilidad máxima nuestros fotorreceptores, podríamos obtener tres fotografías en rojo, verde y azul, de modo que cada punto de la fotografía registraría algo parecido a lo que registrarían nuestros conos al ver la misma imagen. Si luego se superponían las tres placas fotográficas, como si fueran diapositivas semitransparentes, y una persona las miraba, vería otra vez la combinación de intensidad relativa de los tres colores primarios sobre cada punto, reproduciéndose así la imagen fotografiada, con sus colores, en el ojo.
El método de Maxwell no registraba, por tanto, todas las longitudes de onda de la escena, sino sólo tres, una nimiedad comparado con el total… pero una nimiedad suficiente para nuestro ojo, ya que funcionamos básicamente de la misma manera. Al ser nosotros seres tricrómatas, la “fotografía tricrómatica”, aunque no registre toda la información cromática de la escena, nos basta de sobra. El caso es que, aunque parece que la sugerencia del buen escocés fue olvidada en poco tiempo, en los años posteriores muchos otros tuvieron la misma idea –porque es de cajón, y no hace falta ser James Clerk Maxwell para que se te ocurra–, y diversos intentos de llevarla a cabo con mayor o menor éxito se fueron produciendo.
Al principio, claro, los fotógrafos hacían exactamente eso: tomar tres fotos diferentes de la misma escena con cámaras equipadas con filtros. Uno de los avances más obvios, ideado por el alemán Adolf Miethe, fue emplear una sola cámara con placas y filtros sobre rieles, de modo que pudiera bajarse la “placa que fotografiará el verde” junto con el filtro verde, ¡zas!, foto, luego subir ese y bajar el azul, luego el rojo, y así conseguir las tres fotografías en el menor tiempo posible. Porque el problema al principio, claro, es que si algo se movía entre una foto de un color y otra de otro, todo quedaba fatal…

Alim Khan, Emir de Bukhara, fotografiado por Prokudin-Gorskii, con las tres fotografías en cada longitud de onda a la derecha (1911).
De hecho, a principios del siglo XX un discípulo de Miethe, el ruso Sergei Mikhailovich Prokudin-Gorskii, se dedicó a recorrer el Imperio Ruso y documentar gráficamente sus viajes con fotografías tricromáticas, absolutameente maravillosas, aunque requiriesen, por supuesto, de un largo tiempo combinado de exposición, con lo que sólo se pudieran fotografiar personas que estuvieran posando cuidadosamente. Para llegar a la fotografía en color actual hacía falta tomar las tres fotos “a la vez”, claro… y eso es algo que lograron los hermanos Lumière con su Autocromo.
El Autocromo Lumière fue patentado por los geniales hermanos franceses en 1903, y aunque no me gusta tanto como el sistema ideado por nuestro héroe de hoy –a quien te prometo que llegamos en un par de párrafos, ¡paciencia!–, es innegable su genio. En vez de exponer tres placas fotográficas con sendos filtros a la escena a fotografiar, con el error inevitable que eso supone si algo se mueve entre unas y otras, los Lumière empleaban una sola placa y una sola fotografía en vez de tres.
Los hermanos empleaban una lámina de vidrio y una sal de plata… hasta aquí, nada sorprendente. Ahora bien, entre el vidrio y la plata interponían una capa de gránulos de almidón coloreados. Alrededor de un tercio de ellos estaban tintados de rojo anaranjado, otro tercio de azul violáceo y otro tercio de verde, y estaban mezclados aleatoriamente, de modo que la superficie del vidrio quedaba cubierta por una mezcolanza de minúsculos granitos de los tres colores. ¿Ves el genio de los franceses? Al tomar una fotografía, la luz debía atravesar los gránulos de almidón antes de llegar al sustrato químico que registraría la imagen, con lo que cada punto de la fotografía tenía su propio filtro minúsculo: dependiendo de qué gránulo tuviera delante, registraba la intensidad relativa de un color u otro.

Gránulos de almidón del Autocromo vistos al microscopio.
Dicho de otro modo, cada punto era realmente una fotografía monocromática, pero todos juntos eran una mezcla de la misma escena fotografiada en tres longitudes de onda diferentes. Al mirar luego la placa a través de la misma lámina con los mismos gránulos de almidón, el ojo percibía cada punto de un color determinado, y todos juntos producían una imagen en color maravillosa en la que se había registrado la información de los tres colores de manera simultánea, a diferencia de las fotografías de Miethe y Prokudin-Gorskii que los guardaban secuencialmente.

Margate Beach, autocromo de John Cimon Warburg (c. 1908).
El método de los Lumière se emplearía durante unas décadas hasta ser sucedido por otros que llevarían hasta la fotografía moderna. Como puedes ver, la fotografía tricromática venció, pues partía de una idea simple y eficaz, y era fácil de producir y, eventualmente, de copiar. Pero existía otro modo de producir color sin utilizar pigmentos de ningún tipo, ni filtros, ni nada parecido, con una sola fotografía… mas, ¡ay!, para dar con ese otro modo hacía falta saber mucha, mucha Física y, sobre todo, mucha teoría ondulatoria de la luz, una disciplina aún en ciernes. Volvamos, pues, unos años atrás, para conocer la otra rama de la fotografía en color.
Tenemos que retroceder hasta mediados de siglo y hasta investigaciones bien diferentes de las de Daguerre y compañía, ya que los descubridores de este “segundo método” de producir fotografías en color no estaban intentando eso en absoluto: se trató, como tantas otras veces, de pura suerte. El físico francés Alexandre-Edmond Becquerel –padre de un viejo conocido de esta serie, Antoine Henri Becquerel– se encontraba entonces realizando estudios de fotoquímica, es decir, cambios químicos producidos en distintos compuestos al exponerlos a la luz. Fue así como, por cierto, descubrió el fenómeno fotovoltaico que utilizamos hoy en día en las placas solares de ese nombre pero, como siempre, me voy por las ramas.
Becquerel estaba utilizando láminas de plata cubiertas con una capa de cierto grosor de una sal del mismo metal, cloruro de plata (AgCl), exponiéndolas a la luz. Al exponer estas láminas ante una escena determinada, el francés observó que no sólo se producían cambios químicos en la sal, sino que sobre la lámina aparecían los colores de la escena frente a la lámina. Sin embargo, cuando la lámina se llevaba a otra parte, o se dejaba de exponerla a la luz, los colores cambiaban o desaparecían — no se trataba de algo permanente. Becquerel no supo explicar la razón de este extraño fenómeno, ni consiguió hacer permanente el cambio.
Aunque otros físicos intentaron, en los años posteriores, explicar la razón de que apareciesen colores sobre las láminas de Becquerel, la cosa no estaba nada clara y, sobre todo, no parecía posible emplear el fenómeno para nada práctico. Hasta que, por supuesto, un individuo de inteligencia tan aguda como sus bigotes hizo su aparición en escena, levantó sus tupidas cejas y se puso a pensar en el asunto en 1886.

Gabriel Lippmann (1845-1921).
Gabriel Lippmann era por entonces profesor de Física en la Sorbonne de París, y acababa de ser nombrado miembro de la Académie des sciences francesa. Se trataba de un tipo interesado prácticamente en casi todo; entre otras cosas, ideó un electrómetro que empleaba el fenómeno de la capilaridad para detectar diferencias de potencial tan minúsculas que se empleó en el primer aparato de electrocardiograma de la historia, además de un dispositivo para observar los astros durante largo tiempo que compensaba el movimiento de rotación de la Tierra, de modo que los objetos en el firmamento mantuviesen su posición relativa durante horas.
Como puedes ver por sus descubrimientos, no se trataba de un físico teórico que se plantease responder a preguntas fundamentales sobre la naturaleza del Universo: era un tío práctico, que se proponía resolver un problema y aguzaba el ingenio hasta hacerlo así. En lo que a nosotros respecta en este artículo, el problema que intentaba resolver era el de registrar el espectro de la luz solar, con todas sus longitudes de onda, sobre una lámina fotográfica. Lippmann no deseaba conseguir una imagen tricromática, sino una imagen realmente multicromática, es decir, que registrase todas las longitudes de onda, no sólo algunas.
Para ello, el físico se fijó en los experimentos de Becquerel, y se puso a trabajar en dos aspectos fundamentales: por un lado, comprender cómo se habían formado los colores que veía el francés y, por otro, cómo conseguir fijar esos colores de manera permanente. Afortunadamente para él, en los años transcurridos entre el descubrimiento de Becquerel y 1886 la comunidad científica había alcanzado un conocimiento parcial de lo que sucedía en aquellas láminas coloreadas, y parecía claro que la interferencia tenía algo que ver. Lippmann avanzó aún más en el entendimiento del fenómeno, y en unos años alcanzó una respuesta que, si eres fiel seguidor de El Tamiz, seguro que te suena.
Lo que sucedía, de acuerdo con el luxemburgués, era que la luz estaba produciendo un cambio químico sobre el cloruro de plata, de un modo parecido al de las placas fotográficas normales, pero la luz no incidía sobre la capa de sal una vez, sino dos. La luz penetraba en la capa de AgCl, luego se reflejaba en la lámina de plata metálica que había detrás y que actuaba de espejo, y luego volvía a salir otra vez a través de la capa de AgCl. Pero mientras volvía tras reflejarse, se encontraba con la luz que estaba entrando en la lámina antes de rebotar: la luz estaba interfiriendo consigo misma, es decir, se estaban produciendo ondas estacionarias en la capa de sal.
Creo que la primera vez que hablamos de ondas estacionarias en El Tamiz fue al estudiar el pozo de potencial infinito pero, por si no leíste aquel artículo (no se trata de algo que pueda leerse sin bucear antes en otros, con lo que no doy por sentado que lo hagas), permite que te dé una breve explicación de este fenómeno ondulatorio. Cuando una onda se refleja en alguna parte y vuelve por donde vino, interfiere consigo misma. Como consecuencia, en algunos puntos se produce una interferencia constructiva, mientras que en otros hay una interferencia destructiva. De estos dos tipos de interferencia sí hemos hablado ya en esta misma serie al hacerlo de A. A. Michelson, con lo que no repito aquí los conceptos.

Onda estacionaria (en negro), resultado de la interferencia entre la onda incidente (azul) y la reflejada (roja).
El caso es que hay puntos, denominados nodos, en los que la interferencia es destructiva y no hay luz de ningún tipo. En esos puntos, por tanto, la capa de sal permanece intacta y no se produce ningún cambio químico en ella; por el contrario, en las crestas en las que la interferencia es constructiva, la intensidad luminosa será el doble que la inicial, debido a la suma de la onda incidente y la reflejada. Y la distancia entre un nodo y el siguiente (o entre una cresta y la siguiente) es la mitad de la longitud de onda de la onda inicial. Todo esto puede sonar a trabalenguas, pero el quid de la cuestión es el siguiente: en la lámina se forma una especie de “libro” con “hojas” alternas, paralelas, en las que hay plata metálica en una y no en la siguiente, sí en una y no en la siguiente, etc., y la distancia entre una hoja y la siguiente idéntica a ella es la mitad de la longitud de onda inicial.
Como ves, a diferencia de una placa fotográfica normal, hace falta pensar en tres dimensiones: sí, en unos puntos de la lámina habrá más luz que en otros y la exposición de la sal será mayor, pero además, para cualquiera de esos puntos, habrá una serie de “sub-puntos” dentro de la capa de sal en los que ha habido una mayor y menor exposición alterna. Pensemos en esto en términos de información de la imagen: la información de luz/sombra está ahí, igual que en las fotografías normales, en el hecho de que un punto sobre la superficie ha recibido más o menos luz. Pero, además, en las placas de Becquerel –y luego en las de Lippmann– hay una dimensión de información adicional — la distancia entre las “hojas” con puntos de luz y sombra alternos almacena la longitud de onda recibida, es decir, el color de la luz que incidió sobre la lámina.
Es más, ¡esta información está almacenada para cada color que incide sobre la lámina simultáneamente! Si nos fijamos en un punto determinado de la lámina, cuando éste recibe luz de varias longitudes de onda diferentes, unas no interfieren con otras –pues sus longitudes de onda son distintas–, pero cada una interfiere consigo misma tras reflejarse en la lámina, produciendo así su propia onda estacionaria. Si sobre un punto de la lámina incide luz de veinticinco longitudes de onda distintas, se producirán veinticinco series de “hojas” de luz y sombra –es decir, de mayor y menor cambio químico–, cada una de las cuales almacena la información sobre su longitud de onda particular.

Gabriel Lippmann en el laboratorio.
Una vez Lippmann hubo comprendido esto, se dedicó a intentar mostrar de nuevo esa información cromática almacenada en la lámina y a almacenarla de manera permanente. Registrarla permanentemente requería, básicamente, realizar un proceso de revelado que asegurase que el cambio químico producido no se volviera a deshacer al dejar de recibir luz, lo cual requirió de varios intentos con distintas sustancias y sustratos químicos. La visualización era, sin embargo, enormemente fácil: tan fácil que el propio Becquerel, sin comerlo ni beberlo, había visto los colores en sus propias láminas a pesar de no estar intentándolo.
El fenómeno se parece bastante, como seguro que recuerdas si eres un viejo del lugar, a cómo se ve un holograma. Cuando se hace incidir luz blanca sobre la placa de Lippmann –porque así se llaman estas placas, por supuesto–, la luz penetra en la lámina, se refleja en el metal que hay detrás y luego sale otra vez hacia tu ojo… pero no antes de toparse con las “hojas” alternas dejadas allí por el proceso de exposición original. Lo que pasa entonces, como sucede en un holograma, es que lo mismo que el patrón de interferencia produjo un patrón de cambios químicos sobre el sustrato, ahora el patrón físico sobre el sustrato produce un patrón de interferencia en la luz.
Al volver a tu ojo, la luz ya no es blanca: en cada punto de la lámina, sólo la luz que tenía la longitud de onda adecuada –la que coincidía con la correspondiente a las “hojas de luz y sombra” originales– vuelve a salir hacia tu ojo, con lo que en cada punto ves luz de las mismas longitudes de onda que produjeron el patrón de cambios químicos sobre la placa de Lippmann. En otras palabras, estás viendo de nuevo los mismos colores que recibió la placa al tomar la fotografía; al menos, idealmente, ya que en la práctica el bueno de George no tenía los medios físicos y químicos para conseguir el ideal, pero sí el mecanismo teórico para conseguirlo.

Loro, una de las primeras placas de Lippmann (1891).
Cinco años después de empezar a trabajar en ello, Lippmann produjo sus primeras placas en color. Los resultados pueden no parecer demasiado espectaculares, pero la relevancia del descubrimiento es extraordinaria. En 1891 anunció su logro a la Academia francesa, aunque seguiría perfeccionando el sistema durante años y, por supuesto, en 1908 recibiría el Premio Nobel de Física en honor a su descubrimiento.
Fíjate en dos cosas importantes: en ningún momento hemos hablado de pigmentos, ni tintes, ni filtros, ni nada. No hay “tinta de colores” ni nada parecido en la placa de Lippmann, sino que su estructura física microscópica –pues las longitudes de onda involucradas son minúsculas– hace que la luz blanca que llega a ella salga sólo en determinadas longitudes de onda. En esto se diferencia del Autocromo de los Lumière –que, por cierto, colaboraron con él para mejorar el sistema de Lippmann y producir mejores colores y mayor resolución– y de casi cualquier otro sistema de producir fotografía en color posterior.

Naturaleza muerta (entre 1892 y 1899).
Pero más importante aún es la segunda diferencia: el método de Lippmann no registra los colores “como los ve el ojo”, sino “como son de verdad”. Dicho de otro modo, no es fotografía tricrómata, sino multicrómata, y todas las longitudes de onda son almacenadas, no sólo tres. Aunque cuando la mires con tu ojo la imagen se parezca mucho a la de una fotografía contemporánea de ella en tres colores, la cantidad de información almacenada en una placa de Lippmann es enormemente mayor.
¿Por qué, entonces, seguramente nunca has oído hablar del pobre Lippmann? Pues porque sus placas tenían un par de problemas prácticos enormes. Por una parte, los tiempos de exposición a finales del siglo XIX para las fotografías “convencionales” eran ya muy cortos, y era posible tomar retratos de personas sin que tuvieran que posar durante mucho tiempo. Sin embargo, las placas de Lippmann requerían más tiempo: unos 15 minutos al principio, reducidos hasta alrededor de un minuto cuando recibió el Nobel. Harían falta mejoras que redujesen este tiempo de exposición necesario aún más; en palabras del propio Lippmann,

Sin embargo, aún queda por perfeccionarse [este sistema] en algunos aspectos. El tiempo de exposición (un minuto a la luz del Sol) es aún demasiado largo para un retrato. Era de quince minutos cuando empecé mi trabajo. El progreso puede continuar. La vida es corta y el avance lento.

El segundo problema es muy parecido al de los hologramas: debido al mecanismo de formación de la imagen al mirar una placa de Lippmann y al hecho de que los cambios químicos sobre la placa tienen una estructura tridimensional, con profundidad, son casi imposibles de copiar. Esto, seguramente más que la razón anterior, hizo que pronto se abandonase el método del luxemburgués en favor de los convencionales, y que este genio experimental quedase un poco olvidado. Sin embargo, al igual que los hologramas tienen valor práctico precisamente por la dificultad de copiarlos, tal vez se utilicen algún día imágenes de Lippmann como medidas de seguridad.

Saint Maxime (entre 1891 y 1899).
Los paralelismos entre los hologramas y las placas de Lippmann, por cierto, no acaban aquí. Una vez logró su propósito de registrar el espectro luminoso “completo”, este físico se planteó otro problema práctico: almacenar la imagen desde varios puntos de vista, de modo que al mirarla, por efecto de paralaje, el espectador pudiera percibir profundidad. El método que sugirió Lippmann era utilizar una multitud de pequeñas lentes que tomasen la imagen desde diversos puntos, pero no me dirás que no es interesante el hecho de que los hologramas resolvieran precisamente este problema.
El ideal de fotografía de Lippmann, por tanto, sería una “imagen completa” en cuanto al almacenaje de información sobre la escena se refiere: sus placas eran completas en cuanto a las longitudes de onda, mientras que nuestros hologramas lo son en cuanto a los puntos de vista. ¿Es posible combinar ambas técnicas para registrar una escena en todas sus longitudes de onda y desde todos los puntos de vista? El resultado sería impresionante, un almacenaje completo de la información visual de un lugar o un objeto. Tal vez algún día…
Como siempre, aquí tenéis el discurso de entrega del Premio, pronunciado el 10 de diciembre de 1908 por K. B. Hasselberg, por entonces Presidente de la Real Academia Sueca de las Ciencias:

Su Majestad, Sus Altezas Reales, damas y caballeros.
La Real Academia Sueca de las Ciencias ha otorgado el Premio Nobel de Física de 1908 al Profesor Gabriel Lippmann de la Sorbona por su método, basado en el fenómeno de la interferencia, que permite la reproducción de color en fotografía.
Antes incluso de 1849, cuando el arte de la reproducción fotográfica fue descubierto por esos pioneros de la Ciencia, Niepce, Daguerre, Talbot y otros, el problema de cómo registrar y fijar colores sobre una placa fotográfica estaba ya presente. Parecía que la respuesta estaba cerca cuando Edmond Becquerel mostró que una lámina de plata cubierta con una fina capa de cloruro de plata se coloreaba bajo la acción de la luz, con un color que se correspondía con el color de la luz utilizada. Esta observación no fue más allá. Becquerel no disponía de una explicación para el origen de los colores, ni consiguió un medio de fijarlos sobre la lámina. En poco tiempo desaparecían, con lo que su método, desprovisto de un uso práctico, no consiguió la atención que sin duda merecía.
Una explicación del origen de las imágenes en color de Becquerel fue proporcionada en 1868 por el alemán Wilhelm Zenker, y fue llevada más allá por el ganador del Premio Nobel, Lord Rayleigh. De acuerdo con esta explicación, los colores se deben a ondas de luz estacionarias que, mediante una acción química, forman gránulos de plata metálica a partir del cloruro de plata. El color es un fenómeno de interferencia producido por la reflexión de la luz sobre esta capa de plata.
El fenómeno se convirtió entonces en uno de interés teórico. Si podía confirmarse esta hipótesis, el trabajo de Becquerel nos proporcionaría más pruebas sobre la veracidad de nuestro concepto de luz considerada como el resultado de un movimiento vibratorio, ya que uno de los fenómenos fundamentales del movimiento vibratorio –la onda estacionaria– se habría verificado en el caso de la luz. Sin embargo, no fue hasta 1890 que Otto Wiener, mediante un experimento particularmente cuidadoso, consiguió pruebas concluyentes de que la hipótesis de Zenker era correcta.
Era entonces posible reproducir imágenes con colores más o menos exactos, pero no estables. También se había encontrado una explicación para el origen de estas imágenes. Aún no era el momento de hablar de la reproducción fotográfica de objetos con colores y de su fijación. Así estaban las cosas cuando el Profesor Lippmann, en 1891, comunicó a la Academia Parisiense de las Ciencias su trabajo sensacional sobre fotografía en color.
Las características principales del método de Lippmann son, sin duda, bastante bien conocidas. Se cubre una lámina de vidrio con una capa sensible a la luz, formada por una emulsión de gelatina, nitrato de plata y bromuro potásico. Sobre esta capa fotosensible se añade otra capa de mercurio, que forma un espejo. Esta lámina se expone dentro de una cámara oscura de manera que el lado de vidrio [el lado de la lámina que no ha sido cubierto con nada] se enfrenta al objetivo. Durante la exposición, la luz atraviesa primero el vidrio, luego penetra en la capa de la emulsión y finalmente se encuentra con la superficie reflectante del mercurio, que la devuelve hacia atrás.
La onda de luz incidente y la reflejada forman lo que se denominan ondas estacionarias, caracterizadas por una serie de máximos y mínimos de iluminación, separados unos de otros por media longitud de onda de la luz incidente. Una vez que se revela la placa, se fija y se seca mediante los procesos normales, se encontrarán en la lámina de gelatina planos de plata reducida cuyas distancias entre sí dependen de la longitud de onda — es decir, del color de la luz que produjo la imagen. Supongamos que se hace incidir luz blanca de la manera normal sobre una lámina fotográfica como las que acabamos de describir [después de haberla revelado, es decir, cuando ya tiene la fotografía fijada en ella]. El rayo será reflejado por los diferentes planos de plata y, siguiendo las leyes de la interferencia de la luz en láminas finas ya conocidas, la lámina aparecerá coloreada — y el color será el mismo que el de la luz que generó la impresión fotográfica original.
La reproducción de los colores se está llevando a cabo, por tanto, de la misma manera que sucede en las burbujas de jabón y las láminas delgadas en general, con un reforzamiento adicional del fenómeno por la existencia de planos sucesivos. El efecto del color en los experimentos de Lippmann no aparece, por tanto, como consecuencia de la existencia de pigmentos. Tenemos que conformarnos con lo que se denominan colores virtuales, inalterables en su composición y vívidos mientras la placa fotográfica esté intacta. Así, las fotografías de Lippmann salen favorecidas al compararlas con intentos posteriores de resolver el problema de la reproducción del color –las fotografías de los Lumière–, así llamadas fotografías de tres colores, obtenidas utilizando pigmentos, un descubrimiento extraordinario que, debido a lo simple del método involucrado, ha obtenido una gran popularidad bien merecida.
Una simple mirada a los trabajos de ilustración de nuestros días, tanto en el dominio de la ciencia como en el del arte y la industria, es suficiente para mostrar la importancia de la reproducción fotográfica en nuestros días. La fotografía en color de Lippmann supone otro paso adelante, de gran importancia, en el arte de la fotografía, ya que su método ha sido el primero en proporcionarnos los medios para mostrar a la posteridad, mediante imágenes inalterables, no sólo la forma de un objeto con sus luces y sombras, sino también sus colores.
A través de sus constante esfuerzo dirigido hacia este fin, y de su comprensión completa de todos los recursos que puede ofrecer la Física, el Profesor Lippmann ha creado este elegante método de obtener imágenes que combinan la estabilidad con el esplendor del color. La Real Academia de las Ciencias ha considerado este logro digno del Premio Nobel de Física de 1908.

Para saber más (esp/ing cuando es posible):

• Página oficial del Premio Nobel de Física de 1908
• Discurso de Gabriel Lippmann
• Gabriel Lippmann / Gabriel Lippmann

El texto de Premios Nobel – Física 1908 (Gabriel Lippmann) , por Pedro Gómez-Esteban, salvo donde se mencione explícitamente, está publicado bajo Creative Commons Attribution-Noncommercial-No Derivative Works 2.5 Spain License.

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Primeras imágenes de la totalidad del Sol tomadas por las sondas STEREO - Ciencia

Febrero 6, 2011: Es oficial: El Sol es una esfera.
El 6 de febrero, las sondas gemelas STEREO, de la NASA, se ubicaron en regiones opuestas del Sol y se encuentran ahora enviando imágenes de manera continua de toda la estrella (por el frente y por detrás).
"Por primera vez, podemos observar la actividad solar en su gloriosa tridimensionalidad", agrega Angelos Vourlidas, uno de los miembros del equipo científico de las naves STEREO, en el Laboratorio de Investigaciones Navales, ubicado en Washington, DC.
El domingo del Super Tazón ("Sun-day", en idioma inglés, el Día del Sol, naturalmente), la NASA dio a conocer un videoclip en 3D de las primeras imágenes:

Esfera solar mostrada por las sondas STEREO y el Observatorio de Dinámica Solar, el 31 de enero de 2011. Debido a que, en ese momento, la separación de las naves espaciales STEREO era poco menor que 180 grados, una estrecha brecha en el extremo alejado del Sol ha sido interpolada con el fin de emular la vista completa de 360 grados. La brecha, así como la calidad de la imagen del lado alejado del Sol, mejorarán con el transcurso de los días y las semanas. [Videoclip de YouTube] [Videoclip completo de 42MB]

"Se trata de un gran momento para la física solar", comenta Vourlidas. "Las naves STEREO han mostrado al Sol como realmente es: una esfera de plasma caliente e intrincados campos magnéticos entretejidos".
Cada sonda STEREO fotografía la mitad de la estrella y envía las imágenes hacia la Tierra. Los investigadores combinan las dos vistas para crear una esfera. Sin embargo, no se trata de imágenes regulares. Los telescopios de STEREO se encuentran "sintonizados" para detectar radiación en cuatro longitudes de onda del ultravioleta extremo. La selección de dichas longitudes se basa en la necesidad de registrar puntos clave de actividad solar como las llamaradas, los tsunamis y los filamentos magnéticos. Nada escapa a su atención.
"Con datos como estos, podemos volar alrededor del Sol para observar lo que está ocurriendo mas allá del horizonte (sin jamás abandonar nuestros escritorios)", comenta Lika Guhathakurta, científica del programa STEREO, en las oficinas centrales de la NASA. "Esto podría conducirnos a lograr avances significativos en la física solar y en la predicción del tiempo en el espacio".

Concepto artístico de las sondas STEREO rodeando al Sol.[Más información]

Considere lo siguiente: En el pasado, una mancha solar activa podía emerger sobre el lado más alejado del Sol, completamente escondida de la vista desde la Tierra. Luego, la rotación del Sol podría haber hecho girar tal región hacia la dirección sobre la que se encuentra nuestro planeta, eyectando llamaradas y nubes de plasma, con poca advertencia.
"Nunca más", agrega Bill Murtagh, científico adjunto del Centro de Predicción del Clima Espacial de la Administración Nacional Oceánica y Atmosférica (NOAA, por su sigla en idioma inglés), ubicado en Boulder, Colorado. "Zonas activas del extremo alejado ya no pueden tomarnos por sorpresa. Gracias a las naves STEREO, sabemos cuándo vienen".
La NOAA se encuentra actualmente usando modelos tridimensionales de las eyecciones de masa coronal (nubes de plasma de miles de millones de toneladas eyectadas por el Sol). Dichos modelos son proporcionados por las naves gemelas STEREO con el fin de mejorar las predicciones del tiempo en el espacio para las aerolíneas, las empresas de electricidad, los operadores de satélites y otros clientes. La visión completa del Sol debería mejorar la calidad de tales predicciones aún más.
Los beneficios de las predicciones no se encuentran limitados solamente a la Tierra.
"Con este modelo global ejemplar, ahora podemos también registrar las tormentas solares que se dirigen hacia otros planetas", menciona Guhathakurta. "Esto es importante para las futuras misiones de la NASA a Mercurio, a Marte, a los asteroides...etc".

La observación de las tormentas solares desde dos perspectivas distintas ha permitido a los pronosticadores realizar modelos dinámicos tridimensionales de las eyecciones de masa coronal (CME, por su sigla en idioma inglés), mejorando de este modo las predicciones de eventos de impacto con la Tierra. Crédito: NOAA/SWPC [Videoclip]

La NASA ha estado trabajando para presenciar este momento desde octubre de 2006, cuando las sondas STEREO partieron desde la Tierra, se separaron y se embarcaron hacia lados opuestos del Sol (Videoclip). El 6 de febrero de 2011 fue el momento de la "oposición"; es decir, el momento en el cual las sondas STEREO-A y B se encontraban a 180 grados de distancia una de la otra, cada una con una visión de un hemisferio distinto del Sol. El Observatorio de Dinámica Solar de la NASA (SDO, por su sigla en idioma inglés), el cual se encuentra en órbita alrededor de la Tierra, también está monitorizando al Sol las 24 horas del día, los siete días de la semana. Trabajando en conjunto, la flotilla STEREO-SDO debería ser capaz de fotografiar toda la esfera solar durante los siguientes ocho años.
La nueva visión del Sol podría revelar conexiones anteriormente inadvertidas. Por ejemplo, los investigadores han sospechado durante largo tiempo que la actividad solar puede ser de "tipo global", con erupciones en ambos lados del Sol que se alimentan y disparan unas a otras. Ahora verdaderamente pueden estudiar el fenómeno. La Gran Erupción, ocurrida en el mes de agosto de 2010, fue acompañada por docenas de llamaradas que interaccionaban, ondas de choque y burbujeantes filamentos, fenómenos que cubrieron alrededor de 2/3 de la superficie estelar. La mayoría de la actividad estaba oculta de la línea de visión desde la Tierra; sin embargo, fue claramente observable para la flotilla STEREO-SDO.
"Hay demasiadas piezas fundamentales involucradas en el rompecabezas de la actividad solar", comenta Vourlidas. "Por medio de la monitorización de todo el Sol, podremos encontrar las piezas faltantes".
Los investigadores comentan que estas primeras imágenes son apenas una muestra de lo que está por venir. Videoclips de mayor resolución y más actividad serán dados a conocer en las próximas semanas, a medida que se procesen más datos. ¡Manténgase alerta!

Créditos y Contactos
Autor: Dr. Tony Phillips Funcionaria Responsable de NASA: Ruth Netting Editor de Producción: Dr. Tony Phillips	Traducción al Español: Rodrigo Gamboa Goñi Editora en Español: Angela Atadía de Borghetti Formato: Rodrigo Gamboa Goñi

Más información
Descargue una sesión autoguiada de información científica que explica esta histórica "Primera vez" (en idioma inglés).
Observatorio de Relaciones Solares - Terrestres –Página oficial de las naves gemelas STEREO.
Observatorio de Dinámica Solar –Página oficial del SDO.

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El Sistema Solar – Europa | El Tamiz

{ 2010 07 07 }

El Sistema Solar – Europa

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En el anterior artículo de la serie El Sistema Solar, uno de muchos dedicado al sistema joviano formado por el gigante Júpiter y todos sus cuerpos asociados, exploramos el más cercano al planeta de los cuatro satélites galileanos, Ío, que como recordarás resultó ser un lugar tremendamente violento, más extraño en algunos aspectos que muchas novelas de ciencia-ficción. El satélite que estudiaremos hoy –el segundo de los cuatro descubiertos por Galileo– no se le queda corto, y en parte esto se debe a las mismas razones que hacen especial a Ío. Hablaremos de la misteriosa Europa.

Europa, fotografiada por Galileo (NASA).
Como mencionamos al hablar de Ío, el día 7 de enero de 1610 el genial italiano Galileo Galilei dirigió su telescopio a Júpiter y descubrió

[...] tres estrellas en el firmamento que se mueven alrededor de Júpiter, del mismo modo que Venus y Mercurio alrededor del Sol.

Sin embargo, había algo que se escapaba a Galileo: las lunas visibles con su telescopio eran cuatro, no tres. Dio la casualidad de que, en el momento en el que el italiano miraba hacia Júpiter esa noche, las posiciones de Júpiter I y Júpiter II –como las denominaría Galileo– eran prácticamente idénticas, con lo que le parecieron la misma luna. Afortunadamente, estos satélites tardan bastante poco tiempo en dar una vuelta a Júpiter, y cuando Galileo apuntó su telescopio hacia él la noche siguiente, ambas lunas se mostraron como puntos de luz diferentes.


Las cuatro lunas galileanas, observadas con un telescopio óptico terrestre (http://www.desert-astro.com).
El nombre de la nueva luna se lo dio, como en el caso de las otras, Simon Marius. Como en el caso de Ío, es probable que Marius descubriera Europa independientemente de Galileo, con lo que podría caber duda sobre quién debería tener el honor de nombrarlas… pero, aunque mis simpatías están con Galileo, debemos rendirnos a la evidencia: ¿Europa o Júpiter II? Nuestro amado italiano era un genio, pero no para los nombres. El de esta luna proviene, como en tantos otros casos, de una amante mitológica de Júpiter, la noble fenicia Europa, que Zeus se llevó al huerto tras raptarla convertido en toro.

De roof van Europa, de Rembrandt, 1632.
De cualquiera de las maneras, Galileo, Marius y sus coetáneos pudieron ya estimar el período de Europa alrededor de su amante: unos tres días y medio, el doble que el de la más cercana Ío. El radio de la órbita resultó ser de unos 671 000 km, unas 1,6 veces el de la órbita de Ío (unos 420 000 km). En otras palabras, Europa tiene una situación orbital como la de Ío… pero menos intensa. Con esto quiero decir que, al igual que Ío, esta segunda gran luna de Júpiter se encuentra a una distancia pequeña del monstruo, y por lo tanto, comparte algunas de las características de Ío, fundamentalmente dos: la atracción gravitatoria del Leviatán domina la física de este satélite, y se encuentra inmerso en la tormentosa magnetosfera joviana, con lo que su superficie está sometida a impactos de partículas muy energéticas constantemente.

Tamaños comparados de la Tierra, nuestra Luna y Europa (NASA).
Como consecuencia de su pequeño tamaño y escasa distancia al planeta –y esto les sucede a los cuatro satélites galileanos, como también a nuestra propia Luna– Europa presenta siempre la misma cara hacia Júpiter, es decir, su período de rotación es de unos tres días y medio, igual que el de traslación… o, al menos, casi casi igual; como veremos luego, hay, o ha habido en el pasado, alguna variación en este período, y la razón puede ser interesante y alentadora. En cualquier caso, la diferencia es minúscula si existe, de modo que si estuvieras sobre la superficie de Europa, Júpiter siempre ocuparía el mismo lugar en el firmamento, o no lo verías jamás si estuvieras “de espaldas” a él.

Además, aunque no voy a repetir esto en detalle porque hablamos de ello en el artículo anterior, la razón de que Europa tenga un período doble que Ío se debe, como demostró el perspicaz Marqués de Laplace, a que ambas lunas se encuentran en resonancia orbital. Europa es una de las responsables, de hecho, de que Ío sea tan peculiar como es, debido a su influencia gravitatoria sobre su hermana mayor –porque Europa es la pequeña, como veremos luego–… pero la influencia es recíproca, y Europa también sufre consecuencias debido a esta resonancia e interacción con las demás lunas.
Pero claro, como he dicho antes, se trata de una situación más suave que la de Ío. Europa tiene una excentricidad bastante más pequeña que su hermana, es decir, su órbita es más circular y menos “alargada”, y además está más lejos de Júpiter, pero sigue habiendo diferencias sustanciales en la atracción gravitatoria de Júpiter en unos puntos y otros de su órbita. Como resultado de esto, el interior de Europa seguramente sufre un calentamiento leve pero continuo debido a las deformaciones elásticas en su órbita, mucho menos intenso que el de Ío pero que puede tener consecuencias determinantes para las características de este satélite.
Tras las observaciones de Galileo, Marius y otros, avanzamos bastante poco en nuestro conocimiento de Europa a lo largo del tiempo, ya que su tamaño angular es muy pequeño y es difícil detectar características sobre su superficie con telescopios que no sean extraordinariamente potentes. Lo que sí fue posible estimar relativamente pronto fue su tamaño: unos 3 100 km de diámetro, la más pequeña de las cuatro lunas galileanas. Midiendo su interacción gravitatoria con las otras lunas fue posible también tener una idea acerca de su masa: 4,8·10²² kg, alrededor de la mitad que la de Ío. Europa es, de hecho, más pequeña aún que nuestra propia Luna, pero es un lugar bastante más interesante por la combinación de dos factores: su distancia al Sol y su cercanía a Júpiter. ¡Pero, una vez más, paciencia, que vamos poco a poco!

Si llevas tragándote este ladrillo de serie desde hace tiempo, ya sabes cuánto hubo que esperar para obtener información más detallada sobre los satélites jovianos. Hacía falta ir hasta allí para observarlos de cerca, y eso sucedió en la década de los 70 con las Pioneer 10 y 11. Desgraciadamente, estas dos sondas no llegaron demasiado cerca de Europa, y no obtuvieron imágenes extraordinarias de la luna –puedes ver la mejor de ellas a la derecha–, aunque sí mucho mejores que cualquier cosa que hubiéramos podido ver antes con nuestros satélites terrestres. Además, las medidas tomadas por las Pioneer nos permitieron conocer la densidad de Europa, unos 3 000 kg/m³, lo cual significaba que estaba fundamentalmente compuesta de silicatos, como casi todos los planetas y satélites rocosos, probablemente con un núcleo metálico.

Como puedes ver justo arriba, las Voyager también tomaron algunas fotografías de Europa, algo mejores que las de sus predecesoras, pero que aún no tenían la suficiente resolución para ver la luna en todo su esplendor.

Galileo durante su preparación (NASA).
De modo que no hubo más que esperar de nuevo, hasta que Galileo alcanzó el sistema joviano en 1995, y sí, entonces sí: esta sonda nos regaló con imágenes, como la del principio del artículo, que cortan el aliento por su belleza. Una belleza gélida, extraña y cubierta de misteriosas cicatrices, que en vez de aclarar nuestra idea de Europa hizo brotar multitud de preguntas nuevas. Deléitate con la siguiente imagen, tomada por Galileo el 7 de septiembre de 1996, durante su segunda órbita alrededor de Júpiter, a una distancia de unos 680 000 km de Europa:

Europa, vista por Galileo (NASA).
Las fotos de Galileo nos mostraron un satélite de un color muy claro, con un albedo de alrededor del 67% (es decir, que refleja dos terceras partes de la luz que recibe), uno de los mayores de cualquier luna –aunque más adelante en la serie conoceremos otras aún más “blancas”–. La superficie de la luna es básicamente una corteza de hielo de H₂O con trozos de rocas y polvo cubriendo determinadas zonas, lo que le da a algunas regiones ese color terroso. El hecho de que Europa tuviera hielo no debe resultar sorprendente, dada la enorme distancia al Sol: la temperatura máxima sobre su superficie es de unos -150 °C, y la mínima son unos gélidos -223 °C. De modo que no sólo estamos hablando de hielo, sino de un hielo extraordinariamente frío y compacto.
Un año antes de que Galileo tomase la foto de arriba ya teníamos algunos datos preliminares sobre la atmósfera –por decir algo– de Europa, tomados por el telescopio espacial Hubble, y confirmados por la propia Galileo in situ. Como era de esperar por su minúsculo tamaño, Europa no tiene una atmósfera digna de ese nombre: la presión es una billonésima parte de la presión atmosférica sobre la superficie terrestre. El poco gas que hay es fundamentalmente O₂, pero, antes de que lances las campanas al vuelo, recuerda que estamos hablando de una presión minúscula, comparable a la que obtenemos en tubos de vacío en la Tierra.
El oxígeno atmosférico de Europa no es de origen biológico, sino que es el resultado del constante bombardeo que recibe la luna por parte de electrones muy energéticos e iones, como le sucedía a Ío, aunque en menor medida. Europa recibe unos 540 rem al día, la mitad de radiación ionizante que su hermana mayor, pero esto es suficiente para disociar moléculas de H₂O del hielo de su superficie de manera constante. El hidrógeno así extraído de la superficie es tan ligero que escapa de Europa en poco tiempo y forma una nube en su órbita y, finalmente, es disociado de nuevo y sus iones contribuyen a los cinturones de partículas cargadas que rodean Júpiter, de modo que Europa es –aunque mucho menos intensamente que Ío– una fuente de materia para esta “tormenta de partículas” que bombardea las diversas lunas de esta región, incluida ella misma.
Pero el oxígeno es más pesado y dura más tiempo en la tenue atmósfera de la luna — de ahí su abundancia relativa frente al hidrógeno. Es más, parte del oxígeno disociado de las moléculas de agua parece quedar “atrapado” en el hielo, en forma de O₂ y no ya como parte del H₂O, y este hecho puede ser de una importancia enorme, como veremos dentro de un momento, para las posibilidades de vida indígena en este satélite.
La mayor parte del polvo y rocas que cubren parte del hielo de Europa proviene, por su distribución, de impactos con objetos de distinto tamaño: la casi inapreciable atmósfera de la luna no es capaz de protegerla contra esos impactos, con lo que se va “ensuciando” poco a poco. Sin embargo, a pesar de una edad de varios miles de millones de años, Europa sigue siendo relativamente “blanca”, lo que indica sin lugar a dudas que su superficie tiene que renovarse con relativa frecuencia. Con las estimaciones actuales de frecuencia de impactos, la superficie helada de Europa debe de tener una edad de entre 20 y 180 millones de años, lo cual, aunque parezca mucho tiempo, es un respiro comparado con la vida de la propia Europa y el Sistema Solar en general; Europa tiene una piel joven y tersa para su edad.

Lineae sobre la superficie de Europa (NASA).
Pero, además de la juventud relativa de su superficie helada, había más cosas sorprendentes en las imágenes de Galileo. Lo más llamativo de todo, que seguro has notado ya en las dos fotos de arriba, son esas cicatrices algo más oscuras que cubren la luna, denominadas lineae (líneas). Hay líneas de distintos tamaños, algunas de varios cientos de kilómetros de longitud y hasta 20 km de anchura. Como puedes ver en la más ancha de la imagen de arriba, a menudo tienen una línea más clara en el centro, lo que muestra hielo relativamente “nuevo”, geológicamente hablando, claro, e indica que no se trata de “arañazos” por objetos externos, sino más bien de grietas debidas a procesos internos.
La causa más probable de estas grietas es el afloramiento de materia más caliente desde el interior, o bien tras la fractura de la capa helada, o bien como causa de esa fractura como sucede en las dorsales oceánicas terrestres. Naturalmente, aquí no se trata de lava basáltica como en la Tierra, sino de hielo menos frío y rígido que el de fuera –algo bastante fácil, dada la temperatura de la superficie–. Este afloramiento lento pero constante de hielo nuevo –y la desaparición lenta del antiguo– explica la juventud de la superficie helada de Europa, pero genera preguntas nuevas; en este caso, una tiene fácil respuesta y la otra lleva a conclusiones muy interesantes.
La pregunta de respuesta sencilla es ¿por qué asciende hielo menos frío? El responsable es, como casi siempre, Júpiter. Como hemos dicho antes, aunque no tan intensamente como Ío, Europa está sometida a deformaciones constantes debidas a su órbita y la interacción gravitatoria con el Gigante y las otras lunas. Esto significa, por un lado, que la superficie sufre tensiones repetidas en direcciones determinadas que acaban agrietándola, y por otro, que su interior está a una temperatura bastante alta, lo suficiente para generar corrientes ascendentes de hielo más cálido que el de fuera. Esto explica bastante bien la existencia de las lineae y lo que vemos en su interior. Y así llegamos a la segunda pregunta que nos lleva al gran misterio de este satélite, y a nuestra gran esperanza.
Dado que la órbita de Europa sigue un ritmo muy predecible, y que las afloraciones de hielo templado desde el interior se deben a fuerzas de deformación que se producen siempre igual, las lineae de Europa deberían ser más o menos paralelas unas a otras, y efectivamente, así es… para las más jóvenes. Pero, según miramos líneas más antiguas al lado de las más modernas, se van inclinando más y más, de modo que algunas forman ángulos casi perpendiculares a las más modernas, y el ángulo parece tener que ver con la edad de la línea. Sin embargo, Europa siempre mira, como nuestra Luna, a su planeta, con lo que… ¿cómo diablos puede haber líneas casi perpendiculares entre sí, y qué tiene que ver la edad con la orientación?
La respuesta que satisface al mayor número de planetólogos es que la superficie helada de Europa no está fija a su interior rocoso, sino que es muy probable que haya una capa de agua líquida entre ambos; esa capa permite deslizarse a la corteza helada independientemente del interior de Europa, y produce el lento “giro” de las lineae de manera periódica. Y, de ser cierto esto, haría de Europa un lugar increíblemente especial en el Sistema Solar, pues sería el único lugar, además de nuestro planeta, donde sucede esto. Piensa un momento en la relevancia de este hecho: cuando hablamos de océanos en Marte, por ejemplo, estamos haciéndolo de océanos que existieron muchos millones de años antes de que el ser humano existiera en nuestro propio planeta; pero, cuando hablamos de agua líquida en Europa, se trata de algo que fluye ahora mismo, mientras lees estas líneas.
Pero la inclinación paulatina de las lineae no es el único dato que apunta a un océano líquido bajo la superficie (los científicos no son tan fáciles de convencer de casi nada). Antes siquiera de que hubiéramos visto estas misteriosas líneas, el cálculo de la energía calorífica producida por las continuas deformaciones de Júpiter sugería ya que la temperatura en el interior de la luna sería suficientemente alta para que existiera agua líquida. La pregunta era si esas temperaturas se alcanzarían muy por debajo de la superficie rocosa, de modo que sobre ella sólo hubiera hielo, o si el suelo rocoso estaría lo suficientemente caliente todavía como para que existiera agua líquida sobre él, más caliente cerca de la roca y más y más fría hacia arriba, hasta convertirse en hielo lo suficientemente lejos.

Modelos del interior de Europa: hielo hasta el final (arriba) u océano líquido (abajo) (NASA).
Dicho de otro modo, el cálculo teórico a partir de la energía disipada en las deformaciones deja claro que el hielo que vemos es el más frío en Europa, y si fueras haciendo un túnel hacia abajo, cada vez estaría más caliente, pero ¿llegarías a encontrar agua antes de llegar a la roca, o simplemente hielo más templado? Ésa es la pregunta del millón, y la inclinación de las cicatrices de Europa nos hace sospechar que sí encontrarías agua. Además de esa pista, Galileo descubrió que Europa tiene, además de un pequeño campo magnético propio, otro inducido por Júpiter que sólo sabemos explicar si suponemos que existe una capa conductora a no mucha profundidad bajo la superficie visible del satélite: y el único candidato que parece tener sentido para eso es un océano de agua salada, pues las mayores concentraciones de metales, dada su densidad, están probablemente en el núcleo de Europa.
De hecho, algunos de los modelos utilizan una capa de hielo externa muy fina, pero los más aceptados son los modelos de “hielo grueso”. ¿Qué es lo que encontrarías si hicieras un agujero en el hielo de la superficie de Europa, si estos modelos de hielo grueso son ciertos? Algo que, como suele pasar en esta serie, deja a las películas de ciencia-ficción como cuentos de niños.
Para que te hagas una idea, el hielo de la Antártida terrestre llega a estar a unos -89 °C; el hielo de Europa, en los lugares más soleados y tórridos, está a -150 °C y es tan duro como una roca, y deja al hielo antártico como una nievecilla primaveral. En la Antártida, si hicieras un túnel hacia abajo en el hielo, tendrías que excavar hasta un máximo impresionante de 4,5 km para alcanzar la roca. Pero en Europa, si hicieras el mismo túnel, lo único que verías es más hielo… pero hielo algo más templado que arriba. Poco a poco, el hielo se iría volviendo menos compacto y más húmedo, y finalmente, entre 10 y 30 km bajo la superficie, caerías al océano de Europa, un lugar gélido para nosotros, pero un auténtico horno al lado de la superficie.
De colonizar Europa algún día –y no hay razones de peso para hacerlo salvo que encontremos algo maravilloso allí abajo, que nunca se sabe–, éste sería un buen lugar por dos razones fundamentales. Por un lado, la capa de hielo protegería a los colonos de esos 540 rem diarios que acabarían con ellos de otro modo si estuvieran sobre la superficie. Por otra parte, en este lugar dispondríamos de agua líquida en una cantidad mayor de la que nunca podríamos necesitar. Algunas ideas, como las planteadas por el Proyecto Artemis, sugieren horadar una cueva en el hielo a poca distancia del océano bajo él, de modo que estuviéramos protegidos, podríamos expandir la base excavando más si es necesario, y tuviéramos agua a nuestra disposición a corta distancia bajo nuestros pies: una reserva de agua que es un océano entero.
Y ese océano, de acuerdo con nuestros modelos, también es impresionante –¡sólo de pensar lo que quiero escribir ya se me pone la carne de gallina, a ver si consigo transmitirlo!–. Para empezar, no es un océano como los de nuestro planeta, con masas de tierra que cubren una gran parte de la superficie: es un mundo-océano, no hay islas, ni continentes, sino una masa de agua que cubre la luna entera. Si nadaras en una dirección determinada justo bajo el hielo, sin desviarte de tu camino, volverías al mismo lugar sin encontrar ningún obstáculo. Además, dada la profundidad bajo el hielo, es un océano en perenne oscuridad: ni el menor rayo del minúsculo Sol del firmamento del satélite alcanza este lugar, y sólo los crujidos del hielo sobre ti, y los movimientos del agua, alcanzarían tus sentidos.
Es difícil de asimilar, pero más aún si piensas en la profundidad. Los océanos terrestres tienen una profundidad máxima de unos 11 km. Imagina que estuvieras en Europa, en la “superficie” del océano –y estamos hablando ya de entre 10 y 30 km bajo la superficie real de la luna–. Si te sumergieras 11 km hacia abajo, sobre ti estarías viendo el equivalente a la profundidad abisal más terrible de la Tierra… y, por debajo, seguiría habiendo océano. Y, si descendieras otros 11 km, lo mismo: más océano bajo tu cuerpo. Tendrías que sumergirte unos 100 km, ¡diez veces la Fosa de las Marianas!, para llegar al fondo y encontrar algo que no fuera agua.
Y ese viaje descendente en la oscuridad te llevaría a temperaturas más y más agradables, pues la fuente última de energía en Europa está abajo, no arriba, de modo que el lugar más confortable se encontraría muy probablemente al final del camino, 130 km bajo la tenue y gélida atmósfera, en el fondo, donde el calor desprendido por la roca permite la existencia de este océano indescriptible –porque lo intento, pero no lo consigo–. Esa agua caliente, además, se mezclaría con la más densa sobre ella, de modo que un intervalo razonablemente grande de profundidades tendría temperaturas “altas”. Eso sí, recuerda que el agua es extraña en cómo se comporta su densidad respecto a la temperatura: la máxima densidad se produce a 4 °C, con lo que esta mezcla por convección no llegaría a alcanzar las capas más altas y gélidas de ese oscuro reino.
Desgraciadamente, todo lo que podemos hacer acerca del océano bajo el hielo de Europa es crear modelos que se ajusten a los datos que tenemos “desde fuera”, porque alcanzarlo, si existe, es muy difícil. Piensa que no sólo hablamos de poner una sonda allí, que sea capaz de soportar los niveles de radiación de la superficie de la Luna en su órbita alrededor de Júpiter, sino que además debe ser capaz de horadar un agujero en un hielo tan duro como el granito hasta una profundidad que puede ser tres veces la altura del Everest. ¡Menudo proyecto!
De hecho, ni siquiera hemos vuelto a Europa desde Galileo en 1995. Un buen puñado de misiones se han planteado y cancelado a lo largo del tiempo, de modo que ya ni estoy seguro de que las que ahora mismo están activas lleguen a llevarse a cabo. La siguiente planeada es una misión conjunta entre las agencias espaciales estadounidense y europea (NASA y ESA), la Europa Jupiter System Mission (EJSM) (nombre bastante soso) o Laplace (mucho mejor, además de honrar al buen Pierre-Simon y su resonancia). La JAXA japonesa y el Roscosmos ruso parecen interesadas en colaborar, pero todo parece estar en el aire. La propia ESA no tiene suficiente dinero para financiar todas las misiones planteadas en las próximas dos décadas, de modo que en unos años deberá decidir cuáles siguen adelante y cuáles no… y ésta en particular no es seguro que siga, por más que tú o yo maldigamos.
La misión Laplace, si se lleva a cabo, constará de varias sondas que observarán en más detalle la magnetosfera joviana y –lo que más nos interesa en este artículo– dos de los satélites galileanos, Ganímedes y Europa. En el caso de Europa, el principal objetivo de la misión será determinar si realmente existe un océano bajo el hielo de la luna. Y para saberlo, si es que la misión se realiza y que encuentra datos concluyentes, tendremos que esperar a la década de 2020.
Más interesante aún es la posibilidad, si confirmamos la existencia del océano, de explorarlo, pero el coste y la dificultad son tan tremendos que necesitamos primero estar seguros de que hay agua ahí abajo, antes de intentar nada concreto más allá de prototipos –que los hay–. El plan básico, sin embargo, es bastante claro y espero que te parezca lógico en sus pasos.
El primer paso sería, naturalmente, posar una sonda sobre la superficie de la luna. De ella saldría una segunda fase de la misión: un robot “taladrador”. Esta segunda fase tendría la parte más difícil de la misión, conseguir horadar el hielo de Europa hasta el océano. Para hacerlo, tendría forma de bala de gran tamaño, ya que lleva algo dentro, como veremos en un momento: calentaría el hielo inmediatamente por debajo, fundiéndolo, y su propio peso lo haría descender y desplazar el agua, que se situaría sobre él, rellenando el hueco que ha dejado. Naturalmente, según el robot desciende, el agua vuelve a congelarse sobre él, de modo que no deja un túnel construido –una empresa mucho más difícil–, sino que desciende en una pequeña burbuja de hielo fundido en agua. Esto significa, desde luego, que este robot nunca podría volver a la superficie de nuevo.

Prototipo de robot perforador (NASA).
La primera fase se quedaría arriba, en lo que sería la boca del túnel pero que realmente, tras el paso de la segunda fase hacia abajo, es un trozo de hielo recientemente fundido, claro. Esa primera fase tendría la antena con la que enviar y recibir información de la Tierra, y estaría conectada al robot mediante cables que éste va soltando según desciende, para poder comunicarse con él. ¡Sí cables, nada de comunicación inalámbrica! El problema es que, si el robot encuentra algo maravilloso ahí abajo, no tiene manera de volver para contárnoslo. Ni siquiera puede comunicarse con la Tierra por radio, ni con la sonda de arriba, porque unos cuantos kilómetros de hielo lo harían imposible… con lo que va soltando ese carrete de cable para poder dar señales de vida y recibir órdenes.
Como puedes imaginar, la cantidad de energía necesaria para calentar el hielo hasta el punto de fusión y luego fundirlo, teniendo en cuenta el volumen de una columna de un metro o dos de diámetro y unas decenas de kilómetros de profundidad, es enorme. La energía solar no es, evidentemente, una solución en este caso, de modo que muy probablemente la fuente de energía sería nuclear de fisión.

Visión artística de una misión al océano de Europa (NASA).
Finalmente, al llegar al fondo del hielo y encontrar agua, la tercera fase de la misión saldría de esta gran bala metálica: un robot acuático, capaz de moverse por el océano de la luna en total oscuridad. Esta tercera fase podría tener que sumergirse hasta profundidades escalofriantes –aunque la presión no sería insufrible como una profundidad similar produciría en la Tierra, por la ínfima gravedad de Europa–, explorar lo más posible en un mundo en el que no hay referencias, y luego encontrar su camino de vuelta, entrar en la “bala” otra vez y descargar los datos que pueda haber obtenido para que sean enviados de nuevo a la Tierra, tras recorrer unas decenas de kilómetros por cable y unos 700 millones de kilómetros por el espacio interplanetario.
Ya sé que todo esto suena a ciencia-ficción (dura, espero), pero lo creas o no, tenemos algunos prototipos iniciales tanto de la “bala horadadora” como del robot acuático. Hace unos años ya informamos de la misión de la NASA al cenote más profundo del mundo, y conocimos a la adorable Clementina, capaz no sólo de bucear en las aguas oscuras y exóticas del cenote, sino de hacer un “mapa mental” de su camino para volver otra vez a la superficie.

Clementina (Carnegie Mellon University, Field Robotics Center).

Respecto al horadador, se han realizado pruebas que han conseguido perforar el hielo ártico hasta alcanzar el océano por debajo de él –pero claro, estamos hablando de unos 20 metros en vez de kilómetros–, para comprobar que la idea es factible, y todo ha ido perfectamente. De modo que, aunque falten décadas, al menos tenemos un plan para explorar el fascinante océano bajo el hielo de Europa si encontramos pruebas de que existe y estamos dispuestos a gastarnos el dinero necesario.
Pero ¿qué podría haber allí, además de agua y oscuridad? Durante un tiempo pensamos que probablemente se trataría de un lugar tan estéril como oscuro, pues ¿cómo puede haber vida sin la fotosíntesis, sin oxígeno que respirar, sin la luz del Sol? Incluso en los lugares más profundos de nuestros océanos, se pensaba que la fuente última de alimento y energía era la superficie, y que sin ella no podría haber vida allí abajo. Sin embargo, como probablemente sabes, en nuestro propio planeta hay seres vivos que no dependen del Sol para su subsistencia, ni siquiera respiran oxígeno. Hay bacterias extremófilas en algunos lugares del fondo de los océanos terrestres que no utilizan oxígeno como oxidante, sino otros elementos como el azufre, y que en vez de la fotosíntesis aprovechan otras reacciones de síntesis química que no requieren de luz solar para producirse.
La posibilidad existe, de modo que es fundamental que, de enviar misiones que alcancen la superficie de Europa –ni qué decir ya del océano–, nos aseguremos de que están esterilizadas. La verdad es que, en este caso, el peligro no es ni de lejos tan grande como en Marte, puesto que las bacterias que pudiera haber sobre los robots no tendrían demasiadas posibilidades de vida en la hostil Europa… pero nunca se sabe, y mejor estar seguros.

Vida en una fumarola hidrotermal en la Tierra (NOAA).
De modo que, aunque no haya la menor garantía, por supuesto, existe la posiblidad de que seres con mecanismos similares vivan en las profundidades de los océanos de Europa. Pero ¿habrá formas de vida más avanzadas, o simplemente bacterias extremófilas? ¿Es posible, si la energía desprendida por las fuentes térmicas del fondo es suficiente, que se desarrollen seres pluricelulares? No lo sabremos hasta que un día, tal vez, el foco valiente y solitario de un pequeño robot nadador se pose, por primera vez, sobre un movimiento extraño en el agua oscura.
En el próximo artículo de la serie, otro de los satélites galileanos: Ganímedes.

Para saber más:

• Europa / Europa

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El texto de El Sistema Solar – Europa , por Pedro Gómez-Esteban, salvo donde se mencione explícitamente, está publicado bajo Creative Commons Attribution-Noncommercial-No Derivative Works 2.5 Spain License.

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Desaparece un cinturón de Júpiter

Una de las primeras cosas que notamos cuando apuntamos hacia Júpiter con un telescopio normal son dos bandas o cinturones oscuros que circundan al planeta cerca de su ecuador. Si esta noche hiciésemos eso, sólo veríamos una.

Nuevas fotografías tomadas por astrónomos aficionados muestran que, en algún momento de las semanas pasadas, el cinturón del hemisferio sur que pasa por la Gran Mancha Roja de Júpiter desapareció por completo.

A pesar de que no es la primera vez que se registra esta desaparición (lo mismo sucedió en la década de los ‘70 y a comienzos de los ‘90), el fenómeno no deja de ser importante, especialmente porque cualquier observador con un telescopio puede comprobarlo fácilmente. Por supuesto, como ya sucedió en el pasado, se espera que la banda vuelva a aparecer, aunque no se sabe cuándo lo hará.

Alrededor de una docena de corrientes en chorro, flujos de gas a una gran velocidad, se desplazan alternativamente de este a oeste, y de oeste a este en Júpiter. Las nubes dentro de estas corrientes originan las ondas y bandas multicolores que caracterizan al gigante de nuestro Sistema Solar.

A diferencia de lo que pasa en la Tierra, las corrientes de Júpiter se localizan siempre en las mismas regiones, al menos desde que pudimos verlas en detalle por primera vez gracias a la información enviada por la Voyager 1, en 1979. Sin embargo, las fluctuaciones de aire pueden provocar ocasionalmente cambios en la composición química de las nubes y en la forma de los cinturones de Júpiter.

Una posible explicación que barajan los investigadores es que la banda no haya realmente desaparecido, sino que se encuentre cubierta por otra capa de nubes más claras. Lo cual sólo desvía la pregunta a qué es lo que causa la diferencia de colores en los cinturones de Júpiter.

Se cree que las nubes de Júpiter están formadas de sustancias como el amoníaco y el sulfuro de hidrógeno, que pueden reaccionar de forma diferente frente a cambios climáticos como, por ejemplo, la exposición solar. Pero la química de Júpiter sigue siendo básicamente un misterio para la humanidad, al menos hasta que la sonda de la NASA Juno sea lanzada en el 2011 para estudiar a fondo el sistema jupiteriano.

Júpiter es visible en latitudes medias de ambos hemisferios terrestres en esta época del año, y es fácilmente distinguible por su brillo antes del amanecer, en el horizonte del este.

Fuentes e imagen:

• National Geographic
• Astrosurf
• The Planetary Society