ASTRONÓMICA

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Robert Monjo, 22 de enero de 2025

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Àngel Massallé, 29 de enero de 2025

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Enrique Solano, 5 de febrero de 2025

Para mí es un placer estar aquí esta tarde con la historia que tiene la Agrupación Astronómica de Sabadell. Os hablaré un poquito del proyecto en el que he estado trabajando los últimos años. El título dice 20 años porque cuando empezamos a hablar de esta charla fue el año pasado, justo cuando se cumplieron esas dos décadas. Pero ahora ya llevamos camino del año 21.

He estructurado la charla en dos grandes bloques. El primer bloque consiste en explicar qué es esto de los observatorios virtuales. Y el segundo es: vale, esto de los observatorios virtuales está muy bien, pero ¿para mí, como amateur, para qué me sirve? Haremos un recorrido por la historia de estos 20 años y veremos qué cosas hemos hecho en colaboración con la comunidad amateur.

Voy a empezar con una pregunta para centrar un poco el tema. ¿Alguien sabe de qué va esto del observatorio virtual? ¿Alguna idea? Para quienes no lo sepan, una manera de entenderlo es echar un vistazo a un artículo (figura 1) que resume la historia de los observatorios virtuales en Europa hasta el año 2015, cuando se publicó. En él se hace un análisis de los primeros 15 años del observatorio virtual en Europa.

Figura 1. Artículo sobre los Observatorios Virtuales

La palabra más importante de los Observatorios Virtuales es "data", "datos". Claramente, el observatorio virtual tiene que ver con datos. Pero, ¿qué son los datos en astrofísica?

En general, los datos en astronomía pueden ser imágenes, espectros, series temporales (como variaciones del brillo respecto al tiempo en curvas de luz) o variaciones de otro parámetro en el tiempo, como las curvas de velocidad radial. También podemos tener cubos de datos (figura 2), donde, si hacemos un corte en una determinada dirección, obtenemos una imagen a una determinada longitud de onda de un objeto. Si el corte se hace en otra dirección, se obtiene un espectro de cada uno de estos objetos.

Figura 2. Cubos de datos astronómicos

Cuando hablo de datos, también me refiero a tablas o catálogos, es decir, compilaciones de parámetros relacionados con un cierto objeto: coordenadas, medidas de brillo, parámetros físicos, etcétera. Además, incluyen modelos y simulaciones numéricas, que nos permiten comparar la realidad con predicciones teóricas. Todo esto es lo que llamamos datos en astronomía.

Ahora bien, una vez que sabemos qué son los datos, ¿qué se hace con ellos? Sabemos que se generan utilizando telescopios en tierra o satélites en el espacio. Pero una vez realizadas las observaciones, ¿qué pasa con esos datos? ¿Dónde se almacenan?

Estos datos normalmente terminan en un centro de datos o en un archivo astronómico. ¿Eso es un archivo astronómico? Sí y no. Es un centro de datos, pero si vemos una imagen antigua con un archivador y cintas magnéticas de los años 70, 80 o incluso 90, nos daremos cuenta de que falta algo. Para que sea un centro de datos moderno, necesitamos algo más: un ordenador. Si yo soy el señor de las gafas en la imagen, puedo acceder a los datos, pero si no estoy físicamente allí, no puedo hacerlo. Necesito conexión a internet. Además, se requiere que la información se preserve de manera segura a largo plazo.

Figura 3. Archivador de cintas magnéticas de hace décadas

Un centro de datos moderno en astronomía es algo más avanzado. Se trata de un rack con un montón de discos de alta capacidad conectados a una red de alta velocidad. Esto permite que cualquier persona, desde cualquier parte del mundo, pueda hacer consultas y descubrir información de interés.

¿Cómo se hace la búsqueda de información? A través de un formulario. Todos estamos acostumbrados a utilizar formularios en internet para todo tipo de cosas. Este es otro tipo de formulario, en el que, en lugar de seleccionar una sesión de cine o una película, se nos pregunta por el nombre de un objeto astronómico, sus coordenadas, fechas de observación o el instrumento con el que se tomó la imagen.

En resumen, un archivo astronómico moderno es un sistema de almacenamiento accesible a través de internet, que permite a cualquier persona buscar información mediante un formulario. Hasta aquí todo bien.

Si tuviera que elegir una sola idea clave para que os quedéis al salir de aquí, sería esta: un archivo astronómico es conceptualmente lo mismo que un telescopio. Es un recurso, una infraestructura a la que el astrónomo tiene acceso para obtener información y generar conocimiento. Yo puedo obtener mis datos observando el cielo o revisando observaciones previas en archivos. En ese sentido, un archivo es equivalente a un telescopio.

Ahora bien, en cuanto a las observaciones, ¿hay algún rango de longitud de onda preferido? ¿Hay alguno mejor que otro? No, no hay un rango superior a otro. Históricamente, el visible ha sido el más accesible, pero todos son importantes. De hecho, una de las características de la astrofísica en el siglo XXI es que es multirango. Muchas veces, para entender lo que ocurre en un objeto astronómico, es necesario observarlo en distintos rangos del espectro.

Por ejemplo, si tenemos una variable luminosa azul muy energética, veremos que tiene una estrella central rodeada por una envoltura de gas y polvo. Para entender completamente el fenómeno, necesitamos información en el óptico para estudiar la estrella, en el infrarrojo para analizar la envoltura de polvo y en radio para detectar la radiación sincrotrón generada por el material expulsado.

Así es como los astrónomos utilizan toda la batería de telescopios en tierra y satélites en el espacio para obtener una visión completa. Si no lo hicieran, estarían como los protagonistas de la fábula del elefante y los ciegos: cada persona toca una parte del elefante y llega a una conclusión diferente sobre lo que es. En astronomía pasa lo mismo: si solo se analiza un rango del espectro, la conclusión puede ser correcta para ese rango, pero la visión global del fenómeno podría ser errónea. Por tanto, es fundamental poder acceder a datos en la mayor cantidad de rangos del espectro posible.

Ahora bien, ¿cuántos datos hay? ¿Muchos, pocos? Hay muchos, muchísimos. La gran revolución de los datos en astrofísica ocurrió en los años 90, cuando se empezaron a digitalizar datos antiguos, como los de placas fotográficas, y surgieron grandes catálogos como el USNO. Además, la aparición de los detectores CCD revolucionó la observación astronómica. Esto permitió el desarrollo de proyectos de cartografiado del cielo, como 2MASS, que mapeó el cielo en tres bandas del infrarrojo entre 1997 y 2001. A partir de los años 90, el volumen de datos comenzó a crecer exponencialmente.

Para hacernos una idea de las magnitudes, la misión Gaia, que muchos conoceréis, ha sido una de las más importantes en este campo. Aunque su fase operativa ha terminado recientemente, el proyecto sigue en marcha, con nuevas liberaciones de datos. Su última publicación, el Data Release 3, contiene información sobre 1.800 millones de estrellas. Parece mucho, pero en realidad es solo el 1% de los objetos de la Vía Láctea. Depende de cómo lo miremos: un 1% puede parecer poco, pero 1.800 millones es muchísimo.

Si avanzamos un poco hacia el futuro a corto plazo, encontramos el ESST que se está construyendo en Chile y que entrará en operación en los próximos meses. Este proyecto representa un cambio significativo, pasando de obtener una imagen estática del cielo a registrar una película del mismo, con observaciones continuas. Permitirá que cada objeto sea observado en promedio unas 800 veces, creando una película con 800 fotogramas por objeto. La cantidad de datos generados es inmensa, con cifras estimadas en 15 terabytes por noche. Para ponerlo en perspectiva, si una imagen de alta resolución de un teléfono móvil ocupa 5 megabytes, el volumen de datos generado cada noche equivaldría a 3 millones de estas imágenes. La operación del ESST está prevista para durar entre 8 y 10 años, lo que se traduce en una acumulación masiva de información astronómica.

Figura 4. El ESST en números

Este volumen de datos plantea desafíos significativos en términos de almacenamiento, gestión y análisis. Para ilustrar este problema, podemos compararlo con una situación cotidiana: si un grupo pequeño de amigos realiza un viaje y luego desean compartir las fotos tomadas en un lugar específico, la tarea es sencilla. Sin embargo, si el grupo es grande, la gestión de las imágenes se vuelve más complicada, especialmente si cada persona etiqueta sus fotos de manera diferente. En astronomía, este problema se magnifica, con cientos de servicios y archivos proporcionando millones de imágenes, lo que dificulta la identificación y el acceso a la información relevante.

Además del problema del descubrimiento de datos, surge el desafío de su integración. Diferentes catálogos pueden nombrar la misma variable de formas distintas, lo que impide una identificación automática de la información. La falta de estandarización crea un cuello de botella que obstaculiza la extracción de conocimiento de estos datos masivos. Es fundamental desarrollar sistemas que permitan descubrir, acceder y combinar datos de manera eficiente para maximizar el aprovechamiento de estas infraestructuras costosas.

Para abordar estos problemas, surge el proyecto del Observatorio Virtual, una iniciativa internacional que comenzó en el año 2000 con reuniones clave en Estados Unidos y Alemania. En Europa, la primera reunión tuvo lugar en enero de 2002 en el Observatorio de Estrasburgo.

Desde entonces, la red de observatorios virtuales ha crecido hasta incluir alrededor de 22 iniciativas en distintos países, coordinadas por la Alianza Internacional de Observatorios Virtuales. España se unió a esta alianza en 2004, y su observatorio virtual ha trabajado en la gestión y difusión de datos astronómicos.

El Observatorio Virtual Español es responsable de la administración de archivos importantes, como los del Observatorio de Calar Alto y el Gran Telescopio Canarias, que es el telescopio óptico-infrarrojo más grande del mundo. Estos archivos están abiertos tanto a la comunidad científica como al público en general. También gestionan datos de telescopios robóticos y otros observatorios, facilitando el acceso y la integración de información a través de plataformas digitales.

El avance en herramientas de análisis ha sido clave para aprovechar estos datos. Métodos tradicionales resultan insuficientes para manejar volúmenes tan grandes de información, por lo que se han desarrollado nuevas herramientas, como BOSA. Esta herramienta permite analizar listas de miles de objetos astronómicos, obtener su fotometría y realizar ajustes de modelos para derivar parámetros como temperatura, luminosidad y edad. Tareas que antes llevaban horas de trabajo manual ahora pueden ejecutarse en minutos para decenas de miles de objetos.

Junto con herramientas propias, el Observatorio Virtual Español también integra software desarrollado por otros grupos, como Aladdin, un atlas cartográfico del cielo, y Topcat, una herramienta para el manejo de tablas de datos. Estas innovaciones han revolucionado la investigación astronómica, permitiendo el análisis de millones de objetos y abriendo nuevas posibilidades en el estudio del universo.

El impacto del Observatorio Virtual Español es evidente en su producción científica. Su grupo es líder mundial en la aplicación de técnicas de observatorio virtual, manteniéndose por encima de otros equipos en términos de publicaciones en revistas de alto impacto.

Además de su contribución científica, el Observatorio Virtual también ha desarrollado iniciativas educativas y de divulgación. A lo largo de 20 años, ha generado materiales formativos diseñados para facilitar el aprendizaje de conceptos astronómicos mediante el uso de datos reales. Estos materiales incluyen tutoriales sobre la construcción de diagramas Hertzsprung-Russell con datos de Gaia, el cálculo de distancias extragalácticas y la identificación de supernovas en grandes proyectos como ZTF y LSST, la determinación de si un objeto es una supernova u otro tipo de transient, o el cálculo de el movimiento propio de las estrellas. Algunas estrellas, como la estrella de Barnard, se desplazan con gran rapidez. Estos casos prácticos son muy útiles para la enseñanza y evaluación en astronomía. A lo largo de los años, la experiencia nos ha demostrado su valor en los cursos de formación.

El estudio del movimiento propio comienza con la definición de conceptos básicos. No solo la Tierra se mueve; las estrellas también tienen su propio desplazamiento. Aunque este movimiento es sutil en escalas de tiempo humanas, si se observa en períodos de décadas, puede detectarse. Para analizar este fenómeno, utilizamos herramientas como el observatorio virtual Aladin, siguiendo un método estructurado paso a paso, similar a una receta de cocina, para estimar el movimiento de la estrella de Barnard.

Otra actividad fundamental es la realización de talleres y escuelas especializadas. En 2009, comenzamos a organizar estas iniciativas para difundir el uso del observatorio virtual. Desde entonces, hemos llevado a cabo 24 eventos a nivel nacional y 10 a nivel europeo, además de algunas colaboraciones con la comunidad iberoamericana. También hemos desarrollado talleres específicos para astrónomos amateurs.

La pandemia nos llevó a transformar nuestras escuelas presenciales en eventos en línea. Antes de 2020, organizábamos estos encuentros en Madrid o en distintos centros de investigación, lo que facilitaba el contacto personal. Sin embargo, la transición a un formato virtual nos permitió llegar a muchas más personas en diversas ubicaciones.

En 2021 realizamos la primera escuela para amateurs, seguida por una segunda en 2023. En estos eventos, se abordaron tutoriales avanzados sobre herramientas clave del observatorio virtual, como Aladin, Topcat y Bossa, además de archivos de datos astronómicos como Sazdaba. La última edición quedó grabada en su totalidad y está disponible en el canal de YouTube de la FAE, además de otros tutoriales en el canal del Centro de Astrobiología.

Los primeros tutoriales fueron desarrollados en español, mientras que los más recientes, de contenido más avanzado, están en inglés. A pesar de ello, se han diseñado para ser accesibles, evitando saltos abruptos en la explicación y asegurando un aprendizaje progresivo.

Otra de nuestras iniciativas ha sido el desarrollo de archivos astronómicos en colaboración con la comunidad amateur. Aunque esta línea de trabajo ha tenido altibajos debido a limitaciones de personal, sigue siendo una herramienta valiosa.

Durante nuestras conversaciones con astrónomos amateurs, identificamos que la adquisición y reducción de datos estaba bastante desarrollada, con técnicas bien establecidas para el procesamiento fotométrico y espectroscópico. Sin embargo, la gestión y el almacenamiento de datos presentaban dificultades. Muchos guardaban sus datos en discos duros personales sin opciones de respaldo o acceso compartido, lo que ponía en riesgo la preservación de la información. Para abordar este problema, creamos un portal de datos para astronomía amateur dentro de nuestra página web, donde se han recopilado diversas iniciativas y colaboraciones.

Un ejemplo de ello es el archivo desarrollado junto con la Agrupación Astronómica de Cartagena, diseñado para almacenar datos del telescopio del Observatorio del Cielo Profundo, donde en aquel momento había un grupo interesado en la observación de asteroides. Esta plataforma permite buscar objetos por fechas y otros parámetros, mostrando los resultados en una tabla con coordenadas, tipo de objeto y otras características. Además, los datos pueden visualizarse en Aladin, lo que facilita la comparación con observaciones realizadas por telescopios profesionales o satélites.

Un caso práctico de este sistema es la detección de asteroides (figura 5). Comparando imágenes recientes con cartografiados previos, como el Sloan Digital Sky Survey, es posible identificar objetos que no estaban presentes en registros anteriores. Este método permite descubrir asteroides, realizar astrometría y enviar datos al Centro de Planetas Menores para mejorar la precisión de sus órbitas.

Figura 5. Detección de asteroides

Otro proyecto destacado en el ámbito de los archivos es Sasdaba, liderado por Tòfol Tobal en colaboración con astrónomos del Garraf. Su objetivo es cartografiar el cielo mediante espectroscopía de estrellas brillantes, con grupos de observación en España, Australia y Brasil, cubriendo ambos hemisferios. Hasta la fecha, se han recopilado más de 8.500 espectros.

Para la gestión de estos datos, desarrollamos un archivo integrado en el observatorio virtual, que permite acceder a información detallada sobre los objetos, como coordenadas, magnitud, tipo espectral y fecha de observación. Inicialmente, los datos se almacenaban en formato AVI, pero desde 2019-2020 se ha adoptado el formato FITS, más adecuado para el análisis astronómico.

Este proyecto también incluye una plataforma de formación mediante Google Classroom, donde se imparten tutoriales sobre observación espectroscópica, reducción de datos e interpretación de espectros. La espectroscopía es una herramienta fundamental en astronomía, ya que permite conocer la composición química, la velocidad de rotación, el movimiento radial (corrimiento al rojo) y otros parámetros físicos de los objetos celestes.

Nuestra labor en Sasdaba se centra en la gestión y distribución de los datos, asegurando su accesibilidad a la comunidad. Con estas iniciativas, buscamos facilitar el trabajo de astrónomos aficionados y profesionales, promoviendo el acceso abierto y la colaboración en el estudio del universo.

La última pata de nuestras colaboraciones en estos veinte años con la comunidad amateur es en proyectos de ciencia, conocidos como PROAM, que son colaboraciones entre profesionales y amateurs. Aquí voy a mostrar tres de estos proyectos.

El primero de ellos comenzó en 2010-2011 con la gente del Garraf, en un estudio sobre sistemas de movimiento propio común. Lo que hacían era tomar una placa de Palomar de los años cincuenta y compararla con otra de los años noventa. Un intervalo de cuarenta años es más que suficiente para que los objetos con movimiento rápido se desplacen de manera notable. Así, mediante inspección visual y con imágenes en RGB, se podían identificar los objetos que habían cambiado de posición.

Figura 6. Proyecto de estrellas dobles del grupo del Garraf

En 2010 organizamos una escuela en la Universidad de Barcelona, donde participaron investigadores del Garraf. Allí discutimos el proyecto y cómo mejorarlo. Ellos querían conservar la inspección visual sin que una máquina identificara los objetos, por lo que diseñamos un pequeño programa para hacer más eficiente el proceso de carga de imágenes, catálogos e identificación de objetos. Con este script, el usuario solo tenía que hacer un clic para obtener la imagen comparativa.

El procedimiento consistía en cargar la primera imagen, luego la segunda, crear la imagen RGB, y después, mediante inspección visual, identificar los sistemas de movimiento propio común. Como resultado de este trabajo, centrado en la zona ecuatorial (aproximadamente 20 grados), se identificaron casi 3.400 pares de estrellas, los cuales se incorporaron en el catálogo WDS (Washington Double Star Catalog) bajo el código GWP. Fue un trabajo muy interesante, y nuestra colaboración consistió en desarrollar una herramienta para hacer más rápido y eficiente todo el proceso.

El segundo ejemplo de colaboración es un artículo que publicamos en octubre de 2023, en el que nos centramos en lo que llamamos "estrellas dobles olvidadas" o neglected. Estas son estrellas que solo tienen una observación en el WDS, muchas de ellas registradas hace más de un siglo, incluso a finales del siglo XIX.

Nos planteamos la duda: ¿realmente estas observaciones son correctas? Si solo tenemos registros de 1890, ¿podemos confiar en que esa compañera sigue ahí, en el ángulo y posición que indica el WDS? Con la misión Gaia, ahora tenemos acceso a una precisión astrométrica mucho mayor, así que decidimos revisar todas esas estrellas neglected—casi 20.000—y verificar su información con los datos de Gaia.

Para ello, diseñamos un script que cargaba el objeto registrado en el WDS junto con su distancia y ángulo, permitiendo verificar si realmente existía una segunda componente. Nos encontramos con casos en los que la información era correcta, con los objetos mostrando movimientos propios similares, lo que confirmaba su asociación. Sin embargo, también detectamos casos en los que la segunda estrella no existía o estaba en una posición completamente errónea.

Toda esta información la enviamos al WDS para actualizar el catálogo y corregir datos incorrectos. Además, realizamos un estudio astrofísico con la herramienta BOSA, analizando la distribución de temperaturas de las estrellas primarias y secundarias. Encontramos que las estrellas primarias tienen temperaturas alrededor de 6.000-7.000 Kelvin, mientras que las secundarias rondan los 3.000 Kelvin.

En algunos casos, el ajuste de espectro indicaba la presencia de binarias no resueltas: en lugar de una sola estrella, la luz provenía de dos estrellas cercanas con temperaturas ligeramente diferentes. Gracias a esto, generamos una lista de binarias no resueltas, cuyo comportamiento quedaba reflejado en el diagrama HR.

Otra observación interesante fue la de pares compuestos por una estrella caliente y una estrella fría. Las estrellas M son especialmente relevantes para la búsqueda de exoplanetas, pero su caracterización es difícil debido a la complejidad de sus espectros. Sin embargo, si la estrella M forma parte de un sistema con una estrella G, podemos inferir su edad y metalicidad a partir de la componente G, lo que facilita su estudio. Así, identificamos 75 pares de este tipo, descritos en el artículo publicado.

El tercer proyecto es liderado por Miriam Cortés, del Observatorio Virtual Español, actualmente en la Universidad Complutense de Madrid. Su objetivo es identificar binarias de corta separación en el centro galáctico.

Este estudio parte de un artículo publicado en 2023 en el que identificamos estrellas M frías en el plano galáctico mediante el cartografiado VVV. Solo en un pequeño recuadro de ese estudio se encontraron casi 8.000 estrellas M no catalogadas.

Además, con la herramienta BOSA detectamos ciertos excesos en el flujo de algunas estrellas. Al analizar estos casos, encontramos dos posibles situaciones:

1. Excesos reales de flujo en el infrarrojo, que eran indicios genuinos de sistemas binarios.
2. Excesos espurios causados por la superposición de objetos en imágenes tomadas en distintas épocas y con diferentes resoluciones espaciales.

Para solucionar esto, realizamos un trabajo de inspección visual, limpiando la lista de candidatas a binarias hasta obtener un conjunto fiable de pares.

Por último, quiero mencionar un proyecto de ciencia ciudadana que llevamos adelante desde 2011 para identificar asteroides cercanos a la Tierra. Esto cobra especial relevancia con la reciente noticia del asteroide 2024 RY, cuya trayectoria ha activado protocolos de seguridad debido a una probabilidad del 1,5% de colisión en 2032.

Este proyecto es abierto a todo el mundo y no requiere conocimientos de astrofísica, solo buen ojo. A través de una aplicación, los participantes pueden identificar qué objeto en una imagen es el que se mueve, registrar sus coordenadas y pasar controles de calidad. Luego, la información se envía al Centro de Planetas Menores, lo que ayuda a refinar las órbitas de estos asteroides.

Figura 7. Proyecto de ciencia ciudadana para la detección de asteroides

A lo largo de los años, hemos contado con más de 4.000-5.000 usuarios que han realizado cientos de miles de mediciones, contribuyendo a mejorar el conocimiento sobre estos objetos.

Para concluir, quiero recalcar que el Observatorio Virtual no es solo una herramienta interesante, sino que tiene aplicaciones prácticas reales. Hemos hecho un esfuerzo por acercarlo a la comunidad a través de material didáctico, organización de escuelas, creación y mantenimiento de bases de datos, colaboraciones PROAM y proyectos de ciencia ciudadana.

Coloquio

Esto último me recuerda mucho a zoouniverse
Sí, la idea es la misma, pero nuestro sistema nació mucho más complejo.

¿Cómo resolvéis el control de calidad de los datos?
El Observatorio Virtual no es el policía de los datos que dice cuáles son buenos y cuáles malos. Lo ofrecemos todo pero la clave está en caracterizar las incertidumbres (los errores). De esta manera cada uno coge los datos con los errores que le interesen.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Itzíar Garate, 12 de febrero de 2025

Me dedico a investigar Venus, en concreto su atmósfera. Formo parte del grupo de ciencias planetarias de la Universidad del País Vasco, donde nos enfocamos en el estudio de las atmósferas. Otros grupos se dedican a áreas como la astrogeología o la astroquímica, pero nosotros nos asemejamos más a los meteorólogos o climatólogos, aunque en lugar de estudiar la Tierra, investigamos otros planetas del sistema solar con atmósferas suficientemente densas como para generar un clima. A lo largo de los años, me he especializado en Venus, un planeta que ha sido en gran medida ignorado, ya que en las últimas décadas ha recibido muy pocas misiones espaciales.

De 2007 a 2014, hubo una nave europea de la Agencia Espacial Europea en órbita elíptica alrededor de Venus, pasando por sus polos. Gran parte de mi investigación se basa en datos recopilados durante esa misión, especialmente sobre los polos. Posteriormente, llegó una nave espacial japonesa con una órbita ecuatorial que ha aportado, y sigue aportando, una perspectiva diferente. Estas misiones han ocurrido de forma secuencial, primero una y luego la otra, a diferencia de Marte, donde actualmente hay numerosas misiones simultáneas investigando el planeta.

Voy a hablar principalmente de la atmósfera de Venus. Primero haré una breve introducción sobre las longitudes de onda más utilizadas en su observación y su aplicación en nuestra investigación en el grupo de ciencias planetarias. Explicaré en detalle qué estudio yo específicamente y en qué estamos trabajando actualmente. Si el tiempo lo permite, hablaré también de la futura misión europea EnVision, ya que, aunque Venus ha sido olvidado durante mucho tiempo, parece estar recuperando interés. En la próxima década, se lanzarán una misión europea y otra estadounidense para observar de nuevo este planeta, lo que abrirá nuevas oportunidades de investigación y estudio.

Al igual que el resto de los planetas, Venus se observa en diversas longitudes de onda, cada una con características propias. Se puede estudiar su lado diurno mediante luz reflejada en distintas longitudes de onda. La observación clásica se hace en ultravioleta, donde Venus muestra imágenes muy contrastadas con zonas muy oscuras y muy brillantes. Esto se debe a un compuesto desconocido que absorbe fuertemente en ultravioleta, generando esos contrastes, aunque se sospecha que está relacionado con el azufre. Esta longitud de onda permite observar la capa más alta de nubes del planeta.

Vemos la capa más alta de nube, ya que Venus está completamente cubierto de nubes, sin días soleados en ninguna parte de su superficie, y su capa nubosa tiene más de 30 kilómetros de extensión vertical. Se distingue una capa superior y otra inferior, separadas por una zona de niebla. En ultravioleta y en el visible, se observa la capa superior, mientras que en el infrarrojo cercano se puede ver la base de la capa superior, unos 10 kilómetros más abajo.

En el lado nocturno de Venus, se observan longitudes de onda infrarrojas relacionadas con la temperatura. Esto se debe a su alto albedo, que refleja gran parte de la radiación solar. En ciertas longitudes de onda específicas, se pueden observar fenómenos particulares, como el airglow (una luminiscencia por reacción en el oxígeno) o el vórtice polar, un fenómeno que estudio en profundidad.

Figura 1. Venus vista en distintas longitudes de onda.

En nuestro grupo, cuando analizamos la atmósfera y su circulación, la dividimos en dos capas: la capa superior de nubes, observada en ultravioleta y visible, y la capa inferior, observada en infrarrojo. Esto nos permite medir la velocidad del viento en distintas altitudes y latitudes para comprender la circulación general y estudiar fenómenos particulares.

Desde hace décadas se sabe que, en la cima de las nubes, a unos 70 kilómetros de altura, la atmósfera de Venus se mueve a gran velocidad, a 360 km de altura, fenómeno conocido como superrotación. Mientras que la superficie sólida del planeta rota lentamente (243 días terrestres por vuelta), la atmósfera a esa altura da la vuelta al planeta en solo cuatro días, moviéndose 60 veces más rápido que la superficie. Esto se descubrió en los años setenta al observar una estructura en forma de “Y” en imágenes ultravioleta.

Figura 2. Forma en Y en la alta atmósfera de Venus

En la capa inferior de nubes, observada en infrarrojo, se han identificado estructuras complejas como ondas, filamentos largos y oscuros, y vórtices individuales similares a los de otros planetas como Júpiter. Algunos de estos fenómenos han sido observados gracias a la colaboración con astrónomos amateurs, cuyas imágenes han permitido monitorear en detalle una estructura denominada discontinuidad en las nubes bajas.

Figura 3. Nubes y ondas peculiares en infrarrojo

Este fenómeno se descubrió con imágenes de la misión japonesa Akatsuki y parece estar relacionado con una onda generada en las capas bajas de la atmósfera. Se observa en longitudes de onda cercanas al infrarrojo, pero no en ultravioleta, lo que indica que no alcanza la capa superior de nubes.

En imágenes de los años ochenta de las sondas Mariner o Pionner-Venus se pudo observar esta discontinuidad, pero es gracias a las observaciones continuas de astrónomos amateurs, que hemos podido estudiar esta discontinuidad durante más de cuatro años, publicando varios artículos en colaboración con aficionados de todo el mundo, incluidos astrónomos españoles. Hemos visto que esta onda va más ràpida que el resto de nubes a esa altura pero más lenta que la superrotación del planeta.

Desde mi tesis doctoral, me he centrado en estudiar los vórtices polares de Venus. La mayoría de los planetas del sistema solar tienen vórtices en sus atmósferas, que son remolinos observables en las nubes o en la distribución de temperaturas. En Venus, se descubrieron mediante imágenes térmicas en infrarrojo y presentan estructuras complejas y cambiantes, sin un patrón predecible.

Figura 4. Vórtice polar de Venus

Estos vórtices parecen estar conectados verticalmente, aunque los vientos y los centros de rotación no coinciden en altura, lo que sugiere una estructura flexible similar a un tubo que se desplaza a diferentes altitudes sin romper su conexión. Esta configuración no se ha observado en otros planetas y hace que el vórtice polar de Venus sea particularmente peculiar.

Yo estudié algunas de las morfologías de este vórtex, y actualmente, en colaboración con un estudiante de grado de la Universidad de Sevilla, estamos utilizando algoritmos de inteligencia artificial para analizar toda la base de datos de la misión Venus Express y estudiar el movimiento del vórtice polar. El objetivo es determinar si sigue un patrón predecible o si su comportamiento es caótico. También estamos analizando el período de rotación de la estructura sobre sí misma.

Además de estudiar los movimientos y las estructuras de la atmósfera de Venus, investigamos las causas que generan esos vientos y su interacción con la radiación solar y planetaria. Esto es clave para comprender cómo se distribuye la energía en la atmósfera y qué procesos la mantienen en movimiento constante. Para eso, por ejemplo, es muy importante estudiar la interacción entre la radiación, es decir, la luz, ya sea la proveniente del sol o la emitida por el propio planeta, y su interacción con la atmósfera.

La energía que llega a cualquier atmósfera desde el sol, o desde su estrella, al encontrarse con partículas y gases en la atmósfera, puede ser reflejada o absorbida. La absorción depende del tipo de gas y de las partículas que componen las nubes. Por ejemplo, en Venus, las nubes están compuestas de ácido sulfúrico, lo cual influye en cómo varía la radiación y en la huella que deja en la energía que finalmente llega a nuestros instrumentos de detección.

La radiación que alcanza la superficie calienta el terreno, que a su vez emite radiación. Debido a la temperatura, cualquier cuerpo emite radiación infrarroja, y esa emisión puede ser absorbida por los gases o interactuar con las partículas de las nubes. Lo que nosotros finalmente detectamos es el resultado de múltiples interacciones.

Al estudiar estas interacciones y utilizando estudios previos sobre las temperaturas esperadas en cada capa de la atmósfera —lo que llamamos perfil térmico—, podemos simular la radiación que deberíamos recibir de Venus en distintas longitudes de onda. Luego, comparamos esta simulación con las mediciones reales.

Si se asume, por ejemplo, que hay dos capas de nubes compuestas en un 75% de ácido sulfúrico a ciertas alturas y temperaturas, se puede calcular cuánta energía debería recibirse en una longitud de onda específica. Al comparar este cálculo con los datos reales obtenidos por una nave espacial, se pueden ajustar las suposiciones sobre la altura y composición de las nubes hasta que el espectro simulado coincida con el medido.

Estas técnicas son complejas y no siempre tienen una solución única, ya que diferentes combinaciones de altura y temperatura de las nubes pueden producir la misma radiación. Estas situaciones, llamadas soluciones degeneradas, nos acercan a comprender el perfil térmico y la composición real de la atmósfera.

En mi tesis, estudié cómo varía la temperatura en ciertos rangos de altura en la zona polar de Venus. Se observó que, en una región específica, conocida como el "collar frío", la temperatura disminuye a menor altura, lo cual es una característica peculiar de Venus. Este collar frío rodea el vórtice polar, una estructura presente tanto en el polo sur como en el polo norte del planeta.

Figura 5. Perfil de temperaturas de la atmósfera de Venus

Este fenómeno ha sido identificado en mapas de temperatura y es una estructura bien establecida en la atmósfera de Venus, aunque aún se desconoce su origen. Parte de mi investigación en París consistió en reproducir numéricamente estos fenómenos para entender mejor cuándo aparecen y cómo varían al ajustar diferentes parámetros.

Además de los perfiles térmicos, también obtuvimos mapas de temperatura a distintas alturas. En altitudes más bajas, alrededor de los 60 kilómetros, se reproducen mejor las imágenes infrarrojas. Sin embargo, a los 70-80 kilómetros, aunque persisten zonas más cálidas, se pierde la huella térmica del vórtice, lo que sugiere que este se extiende hasta casi los 80 kilómetros de altura. Os recuerdo que lo más abajo que lo hemos podido ver son 40 km de altura, quizás llega más abajo. Y además cambia de forma cada día, lo que quiere decir que es una brutalidad de energía involucrada.

También investigamos la relación entre el vórtice y la altura de las nubes. Se observó que las zonas más calientes en las imágenes infrarrojas corresponden a áreas donde las nubes están a menor altura, lo que sugiere que el vórtice es una estructura hundida que podría estar transportando partículas hacia abajo en la atmósfera.

Actualmente, un estudiante de doctorado está mejorando esta metodología utilizando métodos bayesianos y considerando más parámetros y tipos de partículas. Se espera que esto permita investigar si el tamaño de las partículas varía cerca del polo o a lo largo del tiempo, ya que algunos estudios sugieren que las partículas son más grandes en las regiones polares.

En cuanto a la dinámica atmosférica de Venus, se ha observado que su atmósfera rota 60 veces más rápido que el planeta mismo, un fenómeno conocido como superrotación. Este movimiento ha sido confirmado tanto por imágenes satelitales como por las sondas Pioneer-Venus, que midieron velocidades de viento de hasta 360 km/h a unos 60 kilómetros de altura. En total fueron 5 sondas que bajaron en la atmósfera de Venus y midieron in situ estas velocidades.

Figura 6. Medidas de la velocidad del viento obtenidas por las Pionner-Venus

A partir de 2035, la misión Da Vinci de la NASA proporcionará nuevas mediciones in situ en la atmósfera de Venus, lo que permitirá verificar si esta circulación atmosférica se mantiene constante.

En términos de circulación meridional, aunque la mayoría de los vientos en Venus son paralelos al ecuador, algunas observaciones en la cima de las nubes sugieren un flujo hacia los polos. Este movimiento hacia los polos podría estar relacionado con una célula de Hadley, un patrón de circulación atmosférica también presente en la Tierra.

Sin embargo, en Venus, esta célula de Hadley podría extenderse hasta el collar frío, en lugar de hasta el vórtice polar. Esto se debe a que en esa región se observan cambios de temperatura, descenso en la altura de las nubes y un aumento en el tamaño de las partículas, lo que sugiere la presencia de corrientes descendentes.

Figura 7. Células de Bradley en Venus

A pesar de esto, no se ha observado evidencia de una circulación de retorno hacia el ecuador en las capas inferiores de nubes, lo que deja abierta la pregunta sobre la estructura completa de esta célula de Hadley. Esto podría deberse a la falta de precisión en las mediciones actuales o a la necesidad de observaciones más detalladas.

Finalmente, todos los estudios coinciden en que el descenso brusco de las nubes comienza a partir de los 45 kilómetros de altura, justamente en la latitud donde se encuentra el collar frío. Esta observación es clave para entender la dinámica atmosférica de Venus y su compleja interacción con la radiación solar.

Os enseño un mapa de temperaturas (figura 8) donde las zonas más frías forman un "collar frío" que rodea las latitudes más altas, cercanas a los 90 grados. Actualmente, estoy trabajando con otra estudiante de máster en un proyecto que busca medir imágenes en el tiempo para minimizar el error asociado a nuestras mediciones. Queremos verificar si así podemos detectar la rama de retorno de la posible célula de Hadley. Si lo logramos, podríamos determinar a qué latitud comienza, si está relacionada con el collar frío, el vórtice u otras estructuras.

Figura 8. Mapa de temperaturas

Os muestro un ejemplo en el que cada fotograma está separado por una hora. Podríamos medir el viento usando dos fotogramas consecutivos, aunque el error sería mayor. Sin embargo, al seguir las estructuras que permanecen a lo largo del vídeo, aunque no todas lo hacen, y comparar el primer fotograma con el último, que están separados por cinco o seis horas, el error sería menor. Disponemos de este tipo de imágenes tanto de la misión Venus Express como de la misión Akatsuki, lo que nos permite analizar datos desde 2007 hasta la actualidad, aunque con diferentes resoluciones y alturas de sondeo.

Para concluir con la parte científica de mi investigación y la del grupo, quiero destacar que no solo trabajamos con datos de telescopios o naves espaciales, sino que también intentamos simular numéricamente la atmósfera utilizando modelos computacionales. Este enfoque formó parte de mi trabajo en París. Para hacerlo, es necesario introducir en el modelo las leyes físicas de la circulación atmosférica, la mecánica de fluidos y la termodinámica. Además, se deben especificar las temperaturas a diferentes alturas y cómo creemos que se propaga la energía solar. Con esta información, el modelo genera simulaciones como el campo de temperatura que se muestra aquí, que cubre desde el ecuador hasta los 90 grados de latitud.

Inicialmente, el modelo presentaba un gradiente suave en altura, pero al incorporar la variabilidad en la altura de las nubes (representada por una línea discontinua), apareció una zona más fría que coincide con el collar frío observado en la realidad. Este resultado sugiere que la altura de las nubes podría jugar un papel clave en la formación de ese collar frío. Sin embargo, también surgieron discrepancias, como una región cálida en las alturas superiores que no se observa en la realidad, lo cual indica posibles fallos en el modelo que deben corregirse.

En nuestro grupo en Bilbao no contamos con simulaciones numéricas tan avanzadas para Venus, por lo que no profundizaré más en ese tema.

Respecto al futuro, cabe mencionar que Venus está volviendo a ser un foco de interés científico. La Agencia Espacial Europea ha programado la misión EnVision, que se lanzará entre 2031 y 2033. Aunque la misión se centrará principalmente en estudiar la superficie de Venus, en nuestro grupo planeamos aprovechar sus imágenes para analizar las nubes.

EnVision tendrá una órbita muy similar a la de Venus Express, pero completará una vuelta en 90 minutos, ofreciendo una alta resolución espacial pero un campo de visión más limitado. Para obtener una visión global del planeta y contextualizar las observaciones de EnVision, recurriremos a telescopios terrestres, tanto profesionales como de astrónomos aficionados. De hecho, los astrónomos amateurs están logrando resultados excelentes, especialmente en longitudes de onda ultravioleta y en torno a una micra, lo que permite observar tanto las nubes como la superficie de Venus.

El equipo de EnVision está interesado en colaborar con aficionados para obtener imágenes de contexto que complementen las observaciones de alta resolución de la misión. Queremos crear una red de observadores, tanto profesionales como amateurs, para proporcionar un contexto amplio de las estructuras atmosféricas que se observen con EnVision, como vórtices y ondas. Aunque no tengo experiencia en instrumentación o técnicas de observación, estoy dispuesta a aprender y compartir información relevante.

En resumen, invitamos a cualquier interesado en la astronomía planetaria a unirse a esta red de observación, ya sean expertos o principiantes. Queremos que sea una colaboración fructífera y eficiente. Muchas gracias.

Coloquio

Has dicho que hay una capa superior y otra inferior de nubes, separada por un poco de niebla ¿no?
Bueno, hay niebla, sí, un poco o mucho no sé, pero hay niebla. Las nubes se forman por condensación tanto en tierra como en Venus y para eso depende de la cantidad de partículas que puedan condensar, es decir, abundancia de partículas y las condiciones que tienes de temperatura, presión, etcétera. En Venus, una de las cosas que midieron las ondas, además de la velocidad del viento mientras caían, es esa abundancia de partículas.

¿Se ha observado si estas velocidades del viento se dan igual en la cara diurna y en la cara nocturna?
En la diurna y la nocturna se observan distintas alturas. Entonces, en la diurna es donde obtenemos esta superrotación de los 70 kilómetros por hora. En ultravioleta, diurna, se ven estas líneas azules que son los 360 kilómetros por hora. Cuando nos vamos a la nocturna, que ya tenemos que usar longitudes de onda infrarrojas, ya estamos viendo otra altura. Y a esa altura los vientos son más bajos, más lentos.

¿Hay alguna diferencia entre los vórtices o en los collares fríos entre ambos polos norte y sur?
Me gustaría saberlo, pero no tengo respuesta. El primero que se detectó fue el del sur con una sola imagen de una nave que pasaba por Venus. La del norte se pudo observar con la Pioneer Venus durante un tiempo, pero la que más se ha observado es la del sur, porque la nave Venus Express pasaba más lejos del polo sur y tenía un campo de visión que permitía observar todo el vórtice de toda la región polar.

Conferencia de la Astronómica de Sabadell. Santa Martínez y Sébastien Besse, 19 de febrero de 2025

Nuestra misión favorita es BepiColombo. He entendido que algunos ya habéis oído y leído sobre esta misión. El objetivo que tenemos hoy es realmente engancharos a esta misión y que queráis saber más, que queráis entender más, que queráis seguirnos y descubrir los resultados científicos que esta misión va a ofrecer a la comunidad científica. Vamos a ver si lo conseguimos.

Nosotros trabajamos para la Agencia Espacial Europea. Entiendo que muchos de vosotros ya conocéis lo que es, pero quería dedicar unas palabras para que la conozcáis un poco más. Es una organización intergubernamental. En total, son veintitrés estados miembros los que forman parte. También hay estados que tienen acuerdos de cooperación y son estados asociados.Tenemos un presupuesto anual de unos siete mil setecientos millones de euros. Para que os hagáis una idea, eso es más o menos doce euros por cada ciudadano europeo al año. Así que no es tanto. Lo mismo que puedes dedicar a ir al cine una vez al año, eso es lo que cuesta invertir en todas las actividades que se hacen por parte de la Agencia Espacial Europea.

La agencia emplea en total a unas dos mil quinientas personas directamente, pero en realidad, en los centros de la Agencia Espacial hay alrededor de unas seis mil personas trabajando. Sus centros están distribuidos por toda Europa. En nuestro caso, en concreto, estamos en Madrid, pero tenemos centros en varios países de Europa, y las oficinas centrales están en París.

La labor fundamental de la Agencia Espacial Europea es definir, desarrollar y ejecutar el programa espacial de Europa. Este programa espacial es muy amplio, por lo que abarcamos dominios muy diferentes dentro del sector espacial, que pueden ir desde la observación de la Tierra hasta la investigación científica, pasando por proyectos de exploración espacial, incluyendo misiones robóticas y misiones tripuladas en las que humanos vuelven a explorar e investigar. También trabajamos en servicios y aplicaciones de telecomunicaciones y navegación. Incluso en el acceso al espacio, desarrollando lanzadores, cohetes y todo tipo de tecnología que nos permita enviar nuestros satélites al espacio para continuar la investigación.

En la ESA tenemos dos programas fundamentales: el programa obligatorio, al que todos los estados miembros de la Agencia Espacial tienen que contribuir, y luego el programa opcional, en el que los países pueden escoger a qué actividades quieren contribuir y a cuáles no les interesa.

Nuestro programa, en el que nosotros trabajamos, es el programa científico dentro del directorado de ciencia, y es un programa obligatorio. Es decir, este programa de investigación científica es realmente un programa esencial para la Agencia Espacial.

Nuestro centro de trabajo es muy especial. Está en Madrid, pero estamos en un entorno natural, rodeados de un parque natural (figura 1).  Así que estamos muy contentos de trabajar ahí. Lo llamamos el Centro Europeo de Astronomía Espacial, pero para nosotros es un poco el corazón científico de la ESA. Es el centro que alberga todos los centros de operaciones científicas de misiones planetarias y de misiones de astronomía. Es un lujo realmente trabajar ahí, rodeados de toda esta investigación científica.

Figura 1. Centro de la ESA en Madrid

Además de albergar los centros de operaciones científicas, también cuenta con el Archivo Científico, donde se almacenan todos los datos de las misiones científicas de la ESA. A nosotros nos gusta llamarlo la Biblioteca del Universo. Es una biblioteca a la que todo el mundo puede acceder para descargarse los datos y trabajar con ellos.

Trabajamos en muchos tipos de misiones espaciales diferentes, los observadores cósmicos, como les llamamos. Son fundamentalmente las misiones de astronomía, aquellas que estudian el universo a través del espectro electromagnético. Estas misiones se enfocan en diferentes rangos del espectro electromagnético.

Habéis tenido recientemente una presentación de Plato, de Ana Eras, quien ha venido aquí a contaros sobre esa misión para descubrir y caracterizar sistemas extrasolares y exoplanetas asociados a ellos. Hay misiones de gran impacto, como por ejemplo Gaia, que ha construido el mayor catálogo de estrellas que tenemos, con más de dos mil millones de estrellas, y que posee una precisión exquisita.

Figura 2. Los observadores cósmicos

Nuestro campo de trabajo fundamental son las misiones planetarias, los exploradores del sistema solar. Cualquier objeto de nuestro sistema solar es objeto de estudio de estas misiones, incluyendo el Sol, los cometas y todos los planetas de nuestro sistema solar.

Figura 3. Exploradores del Sistema Solar

Hoy vamos a centrarnos en uno en especial: Mercurio. Os vamos a hablar de BepiColombo.

La misión se lanzó en octubre de desde la Guayana Francesa, un puerto espacial de la Agencia Espacial Europea, muy utilizado para nuestros lanzamientos. Fue un lanzamiento muy especial, ya que ocurrió de noche. Para nosotros, ese momento marca el verdadero inicio de la misión. Sin embargo, su desarrollo, diseño y planificación han llevado muchos años de trabajo previo.

Este proyecto tiene una gran dimensión internacional, con la participación de numerosos científicos e ingenieros.

La misión es ambiciosa y tecnológicamente compleja. Tiene dos particularidades: es una colaboración internacional entre la Agencia Espacial Europea y la Agencia de Exploración Aeroespacial Japonesa, conocida como JAXA.

Durante la fase de crucero, que comenzó tras su lanzamiento, todos los módulos viajan acoplados formando un solo satélite. Sin embargo, cuando lleguemos a Mercurio, previsto para finales de 2026, los módulos se desacoplarán y cada orbitador se quedará en su órbita científica alrededor del planeta.

Figura 4. Los distintos módulos de BepiColombo

Otra particularidad es el módulo de transferencia, que nos acompaña hasta llegar a Mercurio. Su función es proporcionar la propulsión necesaria para completar el viaje.

El sistema de propulsión eléctrica solar es innovador, ya que nunca antes se había usado para una transferencia interplanetaria.

Para que os hagáis una idea de las dimensiones del satélite, de punta a punta mide unos seis metros. Con los paneles solares desplegados, alcanza los treinta metros.

Figura 5. Despliegue del satélite

El peso total al lanzamiento fue de cuatro toneladas, pero la instrumentación científica representa solo una pequeña parte de este peso.

BepiColombo enfrentará un entorno extremo en Mercurio, con temperaturas que oscilan entre menos ciento ochenta y cuatrocientos cincuenta grados centígrados. Además, la radiación solar es diez veces mayor que en la Tierra.

Para soportar estas condiciones, hemos desarrollado tecnologías avanzadas, como un innovador sistema de control térmico y un recubrimiento especial cosido a mano para aislar el satélite.

¿De dónde proviene el nombre de esta misión? Es un nombre bastante peculiar: BepiColombo. En realidad, se debe a un científico, matemático y físico italiano llamado Giuseppe Colombo. En italiano, Giuseppe tiene una versión corta: Bepi, por lo que se le conocía como Bepi Colombo. Él fue la persona que diseñó la trayectoria de un satélite para que se mantuviera en una órbita resonante con el planeta Mercurio, realizando sobrevuelos cerca de otros planetas.

Figura 6. Giuseppe Colombo

Gracias a estos sobrevuelos, la misión Mariner 10, que fue la primera en sobrevolar Mercurio, tuvo éxito. En honor a este científico, decidimos nombrar así nuestra misión.

Ahora, hablemos un poco sobre nuestro viaje hacia el interior del sistema solar. Puede que esta gráfica (figura 7) parezca un poco complicada, pero no lo es. Voy a explicar dos cosas para que se entienda mejor. Los puntos que aparecen en la imagen representan los encuentros y maniobras de asistencia gravitatoria que hemos realizado con otros planetas: uno en la Tierra (tras el lanzamiento), dos en Venus y seis en Mercurio.

Figura 7. Acercamiento de BepiColombo a los distintos planetas interiores

Contamos con un sistema de propulsión eléctrica que nos permite frenar. Es fundamental porque, si enviáramos el satélite en línea recta, la gravedad del Sol haría que nos pasáramos de largo. No podríamos frenar lo suficiente para igualar nuestra velocidad relativa con la de Mercurio alrededor del Sol y ser capturados en su órbita. Por ello, utilizamos estas maniobras de sobrevuelo y el sistema de propulsión eléctrica para desacelerar gradualmente y adaptar nuestra trayectoria a la final, la científica, cuando lleguemos al planeta.

En la gráfica, lo que aparece en verde representa lo que ya hemos hecho. Todas las maniobras de asistencia gravitatoria se han completado, mientras que las líneas en rojo indican el uso del sistema de propulsión. Hasta ahora, lo hemos utilizado poco, pero a partir de este punto lo emplearemos prácticamente de manera continua hasta 2026.

En cuanto a la comunicación con el satélite, contamos con un segmento terrestre. Tenemos un centro de control en Alemania, que es el encargado de comunicarse con el satélite, enviarle señales con la programación científica y recibir los datos. En Madrid, se encuentra el Centro de Operaciones Científicas, donde se coordinan las observaciones y las peticiones de los distintos instrumentos a bordo del satélite, optimizando los recursos y enviando el plan a Alemania para su transmisión al satélite.

Además, contamos con una red de antenas para el envío y recepción de señales. Dado que se trata de una misión conjunta con Japón, trabajamos en estrecha colaboración con el centro de control japonés y con los equipos de instrumentos distribuidos en toda Europa.

La llegada a Mercurio será una de las fases más críticas de la misión, y tendrá lugar en un par de años, en septiembre. Durante seis meses, llevaremos a cabo maniobras cruciales y separaremos los módulos de la nave. Primero, en septiembre, se desacoplará el módulo de transferencia. A continuación, el resto del satélite, aún ensamblado, realizará la inserción en órbita.

Una vez en órbita, se separará primero el orbitador japonés, que quedará en su órbita científica. Luego, se desacoplará el escudo solar, que protegía al satélite japonés de la radiación solar durante el viaje. Esto ocurrirá aproximadamente en diciembre, coincidiendo con la Navidad de 2026. Finalmente, el satélite europeo se quedará en su órbita, que es más amplia.

Ahora, hablemos más de Mercurio y menos de BepiColombo. Aquí tenemos una imagen de Mercurio (figura 8). Es un planeta gris y blanco, con muchas similitudes con la Luna. Sin embargo, si lo observamos con otros instrumentos, podemos verlo desde una perspectiva diferente, con colores que revelan información sobre su composición. Eso es lo que quiero compartir hoy: cómo Mercurio es diferente de la Luna y de otros planetas.

Figura 8. Mercurio

Mercurio y la Luna son tan parecidos que, en algunas imágenes, cuesta distinguirlos. Pero, aunque sean similares, también hay grandes diferencias, y eso es lo que exploraremos.

Hasta ahora, hemos estudiado Mercurio con dos misiones: Mariner 10 y Messenger, que orbitó el planeta durante varios años y cuya misión finalizó hace una década. Gracias a Messenger, hoy tenemos el mejor conocimiento sobre Mercurio.

¿Sabías que Mercurio es el planeta más cercano al Sol y el más pequeño del sistema solar? Tal vez por eso ha sido tan poco explorado. Sin embargo, es un mundo fascinante.

Mercurio es el único planeta, además de la Tierra, que tiene un campo magnético. También tiene hielo, lo cual es sorprendente dado su entorno extremo. La Luna también tiene hielo, lo que refuerza sus similitudes.

Otro aspecto que me interesa mucho son los volcanes. Mercurio tiene volcanes, aunque no están activos. No los necesita: el calor del planeta ya es suficiente.

Para mí, Mercurio es clave para entender lo que ocurre fuera de nuestro sistema solar. Actualmente, conocemos unos 7,500 exoplanetas, y la mayoría de ellos están muy cerca de sus estrellas, igual que Mercurio respecto al Sol. Si comprendemos mejor a Mercurio, podremos entender mejor esos sistemas exoplanetarios.

Otra teoría fascinante es que la formación de Mercurio pudo haber sido similar a la de la Luna. Se cree que un impacto masivo con un proto-Mercurio pudo haberle dado sus características únicas.

El interior de Mercurio es particularmente interesante. Tiene un núcleo sólido y otro líquido, algo muy similar a la Tierra. Esta combinación es necesaria para generar un campo magnético. Así que, aunque Mercurio se parezca a la Luna en su superficie, su interior se asemeja más al de la Tierra (figura 9).

Figura 9. El interior de Mercurio

BepiColombo nos ayudará a investigar más sobre el campo magnético, la exosfera y otros misterios de Mercurio. La exosfera, que es una atmósfera extremadamente tenue, está formada por moléculas expulsadas de la superficie debido al viento solar y los impactos de asteroides.

Uno de los misterios más intrigantes son las "hollows" (hoyos o depresiones) en la superficie de Mercurio (figura 10). Son estructuras geológicas pequeñas, jóvenes y brillantes que no se han visto en ningún otro planeta del sistema solar. Se cree que podrían estar relacionadas con la liberación de gases de la superficie debido al calor del Sol, pero necesitamos más datos para confirmarlo.

Figura 10. Hollow en Mercurio

En el polo norte y sur de Mercurio hay cráteres que nunca reciben luz solar y en cuyo interior se ha detectado hielo de agua. Este hielo pudo haber llegado mediante cometas o asteroides. BepiColombo, con su órbita polar, pasará cada tres horas sobre estas regiones y realizará observaciones para confirmar su composición.

El campo magnético de Mercurio es 100 veces más débil que el de la Tierra, pero sigue siendo un laboratorio ideal para entender mejor cómo funciona el campo magnético terrestre, especialmente en épocas de alta actividad solar.

Por primera vez, gracias a BepiColombo, estudiaremos el campo magnético de Mercurio con dos naves simultáneamente: la europea y la japonesa. Esto nos permitirá entender mejor su interacción con el viento solar y su magnetosfera.

En Mercurio hay dos tipos distintos de volcanes: efusivos y explosivos. Y aquí tengo los dos en la misma imagen (figura 11). Esta zona, que es un cráter antiguo, está llena de magma de lava que ya se ha solidificado, pero se ve que la superficie es lisa y de un color un poquito diferente. Este es el tipo de volcán efusivo. Y aquí al lado hay un volcán explosivo. Aquí está el centro y se nota que es más brillante alrededor. En este tipo de volcanes, el polvo se acumula en los lados. Tenemos este tipo de volcanes en Mercurio. Son muy interesantes y muy importantes para conocer mejor la historia del planeta y cómo ha cambiado su química. Se encuentran en todas partes de Mercurio.

Figura 11. Dos tipos distintos de vulcanismo en Mercurio: efusivo (derecha) y explosivo (izquierda)

Hay muchísimos volcanes en Mercurio, lo cual es muy interesante. Algo que aún no sabemos bien sobre los volcanes, y quiero estudiar con BepiColombo para entender mejor, es la edad de estos volcanes. Hay algunos que son muy antiguos seguramente, pero también parece que hay volcanes que son muy jóvenes. Jóvenes, en este contexto, significa mil millones de años, no tan recientes como ayer. Sin embargo, los volcanes de Mercurio comenzaron hace cuatro mil millones de años, y aún no sabemos exactamente cuándo cesaron las erupciones.

Sabemos que la actividad volcánica alcanzó su máximo justo al inicio de la historia del planeta. Estamos investigando hasta cuándo continuó, pero no lo sabemos con certeza. En cuanto a los volcanes explosivos, en este caso no sabemos nada. Algunos investigadores creen que son muy antiguos, mientras que otros sostienen que son relativamente jóvenes. Necesitamos más datos para entender realmente lo que ha sucedido.

Eso es lo que haremos con Mercurio, porque con BepiColombo contamos con más instrumentos científicos para analizar su superficie en detalle.

Quiero hablar un poco sobre los instrumentos que tenemos a bordo. Es una misión compuesta por dos satélites. En el módulo europeo hay once instrumentos, mientras que en el módulo japonés hay cinco. Estos instrumentos han sido construidos en distintos países de Europa, con contribuciones también de América, Rusia y otros lugares. Entre los instrumentos tenemos cámaras, espectrómetros, detectores de partículas y de polvo, y un magnetómetro.

Los instrumentos japoneses están diseñados para estudiar la magnetosfera y la exosfera del planeta. Son muchos instrumentos en total. Los dos satélites tienen destinos diferentes, y por eso son dos. Como podéis ver, esta misión es una gran colaboración internacional.

El módulo europeo se acercará mucho al planeta, llegando hasta unos 500 kilómetros de la superficie en su punto más próximo y hasta 1,500 kilómetros en su punto más lejano. El satélite japonés, en cambio, orbitará a mayor distancia, ya que su objetivo principal es el estudio de la magnetosfera y la exosfera. En el caso del módulo europeo, nos interesa observar directamente la superficie de Mercurio, por lo que necesitamos acercarnos más.

Figura 12. Órbitas del módulo europeo y japonés

Los instrumentos están distribuidos en distintos puntos del satélite, como se puede ver en las imágenes. Algo que mencioné de pasada al principio es que tenemos una configuración especial con tres o cuatro módulos unidos durante la fase de crucero.

Durante el crucero, los instrumentos no pueden operar. No es posible tomar imágenes ni realizar análisis de Venus o la Tierra. No han podido hacer nada en esa fase, lo cual es una pena, porque me encantan las cámaras, pero no se puede hacer mucho en ese momento. Sin embargo, tuvimos suerte porque hay tres cámaras colocadas en el módulo de transferencia. Gracias a esto, hemos podido tomar imágenes casi a diario para comprobar el funcionamiento de los mecanismos del satélite.

Además, durante los sobrevuelos hemos capturado imágenes de los planetas. Tenemos imágenes de la Tierra y dos de Venus. También hemos realizado tres sobrevuelos de Mercurio, fotografiando distintas regiones del planeta.

En uno de los sobrevuelos del año pasado, en septiembre, logramos acercarnos como nunca antes a otro planeta: a tan solo 165 kilómetros de Mercurio (figura 13). Fue un acercamiento muy complejo, pero las imágenes obtenidas son espectaculares y recuerdan mucho a las de la misión Messenger. En diciembre se realizó el quinto sobrevuelo.

Figura 13. Máximo acercamiento a Mercurio

Para mí fue particularmente relevante porque MERTIS, uno de los instrumentos de BepiColombo, es un espectrómetro que estudia la superficie de Mercurio en el infrarrojo. Esto no se puede hacer desde la Tierra debido a la atmósfera, que impide la observación en ese rango. Además, misiones anteriores como Mariner 10 o Messenger no contaban con un instrumento de este tipo. Es la primera vez que podemos ver Mercurio en el infrarrojo.

Esta imagen es histórica (figura 14) y es necesario analizar los datos en detalle. En la imagen se aprecia un pequeño cráter cuya emisión térmica es distinta a la del resto del planeta. Los científicos están estudiando estos datos porque resultan muy novedosos e interesantes.

Figura 14. Mercurio en infrarrojo

El último sobrevuelo, realizado hace aproximadamente un mes, pasó justo sobre el polo norte de Mercurio. Como mencionamos antes, en los cráteres de esta región el Sol nunca llega directamente, lo que permite la acumulación de hielo. Con este tipo de cámara no podemos ver con certeza si el hielo es de agua o de otro material, ya que su función principal es la captura de imágenes. Sin embargo, BepiColombo realizará más estudios en el futuro para investigar este aspecto.

Bueno, espero que hayáis disfrutado de este recorrido científico por Mercurio y que os haya resultado interesante conocer los descubrimientos que podremos hacer con esta impresionante misión. Nosotros hablamos de esta misión con mucha pasión, como podéis ver, porque hemos dedicado muchos años a ella y sabemos el enorme esfuerzo que hay detrás.

Seguid las noticias en redes sociales y no dudéis en hacer preguntas sobre la misión. Aún nos quedan dos años de propulsión eléctrica para continuar frenando hasta alcanzar la velocidad, energía y momento necesarios para entrar en órbita.

A partir de septiembre de 2026 comenzará un periodo crítico de seis meses con maniobras de separación e inserción orbital, seguido del desacoplamiento de los módulos. Finalmente, en abril de 2027 comenzará la fase científica de la misión.

La misión está planificada inicialmente para un año de observación continua, pero nuestra intención es extenderla tanto como lo permita la tecnología.

Coloquio

Cuando la misión finalice y los satélites ya no sean operativos, ¿cómo se tiene previsto eliminarlos? ¿Quedarán orbitando Mercurio o qué ocurrirá con ellos?
En principio, el satélite japonés, debido a la degradación de su órbita y la falta de capacidad para corregirla, acabará estrellándose contra la superficie del planeta en unos años. El satélite europeo, en cambio, podrá mantenerse en órbita hasta por 50 años, aunque eventualmente la tecnología dejará de funcionar y la comunicación se perderá. Finalmente, también acabará impactando contra Mercurio.

Tengo una pregunta: la cola de mercurio y de sodio, ¿será posible observarla desde el BepiColombo? ¿Quizás es del módulo japonés?
Claro, sí, esa es la idea. Ambos satélites están diseñados para realizar estas observaciones. En el módulo MPO, el módulo europeo, hay cuatro instrumentos dedicados a medir la cola de sodio, así como otras especies químicas dentro de la exosfera de Mercurio. Los japoneses también cuentan con un instrumento especializado en este estudio, además de analizar el polvo presente en la exosfera. Estos datos se recopilarán en un modelo tridimensional.

Se generará un mapa 3D de la exosfera de Mercurio y los japoneses harán lo mismo, pero con un enfoque más externo. De este modo, obtendremos un modelo tridimensional detallado de la cola de sodio en Mercurio.

Me ha parecido oír que la propulsión del satélite se basa en la aceleración de iones de un gas noble como el neón, argón o xenón. ¿Cómo se ioniza este gas antes de propulsarlo? ¿Se ioniza en el propio satélite o ya viene ionizado de fábrica?
No, el gas se ioniza en el propio satélite. Esto se logra mediante calentamiento, lo que permite la separación de los iones. La aceleración se realiza mediante unas rejillas ubicadas en la zona de salida del propulsor. Estas rejillas, al aplicar un voltaje muy alto, aceleran los iones y generan la propulsión.