MAGALLANES EN VENUS

MAGALLANES EN VENUS
Tomado de http://www.upv.es/satelite/trabajos/Grupo13_98.99/DOMINGO/magellan/magmisi.html
INTRODUCCIÓN
La misión de la Magallanes, además de su especial contribución científica, tiene un lugar privilegiado en el
programa espacial de los Estados Unidos. Magallanes es la primera nave que fue lanzada por una lanzadera, y fue
la primera de una serie de misiones de exploración planetaria desde el lanzamiento de la nave Pioneer 12 años
antes.
El estudio de una misión de imágenes radar para mapear la superficie de Venus surgió en la NASA en los primeros
años de 1970 en la JPL (Jet Propulsion Laboratories). El proyecto fue denominado Venus Orbiting Imaging Radar
(VOIR), y los investigadores científicos fueron seleccionados en 1979. VOIR fue tachada de muy cara y se canceló
en 1982. En octubre de 1983, la misión de Venus fue retomada y renombrada como Venus Radar Mapper (VRM),
en ella se redujeron los experimentos excepto los de campo de gravedad y todos aquellos que estaban relacionados
con el radar (éstos incluían la captación de imágenes, altimetría y radiometría).
La nave fue construida con la mitad del presupuesto previsto gracias a que VRM utilizó tecnologías y componentes
de repuesto de otras misiones como la Voyager, Galileo y Ulysses.
Los principales contratistas seleccionados para esta misión fueron la Martin Marietta Astronautics Group de
Denver, Colorado, para la nave, y la Hughes Aircraft Company de El Segundo, California, para el radar.
La misión que en principio se llamó VRM fue oficialmente renombrada Magallanes en 1986 por la similitud de los
objetivos de esta misión con la expedición que el explorador Fernando Magallanes realizó en el siglo XVI en la
Tierra.
Así, con los ahorros en experimentos y con otros compromisos como el uso de una órbita elíptica en vez de la
circular prevista para la VOIR, la misión de Venus estaba de nuevo en marcha con un lanzamiento planeado para
Mayo de 1988.
El desastre del Challenger en 1986 causó otro retraso. La explosión condujo a volver a evaluar y a la subsecuente
cancelación del Centauro en la lanzadera. El Centauro era el InertialUpper Stage (IUS) más poderoso jamás
diseñado, pero sus combustibles de oxígeno líquido y de hidrógeno líquido fueron considerados como muy
peligrosos para ser cargados en el vehículo espacial.
Un Inertial Upper Stage de las Fuerzas Armadas de los Estados Unidos, menos poderoso, reemplazó al Centauro
como propulsor de la Magallanes, esto requirió algunas modificaciones de los diseños de la nave y de los planes de
la misión. La estructura de aluminio del adaptador del Centauro fue reemplazada por una armadura de grafitoepoxi.
El procedimiento del lanzamiento fue cambiado para desplegar los paneles solares antes de la ignición del IUS
pues los motores estaban muy cerca de los extremos de los paneles solares mientras estaban en su posición de
almacenaje. Se utilizó una maqueta para simular las situaciones que viviría la Magallanes.
La pérdida del Challenger y los 32 meses de suspensión de misiones con lanzaderas retrasaron muchas actividades
espaciales ya planeadas. La misión de la Galileo a Júpiter debería haber sido lanzada en octubre de 1989, la
primera fecha para la Magallanes, o esperar dos años para conseguir el alineamiento necesario de los planetas. Al
final la Magallanes fue lanzada en mayo de 1989 utilizando una trayectoria de tipo IV. Esto significaba que la
Magallanes tardaría 15 meses en realizar un viaje de una vuelta y media alrededor del sol hasta alcanzar Venus. El
lanzamiento original en mayo de 1988 habría permitido a la Magallanes alcanzar Venus en 4 meses viajando con
una trayectoria tipo I.
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OBJETIVOS DE LA MISIÓN
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Obtener imágenes radar de casi toda la superficie de Venus.
Obtener mapas topográficos de Venus con resolución espacial de 50 Km. y resolución vertical de
100 m.
Obtener datos globales del campo de gravedad con resolución de 700 Km. y de 2 a 3 miligalones de
precisión.
Desarrollar una comprensión de la estructura geológica del planeta, incluyendo su distribución de
densidad y su dinámica
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CARACTERÍSTICAS DE LA MISIÓN PRINCIPAL
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Crucero interplanetario: del 4 de mayo de 1989 al 10 de agosto de 1990
Primer ciclo de mapeado: del 15 de septiembre de 1990 al 15 de septiembre de1991.
Periodo orbital: 3,5 horas
Inclinación de la órbita: 86º
Mapeado radar por órbita: 37,2 minutos
Cobertura planetaria del radar de mapeado: 98%
Cobertura planetaria de los datos de gravedad: 95%
Misión extendida: 15 de septiembre de 1991
Ciclo 2: Toma de imágenes del polo sur y de los huecos del ciclo 1.
Ciclo 3: Recogida de imágenes estéreo y de huecos remanentes.
Ciclo 4: Medida del campo gravitatorio de Venus.
Ciclo 5: Aerobraking a una órbita circular y medida de la gravedad global.
Ciclo 6: Recogida de datos de gravedad de alta resolución y realización de experimentos de radio.
Experimento Windmill: Observación del comportamiento de las moléculas en la atmósfera más
alta.
Fin del experimento: 1 de octubre de 1994.
Tomado de http://www.upv.es/satelite/trabajos/Grupo13_98.99/DOMINGO/magellan/magtele.html
TELECOMUNICACIONES
Conocer Venus con detalle ha sido posible gracias al sistema radar y a la habilidad de la Magallanes para enviar
grandes cantidades de datos a la Tierra. La mayoría de los componentes de comunicaciones para enviar, recibir y
decodificar señales de radio están localizados en el F.E.M. Estos componentes incluyen equipos redundantes. La
nave Magallanes incluye dos transpondedores estándar de la NASA que incluyen un receptor, un detector de
comandos y un amplificador de baja potencia. Además de los amplificadores de baja potencia de los
transpondedores, la nave incluye dos amplificadores de potencia de tubos de onda progresiva. Los transpondedores
y los tubos de onda progresiva hacen que la Magallanes sea capaz de transmitir con una tasa de pico de 268,8 kbps.
En comparación, el Viking Orbiter transmitía en 1976 sus detalladas imágenes de Marte a 16 kbps.
La Magallanes utiliza dos transmisores diferentes que operan en las bandas S y X para la comunicación con la
Tierra. La banda S se utiliza para transmitir datos de ingeniería a la Tierra y para la mayoría de las transmisiones de
comandos desde la Tierra a la nave. Las altas frecuencias de la banda S hacen posible que la antena de alta
ganancia (HGA) concentre las señales de baja potencia (5 vatios) tanto que pueden ser detectadas en la Tierra
desde distancias superiores a 257 millones de kilómetros. La transmisión en banda S hace posible que la HGA
transmita una señal todavía más concentrada a la Tierra. La utilización de la banda X y una señal de mayor
potencia (20 vatios) hace posible que se puedan transmitir datos a velocidades muy altas. Desde la órbita de Venus,
este sistema enviará datos de las condiciones de la nave a la Tierra a 1,2 kbps en banda S y simultáneamente
transmite los datos radar a 268,8 kbps en banda X.
Las antenas de comunicaciones de alta, media y baja ganancia completan el subsistema de telecomunicaciones.
HGA(antena de alta ganancia): Esta antena de 3,7 metros de diámetro es crítica para todos los aspectos de la
misión. LA HGA transmite y recibe los pulsos radar que se utilizan para el mapeado de Venus, recoge la energía
radiante que emite Venus (para el experimento de radiometría), envía datos científicos y de ingeniería a la Tierra, y
recibe las órdenes que desde la Tierra dirigen las actividades de la nave. La HGA tiene un total de ancho de haz de
2,2 º en la banda S y 0,6 º en la banda X.
MGA(antena de media ganancia):Esta antena se utiliza preferentemente para enviar órdenes y para recibir datos de
ingeniería de la Magallanes durante la maniobra de inserción en la órbita de Venus (VOI) y durante parte del vuelo
de 15 meses. Como sus 18 º de ancho de haz son suficientes para la telemetría (sin tener que recurrir al
apuntamiento preciso que proporciona el estrecho ancho de haz de la HGA), la MGA es también utilizada para
situaciones de emergencia.
LGA (antena de baja ganancia): Está montada en lo alto de la HGA así que ninguna parte de la nave interfiere en el
haz directo. Gracias a su diseño los comandos pueden ser recibidos desde cualquier dirección dentro de 90º desde
sus ejes centrales. Esta cobertura hemisférica reduce la necesidad de apuntamiento preciso durante una emergencia
Tomado de http://soho.igeofcu.unam.mx/skylab/boletin/bol09.html
Venus: nuestro mundo vecino
Yolanda Cedillo
Depto. Física Espacial, IGF, UNAM
Durante mucho tiempo se consideró al planeta Venus como el planeta "hermano" de la Tierra, debido a varias
similitudes que presentan como son su tamaño, densidad y distancia al Sol. Visto a través de un telescopio, Venus
tiene una apariencia de disco difuso debido a la gran cantidad de nubes que ocultan su superficie misteriosa e
inaccesible, la cual fue objeto de diversas especulaciones acerca de sus condiciones ambientales. Los primeros
datos acerca de sus características físicas fueron aportados por las naves soviéticas Venera, las cuales se posaron
sobre la superficie venusina solo para ser destrudas una hora después por la densa, caliente y corrosiva atmósfera
de este planeta. En la década pasada las Venera 15 y 16 orbitaron Venus y obtuvieron imágenes de radar de baja
resolución de la superficie del planeta.
Por estudios hechos por éstas y otras misiones y desde la Tierra, se sabe que Venus no es un mundo agradable ni
apto para la vida. Es, en realidad, muy distinto a la Tierra. Su temperatura superficial es de 470ºC y su presión es
de 90 veces la presión atmosférica en la superficie terrestre. Su atmósfera está compuesta en su mayoría de dióxido
de carbono (96%) y nubes y lluvia de ácido sulfúrico. Este hermoso planeta es realmente un lugar muy parecido al
infierno. Otra características que lo hace diferente es su rotación en sentido retrógrado (en sentido opuesto a la
rotación de los demás planetas y el Sol), la cual, además, es sumamente lenta: Venus tarda 243 días terrestres en
dar una vuelta sobre su eje. Es el único planeta cuyo período de rotación es más largo que su período de traslación,
pues este último es de aproximadamente 225 días. Otra diferencia importante es que carece de satélites y de campo
magnético.
Recientemente una misión de gran importancia, la Misión Magallanes, fue diseñada para estudiar el planeta. La
nave del mismo nombre partió rumbo a Venus el 4 de mayo de 1989 y llegó a su órbita el 10 de agosto de 1990.
Uno de los objetivos de la misión Magallanes fue obtener imágenes de la superficie venusina por medio de radar de
alta resolución (100 m) y estudiar en detalle la estructura geológica del planeta. Como ésta se encuentra cubierta
por una atmósfera opaca, no se usaron las cámaras convencionales. En su lugar se utilizó el radar, en el que se usa
energía de microondas que hace las veces de un "flash" de cámara, para "iluminar" áreas del planeta. Durante
cuatro años la nave Magallanes elaboró mapas de toda la superficie y obtuvo también datos de gravedad que,
combinados con los datos topográficos, facilitan los estudios de la relación entre la morfología y la estructura
interna del planeta. Los resultados de la misión Magallanes mostraron condiciones internas en Venus también muy
diferentes a las de la Tierra. Al parecer los dos mundos se formaron al mismo tiempo, pero evolucionaron de
manera muy distinta. Las imágenes de radar del Magallanes también revelaron un paisaje escarpado, con gran parte
de la superficie cubierta por material volcánico y una morfología de planicies de lava, campos de domos de lava y
grandes volcanes. Las imágenes mostraron pocos cráteres de impacto, lo cual indica que la superficie actual de
Venus es de formación reciente, menos de 800 millones de años. Esto implica que hubo algún evento o eventos
posteriores a la formación de Venus que han "revestido" su superficie. Tal vez grandes emisiones de lava por
erupciones volcánicas intensas. Aunque Venus tiene aun volcanes activos, ninguna de las misiones espaciales ha
registrado emisiones de lava. El sondeo por radar del Magallanes no muestra huellas de grandes cuerpos de agua o
líneas de costa o cuencas oceánicas, ni rasgos evidentes de erosión fluvial. No hay evidencia de erosión por viento,
aunque existe un transporte lento de polvo y viento. Las observaciones del Magallanes revelaron que en Venus no
existe tectónica de placas, como en la Tierra, por lo que uno de misterios que persisten es el origen de los Montes
Maxwell, una cadena montañosa con 12 km de altura. En la Tierra, las cadenas montañosas se forman por el
movimiento relativo de las placas tectónicas, proceso llamado orogénesis.
La misión Magallanes finalizó el 12 de octubre de 1994, pero la enorme cantidad de datos obtenidos tardará
muchos años en ser analizada Con solo los datos de esta misión será posible tener un conocimiento de la superficie
de Venus, mejor del que se tiene de la Tierra. Estos datos nos permitirán también conocer y comparar cómo ha sido
la evolución de estos dos mundos vecinos.
Tomado de http://www2.jpl.nasa.gov/magellan/fact.html
Mission Summary
The Magellan spacecraft, named after the sixteenth-century Portuguese explorer whose expedition first
circumnavigated the Earth, was launched May 4, 1989, and arrived at Venus on August 10, 1990. Magellan's solid
rocket motor placed it into a near-polar elliptical orbit around the planet. During the first 8-month mapping cycle
around Venus, Magellan collected radar images of 84 percent of the planet's surface, with resolution 10 times
better than that of the earlier Soviet Venera 15 and 16 missions. Altimetry and radiometry data also measured the
surface topography and electrical characteristics.
During the extended mission, two further mapping cycles from May 15, 1991 to September 14, 1992 brought
mapping coverage to 98% of the planet, with a resolution of approximately 100m.
Precision radio tracking of the spacecraft will measure Venus' gravitational field to show the planet's internal mass
distribution and the forces which have created the surface features. Magellan's data will permit the first global
geological understanding of Venus, the planet most like Earth in our solar system
Key Scientific Results
Study of the Magellan high-resolution global images is providing evidence to understand the role of impacts,
volcanism, and tectonism in the formation of Venusian surface structures.
The surface of Venus is mostly covered by volcanic materials. Volcanic surface features, such as vast lava plains,
fields of small lava domes, and large shield volcanoes are common.
There are few impact craters on Venus, suggesting that the surface is, in general, geologically young - less than 800
million years old.
The presence of lava channels over 6,000 kilometers long suggests river-like flows of extremely low-viscosity lava
that probably erupted at a high rate.
Large pancake-shaped volcanic domes suggest the presence of a type of lava produced by extensive evolution of
crustal rocks.
The typical signs of terrestrial plate tectonics - continental drift and basin floor spreading - are not in evidence on
Venus. The planet's tectonics is dominated by a system of global rift zones and numerous broad, low domical
structures called coronae, produced by the upwelling and subsidence of magma from the mantle.
Although Venus has a dense atmosphere, the surface reveals no evidence of substantial wind erosion, and only
evidence of limited wind transport of dust and sand. This contrasts with Mars, where there is a thin atmosphere, but
substantial evidence of wind erosion and transport of dust and sand.
Imágenes http://nssdc.gsfc.nasa.gov/imgcat/html/mission_page/VN_Magellan_page1.html