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SPHEREx finaliza su primer cartografiado infrarrojo de todo el cielo

Publicado el 20 diciembre, 202520 diciembre, 2025 por nosolosputniks

El telescopio espacial de la NASA ha observado la bóveda celeste en 102 longitudes de onda infrarrojas durante sus primeros seis meses de operaciones científicas.

El telescopio espacial SPHEREx de la NASA ha completado su primer mapa infrarrojo de todo el cielo, una cartografía global obtenida en 102 longitudes de onda distintas. Este conjunto de datos ofrece una visión del universo en regiones del espectro electromagnético invisibles al ojo humano y permite estudiar la estructura a gran escala del cosmos, la evolución de las galaxias y la distribución de compuestos clave en la Vía Láctea.

SPHEREx fue lanzado el 11 de marzo de 2025 y comenzó sus observaciones científicas en mayo. En solo seis meses ha logrado cubrir los 360 grados del cielo mediante un escaneo sistemático desde una órbita baja terrestre. La misión está diseñada para repetir este cartografiado completo cuatro veces durante su misión primaria de dos años, de modo que la combinación de los mapas sucesivos incremente la sensibilidad y reduzca el ruido de las mediciones.

El observatorio toma su nombre de Spectro-Photometer for the History of the Universe, Epoch of Reionization and Ices Explorer y fue concebido como una misión de sondeo espectral global. Durante su misión primaria recogerá datos de más de 450 millones de galaxias y más de 100 millones de estrellas de la Vía Láctea, con el objetivo de investigar el origen del universo y la evolución de sus grandes estructuras desde los primeros instantes tras el Big Bang hasta la actualidad.

Las 102 bandas espectrales utilizadas por SPHEREx corresponden principalmente al infrarrojo cercano, una región del espectro donde se concentran muchas de las emisiones astrofísicas relevantes. Cada longitud de onda resalta componentes distintos del universo, como poblaciones estelares, gas ionizado caliente o nubes de polvo interestelar, que pueden ser opacas o invisibles en otras bandas. Esta cobertura espectral uniforme permite comparar regiones muy distintas del cielo bajo un mismo marco observacional, algo que no había sido posible con anteriores misiones de cartografiado completo.

Uno de los principales objetivos científicos de SPHEREx es estudiar las huellas de la inflación cósmica, un proceso extremadamente breve ocurrido en los primeros instantes tras el Big Bang. Aunque tuvo lugar en una fracción diminuta de segundo, dejó una señal medible en la forma en que las galaxias se agrupan y distribuyen a gran escala. Para ello, SPHEREx medirá la distancia a cientos de millones de galaxias, generando un mapa tridimensional del universo que permitirá analizar variaciones sutiles en la distribución de la materia.

Simulación panorámica del primer mapa completo del cielo observado por SPHEREx, mostrando la transición entre emisiones de gas caliente, polvo cósmico y poblaciones estelares. Créditos: NASA/JPL-Caltech.

Además de su vertiente cosmológica, la misión cartografiará la distribución de hielo, agua y compuestos orgánicos en la Vía Láctea. Estos datos aportarán información sobre los entornos donde se forman estrellas y sistemas planetarios y sobre la disponibilidad de los ingredientes químicos asociados a procesos de formación planetaria.

La estrategia de observación de SPHEREx se basa en una órbita polar que le permite rodear la Tierra unas 14,5 veces al día. Cada jornada obtiene alrededor de 3.600 imágenes correspondientes a una franja circular del cielo. A medida que la Tierra avanza en su órbita alrededor del Sol, el campo de visión del telescopio se desplaza gradualmente, permitiendo cubrir nuevas regiones del firmamento hasta completar el mapa global tras varios meses de observaciones continuas.

El telescopio emplea seis detectores, cada uno equipado con un filtro espectral que incorpora un gradiente continuo de 17 bandas. De este modo, cada imagen contiene información en 102 longitudes de onda distintas. Desde el punto de vista científico, cada mapa global generado por SPHEREx equivale a 102 mapas superpuestos, cada uno sensible a diferentes procesos físicos y químicos.

Este enfoque se basa en la espectroscopía, una técnica que permite extraer información sobre composición, temperatura y distancia de los objetos celestes a partir de su emisión luminosa. SPHEREx combina una cobertura espectral amplia con un campo de visión global, situándose como una misión complementaria a telescopios espaciales de alta resolución y campo reducido, como el James Webb, optimizada para estudios estadísticos y de gran escala.

Antes de completar su primer mapa global, SPHEREx ya había comenzado a producir resultados científicos. En agosto de 2025, el observatorio participó en la observación del cometa interestelar 3I/ATLAS, contribuyendo al estudio de sus propiedades físicas y composición química en coordinación con otros telescopios espaciales. Estas observaciones tempranas demostraron la versatilidad del instrumento más allá de sus objetivos cosmológicos principales.

El primer mapa infrarrojo completo del cielo obtenido por SPHEREx marca el inicio de una fase de explotación científica que se prolongará durante años. La combinación de estos datos con los de otros observatorios espaciales y terrestres permitirá abordar cuestiones fundamentales de la cosmología, la evolución galáctica y la astrofísica del medio interestelar desde una perspectiva global y homogénea. Todos los datos de la misión estarán disponibles de forma pública, consolidando a SPHEREx como un archivo de referencia para la investigación astrofísica contemporánea.

Referencias y más información:

Noticia original JPL
Misión SPHEREx en NASA Science

El interior de Titán, entre un océano global y capas deformables de hielo profundo

Publicado el 18 diciembre, 2025 por nosolosputniks

Un estudio basado en datos de la misión Cassini muestra que la deformación de Titán no requiere necesariamente un océano subsuperficial continuo

Durante años, el interior de Titán se ha interpretado como uno de los casos más representativos de un satélite con un océano global oculto bajo su superficie helada. A partir de los datos obtenidos por la misión Cassini, la interpretación dominante en la literatura post-misión asumía que bajo la corteza de hielo de la mayor luna de Saturno existía una capa continua de agua líquida, situada entre el núcleo rocoso y el hielo superficial. Esta hipótesis convirtió a Titán en un miembro destacado del grupo de los llamados «mundos océano» y reforzó su interés desde el punto de vista geofísico y químico.

La base de esta interpretación está en la respuesta de Titán a la gravedad de Saturno. Su órbita ligeramente elíptica provoca ciclos periódicos de compresión y relajación a lo largo de cada revolución. Cassini midió este efecto de forma indirecta, detectando pequeñas variaciones en su velocidad durante una serie limitada de sobrevuelos dedicados a la medición de su campo gravitatorio. El grado de deformación inferido parecía elevado para un cuerpo completamente sólido y se consideró compatible con la presencia de una capa líquida interna, capaz de facilitar una respuesta más flexible frente a las fuerzas gravitatorias del planeta.

A partir de estas observaciones se desarrollaron modelos que describían a Titán como una estructura en capas bien definida, con un núcleo rocoso, un océano global de agua líquida y una corteza de hielo relativamente rígida en la superficie. Con el tiempo, esta visión pasó de ser una hipótesis plausible a convertirse en la explicación asumida de forma general, pese a que siempre estuvo sustentada en inferencias indirectas.

Hipótesis del océano subsuperficial en Titán

Esta circunstancia introduce una limitación fundamental. Cassini nunca observó el interior de Titán de forma directa y solo realizó diez sobrevuelos específicamente diseñados para estudiar su gravedad. Toda la información disponible procede del análisis de desviaciones extremadamente pequeñas en la trayectoria de la nave y de cómo estas se traducen en modelos físicos del interior. Con un conjunto de datos tan limitado, distintas configuraciones internas pueden producir respuestas externas similares, lo que deja un margen real para interpretaciones alternativas.

Precisamente, de eta ambigüedad parte un nuevo estudio publicado en Nature. No incorpora observaciones nuevas procedentes de otra misión, sino que reanaliza los mismos datos de la Cassini utilizando técnicas de procesado desarrolladas con posterioridad al final de la misión. Estas herramientas permiten reducir el ruido de las señales originales y extraer información que antes quedaba parcialmente oculta por las limitaciones del análisis inicial.

Reinterpretación de los datos gravitatorios de Cassini

El enfoque del trabajo va más allá de cuantificar cuánto se deforma Titán bajo la atracción de Saturno. Se centra también en cómo se comporta durante ese proceso y en cuánta energía se pierde internamente cuando la luna se comprime y se relaja de forma repetida. Esa pérdida de energía, que se transforma en calor, depende de la naturaleza de los materiales del interior y permite distinguir entre un comportamiento dominado por un líquido libre y otro controlado por materiales sólidos capaces de deformarse lentamente.

Según este nuevo análisis, la forma en que Titán pierde energía al deformarse no encaja bien con la presencia de un océano global continuo. Un océano de ese tipo tendería a desacoplar mecánicamente las capas profundas y a reducir su participación en el proceso de deformación. Sin embargo, los datos reanalizados apuntan a una absorción de energía más eficiente de lo que cabría esperar en ese escenario.

A partir de esta discrepancia, los autores proponen una hipótesis alternativa. En lugar de un océano global, el interior de Titán estaría dominado por capas muy extensas de hielo sometidas a altas presiones. En esas condiciones, el hielo no se comporta como el sólido rígido de la superficie, sino como un material capaz de deformarse de manera lenta y progresiva. Estas capas profundas podrían encontrarse cerca de su punto de fusión y contener pequeñas cantidades de agua líquida dispersa, pero sin formar una capa continua que rodee toda la luna.

En este escenario, la deformación observada por Cassini no sería una prueba directa de un océano oculto, sino la consecuencia de un interior mayoritariamente sólido, pero dinámico, capaz de responder de forma apreciable a las fuerzas gravitatorias de Saturno. El calor generado durante estos ciclos podría transportarse hacia el exterior sin que llegue a acumularse suficiente agua líquida como para dar lugar a un océano estable a escala global.

Implicaciones para la estructura interna de Titán

Conviene insistir en que esta nueva propuesta no sustituye una certeza por otra. Tanto la hipótesis clásica del océano global como este modelo alternativo son interpretaciones compatibles, con distintos matices, de los datos escasos datos disponibles. La diferencia es que el nuevo análisis muestra que la existencia de un océano subsuperficial continuo no es una consecuencia obligada de las observaciones y que el interior de Titán puede explicarse mediante una estructura más compleja de lo que se asumía durante años.

El caso de Titán tiene implicaciones más amplias. Durante la última década, el concepto de mundo océano se ha aplicado a numerosos satélites helados a partir de evidencias indirectas similares. Este estudio subraya hasta qué punto interpretaciones consolidadas pueden depender de modelos simplificados y de conjuntos de datos escasos, y cómo revisiones posteriores pueden abrir escenarios alternativos igualmente plausibles.

Desde el punto de vista de la presencia de agua líquida, el nuevo modelo no la descarta, pero la sitúa en un contexto distinto. En lugar de un océano extenso y global, el agua quedaría confinada a cantidades más limitadas y localizadas dentro de capas profundas de hielo, con implicaciones diferentes para los procesos químicos internos.

La misión Dragonfly, cuyo lanzamiento está previsto para finales de esta década, podrá aportar nuevas pistas, aunque no está diseñada para explorar directamente el interior profundo de Titán. Hasta entonces, la estructura interna de la luna sigue siendo un problema abierto, condicionado por la escasez de datos y por la necesidad de interpretar señales indirectas obtenidas por la misión Cassini.

Referencias y más información:

Petricca, F. et al. Titan’s strong tidal dissipation precludes a subsurface ocean. Nature, volumen 648, diciembre de 2025.

Cassini-Huygens

Los satélites de Saturno

Saturno

ALMA reconstruye la estructura interna de un jet protoestelar con un detalle sin precedentes

Publicado el 17 diciembre, 202517 diciembre, 2025 por nosolosputniks

La interacción entre el jet protoestelar de SVS 13 y su entorno confirma modelos teóricos clásicos y revela cómo los estallidos de acreción dejan su huella en el gas eyectado

Las estrellas similares al Sol no se forman en entornos tranquilos. Durante sus primeras etapas, mientras acumulan masa desde un disco de acreción, expulsan parte de ese material en forma de chorros colimados de gas que atraviesan el medio interestelar a velocidades supersónicas. Estos jets protoestelares, observables con instrumentos como ALMA, no son un subproducto del proceso, sino un mecanismo que regula el crecimiento estelar, redistribuye el momento angular y altera las condiciones físicas del entorno donde se formarán sistemas planetarios.

La acreción no es continua. Las estrellas jóvenes atraviesan episodios breves de actividad intensa, conocidos como estallidos, durante los cuales aumenta de forma abrupta la tasa de entrada de material desde el disco. Estos eventos modifican la velocidad y la estructura del material eyectado, dejando huellas persistentes en el gas expulsado que pueden conservarse durante décadas.

Observaciones de ALMA revelan la dinámica interna de un jet protoestelar

Un estudio liderado por el Instituto de Astrofísica de Andalucía ha reconstruido con un detalle sin precedentes la interacción entre uno de estos jets y su entorno inmediato. El trabajo, basado en observaciones del radiotelescopio interferométrico ALMA y publicado en Nature Astronomy, proporciona la primera confirmación observacional directa de un modelo teórico propuesto hace más de treinta años para describir la dinámica interna de los jets estelares.

El avance se apoya en una técnica que permite obtener imágenes de la sección transversal del jet organizadas en una secuencia de anillos. Cada corte corresponde a material que se desplaza a una velocidad distinta, lo que permite reconstruir cómo el chorro evoluciona, se fragmenta y transfiere energía al medio interestelar a medida que se propaga. El resultado es una tomografía del jet que revela su estructura interna con un nivel de detalle hasta ahora inalcanzable.

SVS 13 como laboratorio para estudiar jets protoestelares

El sistema estudiado es SVS 13, un sistema binario de estrellas en formación situado en la región NGC 1333, a unos 1.000 años luz de la Tierra. SVS 13 es conocido por su elevada actividad y por estar asociado a los objetos Herbig-Haro HH7-11, visibles en longitudes de onda ópticas y generados cuando el jet impacta contra el gas circundante. Su cercanía relativa y su historial de estallidos lo convierten en un laboratorio adecuado para analizar la conexión entre disco, acreción y eyección de material.

Las observaciones de ALMA alcanzan una sensibilidad suficiente para detectar estructuras internas débiles y finas dentro del jet. El análisis combinado de los datos y de simulaciones hidrodinámicas muestra que las variaciones en la velocidad de eyección generan ondas de choque internas. Estas ondas se expanden lateralmente, comprimen el gas circundante y excavan cavidades que pueden observarse en otras longitudes de onda.

Simulación hidrodinámica de jet protoestelar — Simulación numérica de un jet con velocidad de eyección variable con el tiempo. *Créditos: James M. Stone*

Uno de los resultados más relevantes del estudio es la identificación directa de la huella de un antiguo estallido de acreción observado en el brillo de la estrella hace décadas. Ese episodio, registrado como un aumento repentino de luminosidad, queda reflejado de forma clara en la estructura del jet molecular. Por primera vez, es posible vincular un evento observado en la estrella con una señal física concreta en el material eyectado.

Este resultado demuestra que, aunque la formación estelar y planetaria se desarrolla a lo largo de millones de años, pueden detectarse cambios significativos en escalas de tiempo humanas. El jet actúa como un registro dinámico de los episodios más energéticos de la vida temprana de la estrella, permitiendo reconstruir su historia reciente a partir de la morfología y la cinemática del gas expulsado.

Observación ALMA del jet protoestelar de SVS 13 — Visión tomográfica obtenida por ALMA del jet protoestelar de SVS 13, superpuesta a una imagen del Hubble que muestra la cavidad excavada por el chorro y los objetos Herbig-Haro 7-11. El color indica velocidades entre 35 km/s y 97 km/s. *Créditos: Guillermo Blázquez-Calero, Mayra Osorio, Guillem Anglada (IAA-CSIC). Imagen de fondo: ESA/Hubble & NASA, Karl Stapelfeldt*

El proyecto ha sido concebido y desarrollado por el grupo de Formación y Evolución Estelar y Planetaria del IAA-CSIC, que ha liderado las observaciones con ALMA, el análisis de los datos y su interpretación física. En el estudio han participado investigadores de 16 instituciones de ocho países y ha dado lugar a dos tesis doctorales, integrándose en una línea de investigación sobre NGC 1333 activa desde hace casi tres décadas.

Durante la fase final del trabajo fallecieron dos figuras clave en el estudio de jets astrofísicos. Alejandro Raga, especialista en simulaciones numéricas de estos fenómenos, y Robert Estalella, pionero en la introducción de la radioastronomía en las universidades españolas, realizaron aportaciones esenciales al modelado y a la interpretación de los resultados.

Más allá del caso concreto de SVS 13, el estudio refuerza la idea de que los jets son un fenómeno universal. Aunque los jets de estrellas jóvenes y los asociados a agujeros negros supermasivos operan en regímenes energéticos muy distintos, comparten principios físicos comunes. Analizar estos procesos en sistemas cercanos permite construir un marco general aplicable a otros entornos extremos del Universo.

El trabajo abre nuevas vías para comprender cómo se generan y evolucionan los jets en las primeras fases de la vida estelar y cómo estos procesos influyen en la arquitectura final de los sistemas planetarios que se forman alrededor de estrellas como el Sol durante los procesos de formación estelar.

El siguiente vídeo, publicado por el IAA-CSIC, resume las observaciones de ALMA y los principales resultados del estudio.

Referencias y más información:

Noticia original del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAA-CSIC)
Guillermo Blázquez-Calero, Guillem Anglada et al. (2025). Bowshocks driven by the pole-on molecular jet of outbursting protostar SVS 13. Nature Astronomy

Las grandes cuencas de impacto de Mercurio revelan una secuencia común de vulcanismo

Publicado el 14 diciembre, 202513 diciembre, 2025 por nosolosputniks

Un estudio comparativo muestra que el tamaño del impacto y la evolución térmica del planeta controlaron el relleno volcánico de sus principales cuencas

Cuando se observan las grandes cuencas de impacto en la superficie de Mercurio, resulta tentador pensar que cada una cuenta una historia distinta. Sus tamaños varían, su aspecto no es idéntico y las llanuras volcánicas que las rellenan muestran diferencias claras en brillo y color. Sin embargo, un nuevo análisis de los datos de la misión MESSENGER sugiere que, por debajo de esas diferencias, todas siguen un mismo guion.

El estudio, publicado en Journal of Geophysical Research: Planets, compara cinco de las mayores cuencas de impacto del planeta, Caloris, Rembrandt, Beethoven, Tolstoj y Rachmaninoff. Juntas cubren un amplio abanico de tamaños y edades y permiten observar cómo responde el interior de Mercurio cuando un impacto excava la corteza con distinta energía. En lugar de analizar cada cuenca por separado, los autores las ponen en contexto y buscan patrones comunes.

Detalle de la cuenca Caloris captada por la sonda Messenger de la NASA. *Créditos: NASA*

Tras formarse, estas cuencas no quedaron como simples cicatrices. Muy pronto se convirtieron en zonas preferentes para el ascenso de magma. Grandes volúmenes de lava inundaron sus interiores y dieron lugar a extensas llanuras que hoy dominan buena parte de la superficie mercuriana. Lo que no estaba claro hasta ahora era si las diferencias espectrales entre esas llanuras indicaban magmas distintos, procedentes de fuentes diferentes, o si simplemente reflejaban etapas sucesivas de un mismo proceso volcánico.

Para aclararlo, los autores recurrieron a los datos espectrales del instrumento MASCS-VIRS a bordo de MESSENGER. Este instrumento mide cómo refleja la luz la superficie de Mercurio en el visible y el infrarrojo cercano, lo que permite distinguir entre distintos tipos de lavas. Al aplicar una misma clasificación espectral a todas las cuencas, se evita el problema habitual de comparar estudios regionales que utilizan criterios distintos.

Uno de los puntos clave del trabajo es la revisión de una unidad espectral conocida como Young High-reflectance Red Plains, abreviada como YHRP. Con este nombre se agrupan llanuras volcánicas relativamente jóvenes que destacan por ser más brillantes que las lavas circundantes y por mostrar una pendiente espectral más pronunciada. Dicho de forma simple, son lavas que reflejan más luz y cuyo comportamiento espectral sugiere una evolución distinta respecto a las fases volcánicas anteriores.

Mapas de varias cuencas de impacto de Mercurio con las llanuras YHRP marcadas sobre un modelo de relieve, mostrando su distribución espacial en Rachmaninoff, Rembrandt, Beethoven, Tolstoj y Caloris — Distribución de las Young High-reflectance Red Plains en cinco grandes cuencas de impacto de Mercurio superpuesta sobre un modelo digital de elevación. La imagen muestra que la presencia de estas llanuras no guarda una relación directa con la topografía actual. *Créditos: Caminiti et al.*

Hasta ahora, estas llanuras se habían identificado de forma clara solo en el interior de la cuenca Rembrandt y se consideraban un rasgo local. El nuevo estudio cambia esa visión. Las YHRP también aparecen en otras grandes cuencas, como Caloris y Beethoven, lo que indica que no son una rareza puntual, sino una fase que se repite cuando se dan las condiciones adecuadas.

Al comparar las cinco cuencas, emerge una secuencia que se repite con notable consistencia. En la base aparecen materiales muy oscuros, asociados tanto a restos de la corteza primitiva rica en carbono como a fundidos de impacto generados durante la formación de la cuenca. Sobre ellos se emplaza un primer episodio de vulcanismo efusivo, que da lugar a llanuras relativamente oscuras y poco reflectantes.

Más tarde, un segundo pulso volcánico produce lavas más brillantes, clasificadas como High-reflectance Red Plains, que cubren amplias zonas del interior de las cuencas mayores. En algunos casos, el proceso continúa con un tercer episodio aún más tardío, representado por las YHRP, que se superponen a todas las unidades anteriores y marcan la fase más evolucionada del relleno volcánico.

Esquema de una cuenca de impacto en Mercurio mostrando tres modelos de generación de lavas volcánicas: fusión parcial del manto, variación en la profundidad de fusión y cristalización fraccionada durante el ascenso del magma. — Esquema conceptual de los procesos volcánicos propuestos para explicar la formación de las Young High-reflectance Red Plains en grandes cuencas de impacto de Mercurio. Se ilustran tres escenarios: fusión parcial del manto, cambios en la profundidad de generación del magma y cristalización fraccionada durante su ascenso. *Créditos: Caminiti et al.*

Esta secuencia se reconoce con claridad en Rembrandt, Caloris y Beethoven. En cambio, en Tolstoj y Rachmaninoff el proceso parece detenerse antes de la formación de YHRP. La clave es que esta diferencia no guarda relación con la latitud, la altitud actual ni la composición media de la corteza. Los datos apuntan a dos factores mucho más decisivos.

El primero es el tamaño de la cuenca de impacto. Los impactos mayores excavaron a más profundidad y generaron perturbaciones térmicas más intensas en el manto subyacente. Estas condiciones favorecieron tanto la generación de magmas más evolucionados como la apertura de sistemas de fracturas capaces de facilitar su ascenso hasta la superficie.

El segundo factor es el momento en que se produjo el vulcanismo. Las cuencas que albergan YHRP muestran actividad volcánica concentrada en etapas relativamente tempranas de la historia de Mercurio, cuando el interior del planeta aún conservaba suficiente calor. En cuencas con vulcanismo más tardío, como Rachmaninoff, el enfriamiento progresivo del planeta pudo limitar la formación o la llegada a la superficie de estos magmas más evolucionados.

Todo esto tiene implicaciones directas para entender el interior de Mercurio. A primera vista, la diversidad espectral de las llanuras volcánicas podría interpretarse como el reflejo de un manto químicamente muy heterogéneo. Sin embargo, el estudio muestra que no hace falta recurrir a esa explicación. Procesos como la fusión parcial a distintas profundidades y la cristalización fraccionada durante el ascenso del magma pueden generar lavas con propiedades espectrales distintas a partir de una fuente similar.

En este marco, las YHRP no serían el producto de una región del manto diferente, sino el resultado lógico de una evolución progresiva del mismo sistema magmático bajo condiciones térmicas cambiantes. Aunque no se descarta por completo la existencia de heterogeneidades en el manto, los datos disponibles no obligan a invocarlas.

El trabajo cobra un interés adicional en el contexto de la misión BepiColombo, que alcanzará la órbita de Mercurio a finales de 2026. Sus instrumentos ofrecerán una resolución espacial y espectral muy superior a la de MESSENGER y permitirán examinar con más detalle la distribución y la naturaleza de estas llanuras volcánicas. Las grandes cuencas analizadas en este estudio se perfilan así como escenarios clave para investigar las últimas fases del vulcanismo mercuriano.

En conjunto, el estudio muestra que las grandes cuencas de impacto de Mercurio no solo alteraron su superficie, sino que condicionaron de forma directa cómo, cuándo y qué tipo de lavas llegaron a ella. En esas llanuras volcánicas queda registrado, capa a capa, el enfriamiento progresivo del interior del planeta y la historia térmica de uno de los mundos más extremos del Sistema Solar.

Referencias y más información

Caminiti, E., Besse, S., Doressoundiram, A. y Wright, J. Spectral study of five major impact basins and their volcanic infills on Mercury: A window into the mantle’s properties. Journal of Geophysical Research: Planets, 2025.

BepiColombo

Mercurio

Messenger

Regreso de la Soyuz MS-27 y comienzo de la Expedición 74 en la ISS

Publicado el 13 diciembre, 2025 por nosolosputniks

El regreso a la Tierra de la nave tripulada Soyuz MS-27 el 9 de diciembre de 2025 cerró una misión de 245 días en órbita y marcó el inicio formal de la Expedición 74 a bordo de la Estación Espacial Internacional. Con el aterrizaje de la cápsula en Kazajistán finalizó la permanencia en la ISS de Sergey Ryzhikov, Alexey Zubritsky y Jonny Kim, y quedó definida la nueva composición de la tripulación residente, que continúa operando la estación a unos 400 km de altitud.

La Soyuz MS-27 se separó de la ISS tras completar los procedimientos habituales de cierre de escotillas y desacoplamiento del segmento ruso. A bordo viajaban dos cosmonautas de Roscosmos y un astronauta de la NASA, una combinación ya consolidada en las rotaciones de tripulación. El aterrizaje tuvo lugar a las 10:04 hora local, equivalentes a las 05:03 UTC, dentro de la zona prevista para las misiones Soyuz en las estepas kazajas. La secuencia de descenso se desarrolló conforme al perfil estándar, con el encendido de frenado orbital, la separación de módulos, la reentrada atmosférica y el despliegue del sistema de paracaídas, sin incidencias relevantes.

Jonny Kim, Sergey Ryzhikov y Alexey Zubritsky en la Soyuz MS-27 poco después de aterrizar el 9 de diciembre.
*Créditos: NASA/Bill Ingalls*

Durante su misión, la tripulación completó 3.920 órbitas alrededor de la Tierra. Para Alexey Zubritsky y Jonny Kim fue su primer vuelo espacial, mientras que Sergey Ryzhikov concluyó su tercera estancia a bordo de la ISS, alcanzando un total de 603 días en órbita. Estas cifras lo sitúan entre los astronautas con mayor experiencia acumulada en vuelos de larga duración, un aspecto clave para los estudios médicos y fisiológicos asociados a la exposición prolongada a la microgravedad y a la radiación espacial.

El regreso de la Soyuz MS-27 se integra en un calendario de rotaciones coordinado entre las agencias que participan en la ISS. En el segmento estadounidense, el relevo más reciente se había producido durante el verano, con el aterrizaje de la misión Crew-11 a principios de agosto y la llegada posterior de Crew-10. Este sistema de alternancia entre naves Crew Dragon de SpaceX y cápsulas Soyuz permite mantener de forma continua una tripulación de siete personas en la estación, repartidas entre cuatro astronautas lanzados por Estados Unidos y tres por Rusia.

En el segmento ruso, el mismo esquema se repitió a finales de noviembre con la llegada de la Soyuz MS-28. Esta nave transportó a la ISS a Sergey Kud-Sverchkov, Sergey Mikaev y al astronauta estadounidense Christopher Williams, que se incorporaron a la tripulación permanente el 27 de noviembre. Con su llegada, la estación quedó preparada para el relevo completo entre expediciones y el inicio operativo de la Expedición 74.

El traspaso de mando se realizó el 8 de diciembre, un día antes del aterrizaje de la Soyuz MS-27. Sergey Ryzhikov, comandante de la Expedición 73, transfirió formalmente la responsabilidad al astronauta estadounidense Mike Fincke. La ceremonia siguió el protocolo habitual de la estación, con el intercambio simbólico de la llave rusa de la ISS, una tradición heredada del segmento ruso. Poco después, Christopher Williams hizo sonar la campana de la estación, un gesto de origen naval que señala el cambio oficial de mando y tripulación.

Actualmente la tripulación está formada por siete astronautas de tres agencias espaciales. En el segmento estadounidense y socios internacionales se encuentran Mike Fincke, que asume el mando, Zena Cardman, Kimiya Yui y Oleg Platonov, llegados previamente a bordo de la misión Crew-11. En el segmento ruso completan la expedición Sergey Kud-Sverchkov, Sergei Mikaev y Christopher Williams, integrantes de la Soyuz MS-28.

El inicio de la Expedición 74 garantiza la continuidad de las operaciones científicas y técnicas de la ISS. Durante los próximos meses, la tripulación llevará a cabo experimentos en biología, fisiología humana, ciencia de materiales y observación de la Tierra, además de tareas de mantenimiento y posibles actividades extravehiculares. Estas misiones prolongadas siguen siendo esenciales para preparar futuras expediciones más allá de la órbita terrestre baja, en particular las relacionadas con la exploración lunar.

El cambio de mando estuvo acompañado de breves gestos de reconocimiento entre los astronautas. Mike Fincke felicitó a Sergey Ryzhikov por superar los 600 días acumulados en el espacio y le entregó un parche conmemorativo, mientras que Ryzhikov respondió con un detalle simbólico al nuevo comandante. Más allá del aspecto protocolario, estos intercambios reflejan la continuidad operativa de la estación y el carácter cooperativo del programa internacional.

En febrero de 2026 está prevista la llegada de la misión Crew-12 de SpaceX, que introducirá un nuevo relevo en el segmento estadounidense de la Estación Espacial Internacional. Entre los astronautas programados para ese vuelo se encuentra la francesa Sophie Adenot, de la Agencia Espacial Europea, que participará en las Expediciones 74 y 75. Por otro lado, el envío de una nueva tripulación a bordo de una nave Soyuz queda pospuesto hasta la finalización de las tareas de reparación en la rampa de lanzamiento del cosmódromo de Baikonur, una circunstancia que obligará a ajustar temporalmente el calendario de rotaciones del segmento ruso sin afectar a la continuidad de las operaciones científicas y técnicas de la estación.