La Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA) prepara para el 20 de octubre de 2026 el lanzamiento de Martian Moons eXploration (MMX), una misión que viajará hasta Fobos para recoger más de 10 g de material de su superficie y transportarlo hasta la Tierra. Las muestras permitirán estudiar directamente la composición del mayor satélite de Marte y contrastar dos explicaciones diferentes para su origen: que sea un antiguo asteroide capturado o que se formara a partir de materiales expulsados por un gran impacto contra Marte.
Recreación de la sonda Martian Moons eXploration (MMX) sobre la superficie de Fobos durante las operaciones de muestreo. Créditos: JAXA.
Los telescopios espaciales Hubble y James Webb han permitido estudiar objetos transneptunianos con tamaños estimados de apenas unos pocos kilómetros, una población que hasta ahora quedaba en gran medida fuera del alcance de las observaciones directas. Dos trabajos publicados el 8 de septiembre de 2026 en The Astronomical Journal combinan la capacidad de Webb para detectar fuentes muy débiles en el infrarrojo con las observaciones de Hubble en luz visible para investigar cuántos de estos pequeños cuerpos podrían existir y qué información conserva su superficie sobre su origen.
El telescopio espacial Nancy Grace Roman de la NASA fue lanzado el 30 de agosto de 2026 a bordo de un Falcon Heavy de SpaceX. El observatorio inició así un viaje de unos tres meses hacia una órbita de halo alrededor del punto de Lagrange L2 del sistema Sol-Tierra, situado aproximadamente a 1,5 millones de kilómetros de nuestro planeta. Desde allí realizará grandes sondeos del cielo destinados al estudio de la energía oscura, la distribución de la materia oscura y la población de exoplanetas de la Vía Láctea.
Después de casi ocho años de viaje por el Sistema Solar interior, la misión BepiColombo de la Agencia Espacial Europea (ESA) y la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial (JAXA) ha comenzado la fase final de su aproximación a Mercurio. El 3 de septiembre de 2026, la nave separó con éxito el Mercury Transfer Module (MTM), el módulo que había proporcionado la mayor parte de la propulsión durante el crucero interplanetario.
La operación modifica por primera vez de forma sustancial la configuración con la que BepiColombo ha viajado desde su lanzamiento en octubre de 2018. A partir de ahora, el Mercury Planetary Orbiter (MPO) europeo y el Mercury Magnetospheric Orbiter (Mio) japonés continuarán juntos hacia la inserción orbital prevista para el 21 de noviembre.
ESA
Separación confirmada desde la Tierra
La separación del MTM estaba programada para las 14:00 CEST del 3 de septiembre. Un cambio en la señal Doppler recibido posteriormente fue la primera indicación de que el módulo se había desprendido según lo previsto.
La confirmación definitiva llegó a las 15:52 CEST, cuando las antenas de espacio profundo de la red ESTRACK situadas en Cebreros, en Ávila, y Malargüe, en Argentina, adquirieron la señal de la nave. La ESA comunicó entonces que la separación se había completado correctamente, que los sistemas del conjunto restante mostraban parámetros nominales y que los paneles solares del MPO estaban suministrando energía.
La maniobra se realizó cuando BepiColombo se encontraba a más de 200 millones de kilómetros de la Tierra. Debido al tiempo necesario para que las señales recorran esa distancia, la secuencia había sido previamente programada y no podía ser controlada en tiempo real desde el centro de operaciones.
El final de la función del Mercury Transfer Module
El MTM fue diseñado específicamente para transportar los dos orbitadores científicos hasta las proximidades de Mercurio. Incorporaba cuatro propulsores eléctricos alimentados con xenón que permitieron modificar lentamente la velocidad y la trayectoria de la nave durante el largo viaje hacia el interior del Sistema Solar.
Sus motores iónicos dejaron de utilizarse definitivamente en junio de 2026. Desde entonces BepiColombo continuó siguiendo una trayectoria balística hasta la separación del módulo. Ahora será el sistema de propulsión química del MPO el encargado de realizar las maniobras necesarias durante la llegada a Mercurio.
Alcanzar una órbita alrededor del planeta requiere reducir considerablemente la energía orbital adquirida al desplazarse hacia el Sol. Por esta razón, la trayectoria de BepiColombo ha incluido nueve asistencias gravitatorias: una con la Tierra, dos con Venus y seis con Mercurio. El último sobrevuelo tuvo lugar el 8 de enero de 2025 y permitió modificar la trayectoria necesaria para preparar la aproximación final.
La complejidad de esta trayectoria explica también buena parte de la historia de la exploración de Mercurio, visitado anteriormente por Mariner 10 y posteriormente estudiado desde órbita por MESSENGER.
El siguiente paso: entrar en órbita de Mercurio
La separación del MTM no significa que BepiColombo haya entrado ya en órbita. El MPO, Mio y la estructura protectora MOSIF continúan unidos mientras se aproximan al planeta.
La inserción orbital está prevista para el 21 de noviembre de 2026. El conjunto deberá entonces utilizar la propulsión química del MPO para ser capturado en una órbita polar alrededor de Mercurio. Después comenzará una secuencia de maniobras destinada a colocar progresivamente los dos vehículos científicos en sus respectivas órbitas.
Según el calendario actualizado de la ESA, MPO y Mio deberán separarse entre el 9 y el 10 de diciembre de 2026. El MPO continuará después modificando su órbita hasta alcanzar la trayectoria destinada a sus observaciones científicas. El comienzo de la fase científica de la misión está previsto para abril de 2027.
Dos orbitadores para estudiar Mercurio
BepiColombo está formada en realidad por dos sondas científicas con objetivos complementarios. El MPO de la ESA estudiará la superficie, composición, topografía, estructura interna, exosfera y entorno de Mercurio mediante once instrumentos científicos. Mio, desarrollado por JAXA, está especializado principalmente en el campo magnético, las partículas cargadas, las ondas de plasma, el polvo y la interacción de la magnetosfera mercuriana con el viento solar.
España participa además en varios elementos científicos y operativos de la misión. El Instituto de Astrofísica de Andalucía intervino en el altímetro láser BELA y el Centro de Astrobiología participó en el espectrómetro de rayos X MIXS. La estación de Cebreros ha tenido también un papel directo en el seguimiento de BepiColombo, incluido el enlace utilizado para confirmar la separación del MTM.
Con el módulo de transferencia ya separado, la misión ha entrado en la secuencia de operaciones que debe conducir a la captura orbital de noviembre.
En la actualidad, Venus presenta una superficie seca sometida a una temperatura media cercana a 465 °C y una atmósfera dominada por dióxido de carbono, con una presión unas 92 veces superior a la terrestre. Sin embargo, su evolución climática continúa sin estar resuelta. Determinar si llegó a mantener agua líquida permitiría reconstruir cómo pasó de unas posibles condiciones templadas al efecto invernadero desbocado observado hoy.
Un nuevo análisis de la superficie de Venus propone que algunos terrenos poligonales, canales y crestas de las llanuras bajas podrían haberse formado durante la desaparición de antiguos océanos. Los investigadores no han detectado agua ni minerales originados en presencia de agua, sino estructuras cuya forma, tamaño y distribución se parecen a las producidas en antiguas cuencas marinas terrestres.
El estudio, publicado en Earth and Planetary Science Letters por Richard C. Ghail, Eloise J. P. Crouch y Philippa J. Mason, emplea imágenes de radar y datos altimétricos obtenidos por la sonda Magallanes. La misión cartografió por radar alrededor del 98 % del planeta entre 1990 y 1994, aunque la resolución de sus imágenes no permite determinar directamente la composición de los materiales.
La hipótesis se apoya en tres grupos de estructuras: redes de fracturas poligonales, largos canales que terminan en las cuencas más profundas y crestas de compresión concentradas en las llanuras bajas. Ninguna demuestra por separado que existieran océanos, pero los autores consideran que su distribución conjunta admite una explicación relacionada con la presencia y posterior evaporación de agua líquida.
La elevada proporción entre deuterio e hidrógeno de la atmósfera venusiana es compatible con la pérdida de grandes cantidades de agua, aunque también admite otras explicaciones. Los modelos climáticos tampoco producen un único escenario. Algunos indican que Venus nunca pudo condensar océanos, mientras que otros permiten que el agua líquida permaneciera durante varios miles de millones de años.
La mayor parte de la superficie observable parece haberse formado o modificado durante los últimos cientos de millones de años. Si los océanos desaparecieron antes de ese periodo, los procesos volcánicos y tectónicos posteriores habrían eliminado sus huellas. El nuevo estudio plantea que la desecación pudo producirse hace menos de 1.000 millones de años y dejar estructuras todavía reconocibles.
Polígonos de varios kilómetros
Los investigadores revisaron las regiones cubiertas por fracturas poligonales. A las 204 áreas catalogadas anteriormente añadieron otras 115, localizadas principalmente en las llanuras del hemisferio sur. El análisis permitió diferenciar seis tipos de terrenos poligonales, algunos con dos escalas de fracturación superpuestas.
Comparación de los seis tipos de terrenos poligonales identificados en las llanuras de Venus mediante imágenes de radar de la misión Magallanes. Los colores permiten relacionar cada categoría con su distribución en el mapa global. Créditos: Ghail, Crouch y Mason; NASA/Magallanes.
Los polígonos menores miden varios cientos de metros y se encuentran cerca del límite de resolución de las imágenes de Magallanes. Los mayores pueden alcanzar varios kilómetros, unas dimensiones difíciles de explicar únicamente mediante el enfriamiento y la contracción de materiales volcánicos.
Los sistemas más parecidos conocidos en la Tierra aparecen en sedimentos marinos finos ricos en esmectitas. Estos minerales de arcilla cambian de volumen al incorporar o perder agua. La compactación del sedimento y la presión de los fluidos atrapados pueden fracturar las capas y producir redes de polígonos de varios kilómetros.
La comparación con formaciones terrestres permite proponer mecanismos, pero no determina la composición del terreno. Procesos diferentes pueden generar relieves parecidos y los datos de radar disponibles no permiten distinguir con seguridad entre depósitos arcillosos compactados y materiales volcánicos fracturados.
Comparación con formaciones terrestres utilizadas como análogos de los terrenos poligonales de Venus. El panel A muestra fallas poligonales y un canal submarino en la cuenca de Granada, en el mar Caribe. Los paneles B y C muestran polígonos salinos del lago Natron, en Tanzania, observados mediante imágenes ópticas y de radar. Créditos: Ghail, Crouch y Mason; panel A, Aurélien Gay; paneles B y C, datos modificados de Copernicus Sentinel.
Los autores proponen que, durante la evaporación de los océanos, una atmósfera rica en vapor de agua habría favorecido episodios de precipitación ácida relacionados con el ciclo del azufre. La erosión química de las tierras altas habría transportado minerales arcillosos hasta las cuencas todavía cubiertas por agua. Su acumulación, compactación y posterior desecación podría explicar las redes poligonales.
Canales que terminan en las cuencas profundas
El segundo grupo de estructuras está formado por los canali, término utilizado para denominar los largos canales de Venus. Muchos se interpretan como estructuras excavadas por flujos volcánicos, pero algunos presentan longitudes y geometrías difíciles de reproducir mediante lava de silicatos.
Entre ellos se encuentra Baltis Vallis, el canal conocido más largo del sistema solar, con una longitud estimada de entre 6.800 y 7.431 km. Para explicar recorridos de esta escala mediante volcanismo se han propuesto lavas de composición poco habitual y viscosidad muy reducida.
El estudio señala que algunos canali se parecen a canales submarinos formados por corrientes de densidad. Estas corrientes contienen agua y sedimentos que incrementan su densidad, por lo que descienden por el fondo de una cuenca y pueden recorrer grandes distancias.
Cerca del 28 % de las regiones poligonales contiene canales sin una fuente aparente. Muchos aparecen en las llanuras menos profundas y terminan en las cuencas situadas a menor altitud. Esta distribución es compatible con corrientes submarinas, aunque no descarta un origen volcánico.
Una posible capa de sal bajo las crestas
La tercera parte de la hipótesis procede de las crestas de arruga, relieves alargados originados por la compresión y el plegamiento de las capas superficiales. Su formación puede verse favorecida por la presencia de un nivel inferior mecánicamente débil.
Casi todas las crestas analizadas se encuentran dentro del 32 % de la superficie situado por debajo de un radio de 6.051,3 km. La altitud se expresa aquí mediante la distancia desde el centro de Venus. Como el planeta tiene un radio medio aproximado de 6.052 km, diferencias de pocos kilómetros permiten separar las cuencas bajas de las regiones elevadas.
Al evaporarse un océano, las sales disueltas precipitan sobre el fondo. Los autores calculan que una salmuera saturada podría haber depositado alrededor de 2 × 10¹⁹ kg de halita en las cuencas más profundas. Esa cantidad equivaldría a una capa media de al menos 64 m.
Una acumulación de sal de ese espesor sería más débil que las rocas circundantes y podría facilitar el desplazamiento de las capas superiores durante la formación de las crestas. Cerca del 70 % de las regiones poligonales está afectado por estas estructuras. El cálculo representa un límite inferior y no demuestra que exista una capa salina bajo las llanuras.
Un posible océano reconstruido mediante la topografía
Distribución global de los siete grupos de terrenos poligonales, los canali y las crestas de arruga identificados en Venus. Las áreas grises corresponden a terrenos situados por encima del radio de 6.052,9 km. La mayoría de las estructuras analizadas se concentra en las llanuras de menor altitud. Créditos: Ghail, Crouch y Mason; cartografía basada en datos de NASA/Magallanes.
La distribución conjunta de polígonos, canales y crestas es compatible con un antiguo nivel del mar situado cerca de un radio de 6.052,9 km. Si se aplica ese nivel hipotético a la topografía actual, sin reconstruir las deformaciones posteriores, el agua habría cubierto cerca del 90 % de Venus.
El volumen resultante equivaldría aproximadamente al 40 % de los océanos terrestres actuales y produciría una profundidad media cercana a 1.400 m. Estas cifras no son mediciones de un antiguo océano, sino el resultado de inundar el modelo de la topografía actual hasta la cota propuesta.
Región de Venus con estructuras compatibles con una antigua línea de costa y una plataforma de abrasión, posibles islas, un canal submarino y canales de drenaje. Cada formación también puede explicarse mediante procesos volcánicos o tectónicos, por lo que ninguna constituye una prueba independiente de antiguos océanos. Créditos: Ghail, Crouch y Mason; radar de NASA/Magallanes y topografía derivada de Herrick et al.
Algunas imágenes contienen formas que podrían corresponder a líneas de costa, plataformas erosionadas por las olas, islas o sistemas de drenaje. No obstante, todas admiten explicaciones volcánicas o tectónicas y ninguna constituye por sí sola un indicador inequívoco de agua líquida.
La resolución aproximada de 100 m de las imágenes y la menor precisión de la altimetría dificultan reconocer antiguas costas y diferenciar basaltos, arcillas y depósitos evaporíticos. La actividad geológica posterior también podría haber deformado, cubierto o destruido parte de estas estructuras.
El estudio no resuelve si Venus tuvo océanos, pero identifica varias formaciones que pueden analizarse como parte de un mismo escenario de desecación. El artículo científico desarrolla los seis tipos de terrenos poligonales, sus equivalentes terrestres y las explicaciones volcánicas o tectónicas que todavía deben descartarse.
Referencias y más información:
Ghail, R. C., Crouch, E. J. P. y Mason, P. J. The lost oceans of Venus. Earth and Planetary Science Letters. 2026.
