Voyager 2

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Operativa desde 1977, la Voyager 2 es la única sonda que ha visitado los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar y continúa enviando datos desde el espacio interestelar

Lanzada el 20 de agosto de 1977, la sonda Voyager 2 partió desde Cabo Cañaveral a bordo de un cohete Titan IIIE-Centaur como parte del programa Voyager de la NASA. Su misión inicial consistía en estudiar los sistemas de Júpiter y Saturno mediante sobrevuelos a corta distancia, obteniendo imágenes y datos científicos de sus atmósferas, campos magnéticos y satélites. El diseño de su trayectoria permitió aprovechar la alineación planetaria de finales de los años setenta para realizar maniobras de asistencia gravitatoria que facilitarían un recorrido más eficiente a través del Sistema Solar exterior.

Durante los sobrevuelos de 1979 y 1981, la Voyager 2 transmitió observaciones detalladas de las atmósferas y magnetosferas de Júpiter y Saturno, así como de sus lunas y sistemas de anillos. Los resultados complementaron los obtenidos por la Voyager 1, proporcionando una visión tridimensional de la dinámica de los planetas gigantes. Tras el éxito de estos encuentros, la NASA decidió ampliar la misión para incluir los dos planetas más alejados del Sistema Solar: Urano y Neptuno.

En enero de 1986, la Voyager 2 realizó el único sobrevuelo de Urano efectuado hasta la actualidad, revelando una atmósfera dominada por hidrógeno y helio, un eje de rotación extremadamente inclinado, un sistema de anillos tenue y una magnetosfera desalineada respecto al eje de rotación. Tres años más tarde, en agosto de 1989, alcanzó Neptuno y su luna Tritón, donde observó vientos supersónicos, una atmósfera dinámica con manchas oscuras y un satélite con actividad criovolcánica. Con ello completó el denominado “Grand Tour” de los planetas exteriores, convirtiéndose en la primera y única nave en visitar los cuatro gigantes gaseosos e helados.

Después de abandonar el entorno de Neptuno, la Voyager 2 continuó registrando datos sobre el viento solar, los rayos cósmicos y el plasma interestelar. En noviembre de 2018 cruzó la heliopausa, ingresando en el medio interestelar y confirmando los límites de la influencia del Sol. A más de 20.000 millones de kilómetros de la Tierra, sigue comunicándose con la Red del Espacio Profundo y enviando mediciones sobre las propiedades del plasma, los campos magnéticos y las partículas cargadas más allá de la heliosfera.

El objetivo actual de la misión es caracterizar el entorno interestelar cercano, comparar las condiciones físicas con las registradas por la Voyager 1 y prolongar las operaciones mientras los sistemas energéticos lo permitan. La nave utiliza tres generadores termoeléctricos de radioisótopos que continúan suministrando electricidad casi cinco décadas después de su lanzamiento.

Además de sus aportes científicos, la Voyager 2 constituye un testimonio del alcance tecnológico y cultural de la exploración espacial. A bordo lleva una copia idéntica del Disco de Oro con sonidos, imágenes y saludos de la Tierra, concebido como un mensaje simbólico dirigido a posibles civilizaciones extraterrestres que pudieran hallarla en el futuro.

Origen de la misión Voyager

En los años setenta la exploración espacial había pasado de las primeras misiones lunares y planetarias a proyectos de mayor alcance en el Sistema Solar exterior. Tras el programa Apolo y las misiones Mariner y Pioneer, dos sondas, Pioneer 10 y Pioneer 11, habían demostrado la viabilidad de las comunicaciones interplanetarias y la navegación más allá del cinturón de asteroides. Sus sobrevuelos de Júpiter y Saturno abrieron el camino a una nueva generación de misiones destinadas a explorar con mayor detalle los planetas gigantes y sus satélites.

A comienzos de la década de 1970, los cálculos del Laboratorio de Propulsión a Chorro (JPL) indicaron que los cuatro planetas exteriores se encontrarían alineados de forma favorable entre 1976 y 1980. Esta configuración excepcional, que solo se repite aproximadamente cada 175 años, permitiría a una nave visitar varios planetas mediante asistencias gravitatorias sucesivas. El ingeniero Gary Flandro fue quien identificó esta oportunidad, que más tarde se conocería como el “Grand Tour”.

La NASA planteó inicialmente un proyecto de cuatro sondas llamado TOPS (Thermoelectric Outer Planets Spacecraft), con destino a Júpiter, Saturno, Urano, Neptuno e incluso Plutón. El elevado coste del programa llevó a su cancelación, pero el concepto del vuelo interplanetario asistido gravitatoriamente se mantuvo. En su lugar se aprobó un programa más austero, el Mariner Jupiter-Saturn 1977, que heredaba parte de la tecnología de la serie Mariner. Poco después, el proyecto adoptó su nombre definitivo: Voyager.

Las dos sondas resultantes, Voyager 1 y Voyager 2, fueron concebidas para estudiar los sistemas de Júpiter y Saturno. El equipo de ingeniería del JPL reforzó su estructura, sistemas eléctricos y control térmico para asegurar su funcionamiento más allá de Saturno si se autorizaba una extensión de la misión. Aunque la planificación inicial no garantizaba visitas a Urano y Neptuno, la Voyager 2 fue diseñada con esa posibilidad en mente. Su trayectoria más lenta la situaría en una posición ideal para aprovechar las sucesivas asistencias gravitatorias que permitirían alcanzar por primera vez los dos planetas más alejados del Sol.

La Voyager 1, en cambio, fue dirigida a un sobrevuelo cercano de Titán, cuya atmósfera densa y opaca representaba un objetivo prioritario. Esta decisión determinó su salida del plano de la eclíptica y su imposibilidad de continuar hacia Urano o Neptuno. La Voyager 2 quedó así como la única candidata para completar el “Grand Tour”, un recorrido único a través de los cuatro planetas gigantes.

Ambas naves fueron construidas en paralelo en el JPL. Compartían diseño, sistemas de propulsión por hidrazina y generación eléctrica mediante tres generadores termoeléctricos de radioisótopos. Dado el retardo creciente de las comunicaciones, que ya desde Júpiter superaba los cuarenta minutos de ida y vuelta, su funcionamiento debía ser autónomo y altamente fiable.

Características de la misión Voyager

Las sondas Voyager fueron diseñadas en el Jet Propulsion Laboratory como plataformas científicas de larga duración, capaces de operar a grandes distancias del Sol sin depender de paneles solares. Cada nave tiene una masa de 825 kg y una estructura principal de forma decagonal que alberga la electrónica, el tanque de hidrazina y los sistemas de control. La antena parabólica de alta ganancia, con un diámetro de 3,7 metros, domina la parte frontal y constituye el principal medio de comunicación con la Tierra.

Ambas naves son prácticamente idénticas en su diseño, aunque la Voyager 2 incorporó ciertos ajustes destinados a garantizar su operatividad a mayores distancias del Sol. Su trayectoria más lenta y prolongada exigía un aislamiento térmico reforzado y una planificación energética más estricta, ya que debía alcanzar regiones del Sistema Solar donde la radiación solar se reduce a menos del 0,1 % de la intensidad terrestre. También se revisaron las secuencias de software para permitir observaciones en condiciones de iluminación muy débiles durante los sobrevuelos de Urano y Neptuno.

El sistema de propulsión utiliza 16 impulsores monopropelentes de hidrazina del modelo MR-103, distribuidos en cuatro grupos: doce destinados al control de actitud y cuatro a maniobras de corrección de trayectoria. La hidrazina se almacena en un depósito de titanio presurizado con helio. La orientación se determina mediante un sensor solar y dos sensores estelares que utilizan la estrella Canopus como referencia. Estas medidas permiten mantener la antena principal apuntando hacia la Tierra con una precisión de fracciones de grado, incluso a miles de millones de kilómetros de distancia.

La energía eléctrica procede de tres generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG) del tipo MHW-RTG, que transforman el calor liberado por la desintegración del plutonio-238 en electricidad. En el momento del lanzamiento producían unos 470 W, potencia que disminuye gradualmente con el tiempo debido a la desintegración radiactiva y a la degradación de los termopares. Estos generadores garantizan el suministro eléctrico en regiones donde la energía solar resulta insuficiente para paneles fotovoltaicos, y han permitido mantener operativa la Voyager 2 durante casi cinco décadas.

Las comunicaciones se realizan en bandas S y X mediante la antena de alta ganancia, complementada con antenas de media y baja ganancia empleadas en fases de proximidad o contingencia. Las señales, de apenas 20 W de potencia, son captadas por las estaciones de la Red del Espacio Profundo (DSN) de la NASA en California, España y Australia. El retardo de las comunicaciones aumentó progresivamente a medida que la nave se alejaba del Sol, superando las 17 horas de ida y vuelta a partir de 2020.

El control de las operaciones se gestiona mediante tres ordenadores redundantes: el AACS, encargado de la orientación y articulación de la nave; el CCS, responsable de ejecutar los comandos de misión; y el FDS, encargado del almacenamiento y transmisión de los datos científicos. Cada ordenador dispone de entre 4 y 8 kB de memoria, suficiente para ejecutar secuencias de instrucciones y realizar maniobras automáticas en caso de pérdida temporal de contacto. A lo largo de los años, las secuencias de software de la Voyager 2 han sido modificadas en varias ocasiones para adaptarse a los encuentros planetarios y para compensar fallos de hardware sin intervención física.

La plataforma de instrumentos científicos se encuentra montada en un brazo orientable de dos ejes que permite apuntar las cámaras y detectores hacia los objetivos. En esta estructura se concentran los principales sensores y experimentos de la misión. Aunque ambas sondas comparten la misma configuración, la Voyager 2 conserva actualmente más instrumentos activos que su gemela, incluido el experimento de plasma PLS, lo que permite comparar sus mediciones del medio interestelar con las obtenidas por la Voyager 1.

Instrumentación científica de la Voyager 2

El conjunto de instrumentos de las sondas Voyager fue desarrollado por instituciones universitarias y laboratorios de investigación bajo la coordinación del Jet Propulsion Laboratory. Su objetivo principal era analizar las atmósferas, campos magnéticos, anillos y lunas de los planetas gigantes, además del medio interplanetario y, posteriormente, el espacio interestelar.

El sistema de cámaras ISS (Imaging Science Subsystem), diseñado por el JPL y la Universidad de Arizona, está formado por dos cámaras con tubos vidicon: una gran angular de 200 mm y otra de ángulo estrecho de 1.500 mm. Ambas incorporan filtros intercambiables que permiten registrar imágenes en distintas longitudes de onda del visible y del ultravioleta cercano. Las secuencias obtenidas por la Voyager 2 durante los sobrevuelos de Urano y Neptuno proporcionaron las primeras vistas detalladas de esos planetas y sus lunas.

El espectrómetro infrarrojo IRIS (Infrared Interferometer Spectrometer and Radiometer), desarrollado por el Goddard Space Flight Center, combina un radiómetro y un interferómetro para medir la radiación térmica. Permite determinar la temperatura y composición de las atmósferas planetarias y de las superficies observadas.

El espectrómetro ultravioleta UVS (Ultraviolet Spectrometer), construido por la Universidad de Colorado, analiza la radiación ultravioleta emitida o reflejada por los objetos del Sistema Solar. Aporta información sobre la densidad y estructura de las capas superiores de las atmósferas y sobre el contenido de hidrógeno en el medio interplanetario.

El fotopolarímetro PPS (Photopolarimeter Subsystem), diseñado en la Universidad de Arizona, mide la intensidad y polarización de la luz reflejada por atmósferas, anillos y superficies. Este instrumento funcionó correctamente en la Voyager 2 durante los encuentros con Júpiter y Saturno, pero fue desactivado antes del sobrevuelo de Urano para ahorrar energía y memoria de a bordo.

El experimento de plasma PLS (Plasma Science Experiment), desarrollado por la Universidad de Iowa y el JPL, mide la densidad, temperatura y velocidad del plasma mediante analizadores de iones y electrones. Este instrumento fue crucial para estudiar la interacción del viento solar con los planetas y, actualmente, continúa operativo, analizando el plasma del medio interestelar.

El sistema de magnetómetros MAG, del Goddard Space Flight Center, consta de dos sensores montados en un mástil extensible de 13 metros, calibrados de forma específica para la trayectoria de la Voyager 2. Miden la intensidad y dirección de los campos magnéticos, proporcionando datos fundamentales sobre las magnetosferas planetarias y el entorno heliosférico.

El detector de partículas cargadas LECP (Low Energy Charged Particle), desarrollado por el Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins, detecta partículas energéticas de baja energía procedentes del viento solar o atrapadas en las magnetosferas. El detector CRS (Cosmic Ray Subsystem), construido en el Instituto de Tecnología de California, mide partículas de alta energía de origen solar, galáctico o cósmico, y sigue siendo esencial en la fase interestelar.

Los experimentos PRA y PWS (Planetary Radio Astronomy y Plasma Wave Subsystem), desarrollados por la Universidad de Iowa, registran las emisiones de radio naturales y las ondas de plasma. Utilizan dos antenas desplegables de 10 metros dispuestas perpendicularmente. Sus mediciones durante los sobrevuelos de Urano y Neptuno revelaron interacciones entre las magnetosferas y el viento solar que no se habían observado en los planetas interiores.

Aunque las dos sondas comparten el mismo diseño general, la Voyager 2 fue optimizada para soportar temperaturas más bajas, disponer de software adaptable y mantener activo un mayor número de instrumentos a lo largo de su viaje. Esta configuración le permitió completar la exploración de los cuatro planetas gigantes y continuar hoy transmitiendo datos científicos desde el medio interestelar, casi medio siglo después de su lanzamiento.

Desarrollo de la misión Voyager 2

Lanzamiento y trayectoria inicial de la misión Voyager 2

La sonda Voyager 2 fue lanzada el 20 de agosto de 1977 desde el Complejo de Lanzamiento 41 de Cabo Cañaveral (Florida, EE. UU.) a bordo de un cohete Titan IIIE-Centaur. Fue la primera de las dos naves del programa en partir, aunque su gemela, la Voyager 1, alcanzaría antes a Júpiter gracias a una trayectoria más directa y rápida. El objetivo inicial de la misión era sobrevolar Júpiter y Saturno, obteniendo datos complementarios a los de la Pioneer 10 y Pioneer 11, y preparar el camino para posibles extensiones de la misión hacia los planetas exteriores.

Tras la separación de la etapa Centaur, la nave quedó en una órbita heliocéntrica con inclinación de 2,8° respecto al plano de la eclíptica y una velocidad inicial de escape de 15,4 km/s. Los primeros días se dedicaron a verificar el estado de los sistemas de propulsión, comunicación y control térmico. La antena de alta ganancia se orientó hacia la Tierra y se efectuaron las primeras transmisiones en banda S, confirmando el correcto funcionamiento de los subsistemas eléctricos y de los tres generadores de radioisótopos.

Durante las semanas siguientes se llevaron a cabo las pruebas de calibración de los instrumentos científicos, la verificación del sistema de apuntado y la primera secuencia fotográfica de prueba con las cámaras del sistema ISS. Estas imágenes sirvieron para ajustar el enfoque y el control de exposición, así como para comprobar la estabilidad del soporte giratorio del conjunto de instrumentos. La comunicación con el Laboratorio de Propulsión a Chorro se mantuvo estable, con un retardo de señal de unos 15 segundos.

La trayectoria inicial de la Voyager 2 fue cuidadosamente calculada para permitir, en caso de autorización, una cadena de asistencias gravitatorias sucesivas. Su velocidad más moderada respecto a la de Voyager 1 le permitiría ajustar la órbita de salida de Saturno de modo que pudiera alcanzar Urano y posteriormente Neptuno. Este diseño, denominado “trayectoria del Grand Tour”, aprovecharía la atracción gravitatoria de cada planeta para modificar la dirección y aumentar la velocidad de la nave sin gasto adicional de combustible.

En los primeros meses de crucero, la nave permaneció en un modo de rotación lenta (spin-up) para estabilizar su actitud y mantener la antena orientada hacia la Tierra. Se realizaron pequeñas maniobras de corrección en septiembre y diciembre de 1977, destinadas a optimizar la intersección con el plano orbital de Júpiter. A finales de ese año se completaron las pruebas de todos los instrumentos científicos, y la misión entró en su fase de crucero interplanetario.

La Voyager 2 se mantuvo en funcionamiento continuo durante su viaje hacia Júpiter, transmitiendo datos sobre el viento solar, las partículas cargadas y el campo magnético interplanetario. La experiencia acumulada en esta etapa permitió ajustar las operaciones de su gemela, lanzada 16 días después, y optimizar las secuencias de comandos que ambas utilizarían en sus encuentros con los planetas gigantes.

Encuentro con Júpiter

La Voyager 2 inició su fase de aproximación a Júpiter a comienzos de abril de 1979, tras recorrer más de seiscientos millones de kilómetros desde su lanzamiento. Durante las semanas previas, la cámara de ángulo estrecho del sistema ISS había registrado imágenes del planeta y de sus principales satélites con el fin de refinar los cálculos de navegación y la secuencia de observaciones. La nave se desplazaba a una velocidad relativa de unos 16 km/s respecto al Sol, lo que le permitía cubrir más de 1,3 millones de kilómetros al día.

Las observaciones científicas sistemáticas comenzaron el 24 de abril de 1979, cuando la resolución de las cámaras alcanzó los 1.000 km por píxel. Los instrumentos de plasma, magnetómetros y detectores de partículas registraron progresivamente la intensificación del entorno joviano conforme la sonda se adentraba en la magnetosfera del planeta. El máximo acercamiento tuvo lugar el 9 de julio de 1979, a una distancia de 570.000 km sobre las cimas de las nubes, mientras la nave cruzaba el plano ecuatorial de Júpiter.

Durante el encuentro, todos los instrumentos científicos permanecieron activos de forma continua. El equipo del Jet Propulsion Laboratory había programado secuencias automáticas que incluían estudios atmosféricos, observaciones fotométricas de los anillos y sobrevuelos de los satélites galileanos. A diferencia de la Voyager 1, la segunda sonda observó el sistema joviano en un ángulo de iluminación diferente, permitiendo comparar los cambios temporales en la atmósfera de Júpiter y en la superficie de sus lunas en un intervalo de solo cuatro meses.

Entre abril y agosto de 1979, la Voyager 2 transmitió más de 33.000 imágenes, superando el volumen de datos de su predecesora. Las fotografías mostraron la evolución de la Gran Mancha Roja y de otras tormentas de menor escala, así como la presencia de complejas estructuras en las bandas nubosas, con remolinos, filamentos y ondas que se desplazaban a distintas altitudes. Los análisis de las imágenes de color y espectroscópicas confirmaron que la atmósfera de Júpiter está compuesta principalmente por hidrógeno y helio, con trazas de metano, amoníaco y compuestos de azufre.

La Voyager 2 registró también variaciones notables en la actividad de Ío respecto a las imágenes obtenidas por su gemela. Varios de los volcanes detectados meses antes seguían activos, mientras que otros habían cesado su emisión. El satélite mostraba depósitos recién formados y penachos que se elevaban hasta 300 km sobre la superficie, confirmando la naturaleza eruptiva del planeta más volcánicamente activo del Sistema Solar.

Europa volvió a mostrar una superficie helada atravesada por un entramado de líneas oscuras, pero las nuevas imágenes permitieron identificar fracturas y regiones de material más reciente, lo que sugería una corteza en evolución. Ganímedes reveló zonas de terreno con distinta reflectividad, indicativas de diferencias en la composición del hielo y la roca, y Calisto presentó una superficie saturada de cráteres con grandes estructuras concéntricas similares a Valhalla.

La Voyager 2 confirmó la existencia del tenue anillo de polvo detectado por la Voyager 1 en marzo del mismo año. Las imágenes tomadas con exposición prolongada y bajo ángulo de iluminación mostraron un anillo interno extremadamente fino, extendido a lo largo del plano ecuatorial de Júpiter, compuesto por partículas microscópicas probablemente generadas por impactos meteóricos sobre las lunas interiores.

Los magnetómetros midieron un campo magnético unas 20.000 veces más intenso que el terrestre, con una inclinación de unos 10° respecto al eje de rotación. Los detectores de partículas revelaron cinturones de radiación mucho más potentes de lo previsto, con densidades de protones y electrones que habrían sido letales para una nave tripulada. Los datos del experimento de plasma permitieron caracterizar las ondas de choque y las variaciones de densidad en la frontera de la magnetosfera joviana.

Tras completar las observaciones principales, la Voyager 2 continuó enviando datos científicos hasta mediados de agosto de 1979, cuando las cámaras se apagaron temporalmente para preparar la navegación hacia Saturno. Durante el sobrevuelo, la asistencia gravitatoria de Júpiter incrementó su velocidad en 10 km/s y modificó su trayectoria, situándola en una órbita que la llevaría a Saturno en agosto de 1981.

Encuentro con Saturno

Tras su encuentro con Júpiter, la Voyager 2 continuó su trayectoria hacia Saturno impulsada por la asistencia gravitatoria del planeta gigante, que había incrementado su velocidad y modificado su inclinación orbital. Durante los casi dos años de crucero interplanetario, la nave transmitió de forma continua datos sobre el viento solar, las partículas energéticas y el campo magnético del espacio exterior. En este periodo se ajustaron las secuencias de observación y se optimizaron los algoritmos de orientación, aprovechando la experiencia obtenida con la Voyager 1.

La fase de aproximación a Saturno comenzó en junio de 1981. Desde una distancia de varios millones de kilómetros, la cámara de ángulo estrecho del sistema ISS inició una campaña fotográfica de largo alcance que permitió refinar la navegación y planificar los sobrevuelos de los principales satélites. A medida que la nave se acercaba, las imágenes mostraron la estructura atmosférica de Saturno y la complejidad de su sistema de anillos con una resolución sin precedentes.

El máximo acercamiento tuvo lugar el 26 de agosto de 1981, a una distancia de 101.000 km sobre las cimas de las nubes. Durante esta fase, los espectrómetros IRIS y UVS analizaron la composición y las capas térmicas de la atmósfera, mientras el fotopolarímetro PPS y las cámaras ISS estudiaban las propiedades ópticas y la dinámica de los anillos. Las imágenes en luz visible revelaron un sistema atmosférico menos contrastado que el de Júpiter, dominado por bandas paralelas al ecuador y por corrientes de viento que superaban los 500 m/s.

El sistema de anillos de Saturno resultó ser mucho más complejo de lo previsto. Las imágenes de la Voyager 2 mostraron estructuras finas, ondas espirales, anillos trenzados y divisiones internas que no se habían resuelto desde Tierra. El fotopolarímetro midió la dispersión de la luz en distintos ángulos, revelando que las partículas de los anillos son en su mayoría de hielo de agua con impurezas oscuras. Las observaciones del anillo F, más estrecho y dinámico, mostraron que está confinado por dos pequeñas “lunas pastoras”, Prometeo y Pandora, cuyo efecto gravitatorio mantiene su estructura definida.

Durante el encuentro, la sonda efectuó sobrevuelos de varias lunas de Saturno. Entre ellas se encontraban Dione, Tetis, Rea, Mimas, Encélado y Hiperión. Las imágenes mostraron superficies heladas con fracturas, regiones lisas y variaciones en la densidad de cráteres. En Encélado, la Voyager 2 detectó zonas brillantes con indicios de actividad reciente, lo que sugería una posible fuente interna de calor. Los estudios espectrales confirmaron que las lunas interiores están compuestas principalmente de hielo de agua con mezclas de materiales rocosos y orgánicos.

La Voyager 2 no realizó un sobrevuelo cercano de Titán como su predecesora, ya que la geometría de su trayectoria debía conservarse para permitir la continuación de la misión hacia Urano. Por ello, la observación del satélite se efectuó desde una distancia de unos 670.000 km. Aunque el estudio atmosférico fue menos detallado, el espectrómetro infrarrojo confirmó la presencia de metano y nitrógeno en abundancia, con una temperatura superficial en torno a –180 °C. Este enfoque evitó la desviación fuera del plano de la eclíptica que había sufrido la Voyager 1 y permitió mantener el rumbo adecuado hacia los planetas exteriores.

Los magnetómetros midieron un campo magnético inclinado 20° respecto al eje de rotación, con una intensidad de unos 0,2 gauss en el ecuador. Los detectores de partículas y el experimento de plasma registraron la interacción entre la magnetosfera y las lunas interiores, donde se observaron corrientes de partículas atrapadas similares a las de Júpiter pero mucho menos energéticas.

Tras completar el encuentro, la Voyager 2 continuó observando Saturno durante varias semanas desde la cara iluminada del sistema. En octubre de 1981 se encendieron los impulsores para ajustar la trayectoria de salida y preparar el largo viaje hacia Urano, aumentando la velocidad en 5 km/s.

Encuentro con Urano

Después de abandonar Saturno, la Voyager 2 se dirigió hacia Urano siguiendo una trayectoria de más de 2.700 millones de kilómetros que duró casi cuatro años y medio. Durante ese largo crucero interplanetario, la nave permaneció en funcionamiento continuo, transmitiendo datos sobre el viento solar y el entorno de partículas cargadas. La planificación de la fase de encuentro comenzó en 1984, con la programación de nuevas secuencias de observación y la actualización del software de a bordo para adaptarlo a las condiciones de iluminación extremadamente débiles en las proximidades del séptimo planeta.

El máximo acercamiento se produjo el 24 de enero de 1986, a una distancia de 81.500 km sobre las cimas de las nubes. Fue la primera y hasta ahora única vez que una nave espacial ha visitado Urano. La iluminación solar en aquella región era 400 veces más tenue que la terrestre, por lo que los sistemas de imagen debieron operar con tiempos de exposición prolongados y un control preciso de la estabilidad. A pesar de esas limitaciones, la misión obtuvo un conjunto de datos que redefinió el conocimiento del planeta y de su sistema.

Las cámaras del sistema ISS registraron una atmósfera de color azul verdoso, carente de contrastes notables, dominada por metano en su capa superior. Las observaciones en el infrarrojo y el ultravioleta revelaron la existencia de finas capas de neblina y de vientos de más de 200 m/s en latitudes ecuatoriales. Los instrumentos IRIS y UVS midieron la temperatura de las nubes superiores, cercana a –214 °C, y detectaron trazas de hidrógeno, helio y metano. A partir de los datos de masa y densidad obtenidos durante el sobrevuelo, se concluyó que Urano posee un interior formado principalmente por agua, amoníaco y metano en estado sólido o líquido, con un núcleo rocoso central. Esta composición, distinta de la de Júpiter y Saturno, llevó a introducir el término “planeta helado”, que desde entonces define a Urano y Neptuno como una categoría diferenciada de los gigantes gaseosos.

El magnetómetro MAG detectó un campo magnético de gran inclinación, desviado unos 59° respecto al eje de rotación y desplazado hacia el hemisferio sur. Su orientación y geometría resultaron inusuales en comparación con otros planetas y sugirieron que el campo se genera en una capa fluida externa, no en el núcleo central. Las mediciones del experimento de plasma mostraron una magnetosfera dinámica y asimétrica, con líneas de campo que se abrían y cerraban de manera irregular debido a la rotación extrema del planeta, cuyo eje está inclinado 98° respecto al plano orbital.

La Voyager 2 identificó un sistema de diez anillos, muy oscuros y estrechos, que se extienden hasta unos 50.000 km del planeta. Su composición parece dominada por material carbonoso y hielo recubierto de polvo. Las imágenes revelaron arcos irregulares, agrupamientos y divisiones internas que apuntan a la influencia gravitatoria de pequeñas lunas interiores.

La sonda también descubrió diez nuevos satélites y estudió los cinco principales: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberón. Miranda resultó especialmente llamativa, con un relieve de contrastes extremos, acantilados de hasta 20 km y regiones de aspecto caótico que indican una posible reorganización interna por criovulcanismo. Ariel mostró valles y fracturas recientes, mientras que Titania y Oberón presentaron superficies más antiguas y craterizadas. Las observaciones de las lunas permitieron establecer que todas ellas están compuestas principalmente por mezclas de hielo de agua y roca, con distintas proporciones de materiales oscuros en superficie.

Encuentro con Neptuno

Tras abandonar Urano, la Voyager 2 inició el tramo final del denominado “Grand Tour”, una trayectoria de más de 1.600 millones de kilómetros que la llevaría al planeta más distante del Sistema Solar. Durante casi tres años y medio de crucero interplanetario, la nave continuó transmitiendo datos sobre el viento solar, los rayos cósmicos y el entorno de plasma. En ese periodo, el equipo del Jet Propulsion Laboratory reconfiguró los sistemas de la sonda para adaptarlos a las condiciones de luminosidad extremadamente bajas en las proximidades de Neptuno, donde la radiación solar es 900 veces más débil que en la Tierra.

La aproximación al planeta comenzó en mayo de 1989. Las cámaras del sistema ISS iniciaron una serie de observaciones de larga exposición destinadas a identificar los satélites más brillantes y a refinar la trayectoria de llegada. A medida que la nave se aproximaba, se detectó la presencia de un sistema de anillos tenues y discontinuos, formado por arcos de material concentrado. Estos arcos, posteriormente denominados Liberté, Égalité y Fraternité, se encontraban confinados por la influencia gravitatoria de pequeñas lunas interiores, en especial Galatea.

El máximo acercamiento tuvo lugar el 25 de agosto de 1989, a una distancia de 4.950 km sobre las cimas de las nubes de Neptuno. Fue la primera y hasta ahora única visita directa al planeta. Las imágenes mostraron una atmósfera sorprendentemente activa, con nubes de metano congelado y una gran tormenta oscura en el hemisferio sur, de unos 13.000 km de diámetro, que recordaba a la Gran Mancha Roja de Júpiter. Las mediciones de los instrumentos infrarrojos e ultravioletas revelaron temperaturas extremadamente bajas, en torno a –218 °C, y vientos que superaban los 600 m/s, los más rápidos registrados en el Sistema Solar.

El magnetómetro MAG detectó un campo magnético intenso, inclinado unos 47° respecto al eje de rotación y desplazado hacia el norte, de forma similar al observado en Urano. Este patrón confirmó que los gigantes helados poseen estructuras internas distintas de las de Júpiter y Saturno, con una capa fluida conductora donde se genera el campo magnético. El experimento de plasma PLS midió la interacción del viento solar con la magnetosfera, mostrando la formación de una cola alargada que se extendía millones de kilómetros en dirección opuesta al Sol.

Durante el sobrevuelo, la Voyager 2 observó seis nuevos satélites y estudió detalladamente Tritón, la luna principal de Neptuno. El acercamiento a Tritón se produjo pocas horas después del máximo acercamiento al planeta, a una distancia mínima de 39.800 km. Las imágenes revelaron una superficie joven, con calotas polares de nitrógeno congelado, llanuras heladas y grietas extensas. Se identificaron penachos activos que expulsaban material a varios kilómetros de altura, evidencia directa de criovulcanismo. Los datos espectrales confirmaron la presencia de nitrógeno y metano en forma sólida, y temperaturas superficiales próximas a –235 °C, las más bajas registradas en un cuerpo del Sistema Solar.

La geometría del encuentro con Neptuno situó la nave en una trayectoria que la llevó a pasar “por detrás” del planeta visto desde el Sol, lo que permitió realizar mediciones de radio ciencia para determinar la estructura vertical de su atmósfera y estimar su masa total. Las observaciones ópticas y de plasma revelaron también la presencia de auroras y emisiones de radio generadas por la interacción entre el viento solar y la magnetosfera.

El sobrevuelo de Tritón completó el recorrido de los cuatro planetas gigantes y sus principales sistemas. Con esta última asistencia gravitatoria, la velocidad de la nave aumentó hasta 17 km/s, dirigiéndose hacia el exterior del Sistema Solar. A finales de octubre de 1989, la misión planetaria se dio por concluida oficialmente y comenzó la fase denominada Voyager Interstellar Mission, dedicada al estudio de la heliosfera y el medio interestelar.

Hacia el espacio interestelar

Tras el encuentro con Neptuno, la Voyager 2 continuó su trayectoria en dirección sur respecto al plano de la eclíptica, impulsada por la asistencia gravitatoria del planeta y del sobrevuelo de Tritón. Con ello concluyó oficialmente la fase planetaria del programa Voyager y comenzó una nueva etapa dedicada al estudio de los límites exteriores del Sistema Solar. Desde entonces, la nave ha permanecido operativa como un observatorio interplanetario destinado a registrar el viento solar, los rayos cósmicos y las propiedades del plasma más allá de los planetas conocidos.

Durante la década de 1990, la sonda transmitió de forma continua datos sobre el entorno heliosférico exterior. Los instrumentos de partículas cargadas, plasma y campos magnéticos detectaron gradualmente una disminución de la presión del viento solar y un incremento en la densidad de rayos cósmicos galácticos, indicios de que la nave se aproximaba al borde de la heliosfera. En 1998, la Voyager 2 superó la distancia heliocéntrica alcanzada por la Pioneer 10, situándose como el segundo objeto más lejano fabricado por el ser humano, después de su gemela.

A lo largo de los años 2000, las variaciones medidas por el experimento de plasma y el magnetómetro permitieron definir las estructuras de choque producidas por las ondas de presión del viento solar. En diciembre de 2004, los datos confirmaron el cruce del termination shock, la región donde el flujo supersónico del viento solar se vuelve subsónico al interactuar con el medio interestelar. Desde ese punto, la sonda avanzó por la heliocapa exterior, una zona turbulenta donde las partículas solares y las interestelares se mezclan gradualmente.

El 5 de noviembre de 2018, los datos del instrumento de plasma (PLS) registraron un aumento repentino en la densidad del plasma circundante y un descenso en la intensidad de las partículas solares, lo que confirmó que la Voyager 2 había cruzado la heliopausa. Con este evento, se convirtió en la segunda nave, después de la Voyager 1, en entrar en el medio interestelar. Su posición se encuentra ahora a más de 20.300 millones de kilómetros de la Tierra, moviéndose a unos 15 km/s en dirección sur respecto al plano orbital de los planetas.

En esta región, la nave continúa midiendo la densidad del plasma interestelar, el flujo de rayos cósmicos galácticos y el campo magnético local. Los datos complementan los obtenidos por la Voyager 1, permitiendo comparar las condiciones del medio interestelar en dos direcciones opuestas de la heliosfera. Las mediciones simultáneas de ambas sondas han proporcionado la primera descripción directa de la forma global de la frontera heliosférica y de su interacción con el medio galáctico.

La energía eléctrica sigue procediendo de tres generadores termoeléctricos de radioisótopos (RTG) que originalmente producían 470 W y que actualmente entregan alrededor de 250 W. La disminución gradual de potencia obliga al equipo del Jet Propulsion Laboratory a desactivar progresivamente calefactores y sistemas secundarios para priorizar los instrumentos científicos principales. En los últimos años, la misión ha afrontado incidentes relacionados con la orientación de antena y la gestión de datos, resueltos mediante reprogramaciones desde Tierra con software desarrollado en los años setenta.

Estado actual de la misión Voyager 2

En la actualidad, la Voyager 2 mantiene operativos varios instrumentos científicos: el magnetómetro (MAG), el experimento de plasma (PLS) y el detector de rayos cósmicos (CRS) . Estos equipos permiten estudiar el entorno de partículas cargadas y el campo magnético en el medio interestelar, así como las perturbaciones producidas por las eyecciones de masa coronal que alcanzan los límites de la heliosfera.

La señal de la sonda es captada por la Red del Espacio Profundo (DSN) mediante antenas de 70 metros situadas en Australia, España y California. El tiempo de viaje de las transmisiones supera actualmente las 18 horas en cada dirección. A pesar de la gran distancia y del debilitamiento de la potencia, las comunicaciones siguen siendo estables y los datos científicos continúan llegando de forma regular.

La vida útil de la misión está condicionada por el declive energético de los RTG, que pierden unos cuatro vatios por año. Se estima que la Voyager 2 podrá seguir transmitiendo datos científicos hasta aproximadamente 2030 por lo que el equipo tendrá que ir apagando instrumentos progresivamente. Después de esa fecha, continuará viajando en silencio por el espacio interestelar, portando su copia del Disco de Oro con los sonidos e imágenes de la Tierra.

En unos 40.000 años pasará a unos 1,7 años luz de la estrella Ross 248, en la constelación de Andrómeda. Aunque su travesía ya no podrá ser observada, seguirá siendo un testimonio duradero de la capacidad tecnológica y la curiosidad científica de la humanidad.

Cronología de la misión Voyager 2

Lanzamiento	20 de agosto de 1977
Sobrevuelo de Júpiter	9 de julio de 1979
Sobrevuelo de Saturno	26 de agosto de 1981
Sobrevuelo de Urano	24 de enero de 1986
Sobrevuelo de Neptuno	25 de agosto de 1989
Cruce de la heliopausa: entrada en el espacio interestelar	5 de noviembre de 2018-Actualmente

Galería de imágenes de la misión Voyager 2

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