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

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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.

Modelo del interior de Titán con núcleo rocoso hidratado, océano subsuperficial de agua líquida y capas de hielo a alta presión.
Ilustración artística del interior de Titán según un modelo completamente diferenciado, con un núcleo rocoso hidratado, un océano subsuperficial de agua líquida y capas de hielo a alta presión, basada en datos de la misión Cassini. Créditos: A. D. Fortes/UCL/STFC

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.

Modelo del interior de Titán con capas de hielo de alta presión parcialmente deformables y ausencia de un océano subsuperficial global.
Esquema del interior de Titán propuesto a partir del reanálisis de los datos gravitatorios de la misión Cassini, con capas de hielo de alta presión, fusión parcial localizada y sin un océano global continuo. Créditos: Petricca et al., 2025.

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:

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

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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

Urano y Neptuno podrían tener interiores más rocosos de lo asumido

Publicado el por nosolosputniks

Las simulaciones muestran que ambas composiciones, rica en roca o en hielos, son compatibles con los datos observados disponibles

La clasificación tradicional de los planetas del Sistema Solar separa los cuerpos rocosos interiores, los gigantes gaseosos y los gigantes de hielo. En este esquema, Urano y Neptuno ocupan la última categoría por la presencia dominante de compuestos volátiles como agua, amoníaco y metano. Sin embargo, la denominación «gigantes de hielo» podría no ser muy apropiada, o al menos eso es lo que sugiere un nuevo estudio publicado por investigadores de la Universidad de Zúrich y publicado en Astronomy & Astrophysics, donde indican que esta división podría ser demasiado restrictiva. Los resultados muestran que ambos planetas admiten interiores con una fracción rocosa mucho mayor de la asumida durante décadas.

Urano visto en infrarrojo por el telescopio espacial James Webb. Créditos: NASA/ESA

El estudio no propone sustituir una etiqueta por otra. Señala que la interpretación clásica, centrada en interiores dominados por hielos, no es la única compatible con los datos disponibles. Este enfoque más amplio coincide con análisis recientes de otros cuerpos del Sistema Solar exterior, como Plutón, cuya estructura interna parece estar dominada por materiales rocosos.

El equipo desarrolló un sistema de simulaciones que combina la libertad de los modelos empíricos con las restricciones de los modelos físicos. El procedimiento parte de un perfil de densidad generado de forma aleatoria para el interior planetario. A partir de ese perfil inicial se calcula un campo gravitatorio que debe coincidir con las medidas disponibles. Después se infiere una posible composición compatible con las ecuaciones de estado y se repite el proceso hasta obtener soluciones coherentes. Esta estrategia evita imponer una arquitectura interna predeterminada o sesgada y permite explorar un conjunto mucho más amplio de composiciones.

El resultado es una familia de modelos en la que Urano y Neptuno no aparecen necesariamente como mundos ricos en agua, sino como cuerpos cuya fracción rocosa puede ser bastante sustancial. Las combinaciones obtenidas abarcan desde escenarios dominados por hielos hasta configuraciones donde los materiales refractarios representan una parte significativa del interior. Esta variedad no se había cuantificado con métodos anteriores debido a las limitaciones de los enfoques tradicionales.

Los modelos también proporcionan un marco para interpretar la compleja estructura de los campos magnéticos de ambos planetas. A diferencia de la Tierra, cuyos polos magnéticos están aproximadamente alineados con el eje de rotación, Urano y Neptuno presentan campos multipolares sin una geometría simple. Los nuevos cálculos incluyen capas en las que el agua alcanza un régimen iónico, es decir, un estado donde las moléculas se disocian bajo presiones extremas y los protones se desplazan libremente dentro de una red de oxígeno. Este fluido es conductor y puede generar un dínamo localizado lejos del centro planetario. Según los modelos, la región donde se originaría el campo magnético de Urano estaría situada más profundamente que en Neptuno, lo que ayudaría a explicar las diferencias entre ambos.

Estructura inferida para cuatro modelos interiores de Urano, con la proporción de hidrógeno–helio, agua, silicatos y capas de agua iónica, además de zonas convectivas y estables. Ilustración basada en los resultados publicados en Astronomy & Astrophysics (2025).
Modelos propuestos para el interior de Neptuno

Pese al avance metodológico, persisten incertidumbres importantes. El comportamiento de mezclas de agua, roca, hidrógeno y helio en condiciones extremas sigue siendo un desafío para la física de materiales. Cualquier variación en las ecuaciones de estado repercute directamente en la densidad y, por tanto, en las soluciones compatibles con el campo gravitatorio. A esto se suma la precisión limitada de los datos obtenidos únicamente a partir del sobrevuelo de la Voyager 2. En la práctica, varias configuraciones internas distintas pueden reproducir los mismos valores gravitatorios.

El estudio concluye que Urano y Neptuno podrían ser tanto gigantes de hielo como gigantes rocosos dentro del espacio de soluciones actuales. La falta de datos suficientes impide discriminar entre ambas posibilidades. Para resolver esta ambigüedad, el equipo señala la necesidad de misiones específicas a los dos planetas, capaces de medir con mayor detalle sus campos gravitatorios y magnéticos y, eventualmente, estudiar sus atmósferas y lunas con instrumentos diseñados para este propósito.

Los resultados no solo cuestionan la clasificación tradicional de Urano y Neptuno, sino que también establecen un precedente relevante para la interpretación de exoplanetas con masas similares. Mundos que comparten tamaño o densidad pueden esconder configuraciones internas muy diferentes, lo que subraya la importancia de mejorar los modelos de materiales y obtener mediciones directas en el Sistema Solar exterior.

Lanzadas con éxito las sondas ESCAPADE de la NASA rumbo a Marte

Publicado el por nosolosputniks

La misión ESCAPADE (“Escape and Plasma Acceleration and Dynamics Explorers”) de la NASA inició su viaje interplanetario tras despegar desde Cabo Cañaveral el pasado 13 de noviembre de 2025, a bordo del segundo vuelo operativo del cohete New Glenn de la empresa estadounidense Blue Origin.
El lanzamiento, inicialmente previsto para el 9 de noviembre, fue aplazado hasta en dos ocasiones. La misión destinada a estudiar el entorno marciano y su evolución atmosférica reúne la colaboración de la NASA, la industria privada y centros universitarios.

Lanzamiento del cohete New Glenn de Blue Origin desde Cabo Cañaveral con la misión ESCAPADE de la NASA hacia Marte
El cohete New Glenn de Blue Origin despega desde Cabo Cañaveral el 13 de noviembre de 2025 con las sondas gemelas ESCAPADE de la NASA, que se dirigirán a Marte tras un año en el punto de Lagrange L2. Créditos: Blue Origin

Las dos sondas gemelas, denominadas Azul y Oro en referencia a los colores de la Universidad de California en Berkeley (institución que lidera la misión científica), forman parte del programa SIMPLEx (Small Innovative Missions for Planetary Exploration) de la NASA, diseñado para fomentar misiones interplanetarias de bajo coste y alta eficiencia. Su objetivo es analizar cómo el viento solar interactúa con la atmósfera superior de Marte, impulsando el escape de partículas hacia el espacio y contribuyendo a la pérdida gradual de su aire primitivo.

Cada sonda, de 550 kg, fue construida por Rocket Lab sobre una plataforma de diseño modular y equipada con tres instrumentos principales: un magnetómetro (EMAG) para medir la intensidad de los campos magnéticos, un analizador electrostático (EESA) para caracterizar las partículas cargadas y una sonda de Langmuir (ELP) para estudiar la densidad del plasma. Al volar en formación, Azul y Oro podrán observar el mismo fenómeno desde posiciones distintas, ofreciendo una visión tridimensional y temporal del entorno magnético de Marte, algo inédito hasta ahora.

Una trayectoria innovadora hacia Marte

En lugar de dirigirse directamente al planeta, las sondas seguirán una trayectoria que las llevará a una órbita alrededor del punto de Lagrange L2 del sistema Tierra-Sol, a 1,5 millones de kilómetros de nuestro planeta. Permanecerán allí durante un año antes de ejecutar una maniobra de asistencia gravitatoria que las pondrá rumbo a Marte a finales de 2026. Esta trayectoria no convencional aprovecha la estabilidad gravitatoria del sistema Tierra-Sol para optimizar el consumo de combustible y ampliar las oportunidades de lanzamiento fuera de las tradicionales “ventanas” bianuales a Marte.

El viaje interplanetario culminará con la llegada al planeta en septiembre de 2027, cuando ambas sondas se situarán en órbitas elípticas complementarias que les permitirán cartografiar el campo magnético y la ionosfera marciana en tres dimensiones. Con estas observaciones, los científicos esperan comprender con mayor detalle cómo se pierde la atmósfera marciana al espacio y cómo ese proceso transformó un mundo que alguna vez tuvo agua superficial en el planeta árido que se observa hoy.

Diagrama del perfil de vuelo del cohete New Glenn-2 con las fases de lanzamiento y llegada de la misión ESCAPADE a Marte
Perfil de vuelo del cohete New Glenn-2 durante la misión ESCAPADE de la NASA, con las fases de lanzamiento, separación y llegada a Marte. Créditos: Blue Origin

Avance para la exploración del Sistema Solar

ESCAPADE amplía la labor iniciada por misiones como MAVEN de la NASA y Al Amal de los Emiratos Árabes Unidos, que siguen midiendo la composición y dinámica de la atmósfera marciana. Sin embargo, al contar con dos naves idénticas en órbitas coordinadas, ESCAPADE podrá observar los efectos del viento solar en escalas de minutos, no de horas, lo que permitirá detectar variaciones locales y temporales del escape atmosférico.

Los datos obtenidos permitirán reconstruir la historia del clima marciano, estimar la pérdida de agua y gases volátiles a lo largo del tiempo y caracterizar las condiciones del entorno espacial que afrontan las misiones actuales y futuras.

Puedes conocer los detalles técnicos de ambas sondas y sus instrumentos en la página del blog dedicada a la misión ESCAPADE.

Las dos sondas gemelas de la misión ESCAPADE de la NASA durante su integración en las instalaciones de montaje, con sus paneles solares desplegados parcialmente.
Las dos sondas gemelas de la misión ESCAPADE (Escape and Plasma Acceleration and Dynamics Explorers) de la NASA durante su fase de integración y comprobación en tierra, antes de ser encapsuladas para el lanzamiento hacia Marte. Créditos: NASA / Kim Shiflett

Un hito para la colaboración público-privada

Aunque el lanzamiento se enmarca en un contexto de intensa competencia entre empresas espaciales, su desarrollo refuerza el modelo de cooperación entre agencias e industria para ampliar las oportunidades de exploración más allá de la Tierra.
El cohete New Glenn, construido por Blue Origin, completó con éxito su segundo vuelo orbital, situando las sondas en la trayectoria prevista y recuperando por primera vez su primera etapa reutilizable en la plataforma oceánica Jacklyn. Todo un hito para la compañía del oligarca Jeff Bezos. Este resultado sitúa a Blue Origin como la segunda empresa privada capaz de recuperar etapas orbitales, junto con SpaceX.

El cohete New Glenn de Blue Origin en la rampa de lanzamiento LC-36 de Cabo Cañaveral antes de la misión NG-2 con las sondas ESCAPADE de la NASA
El cohete New Glenn de Blue Origin en la rampa de lanzamiento LC-36 de la Estación de la Fuerza Espacial de Cabo Cañaveral, Florida, durante los preparativos previos al lanzamiento de la misión NG-2 con las sondas gemelas ESCAPADE de la NASA. Fotografía tomada el 8 de noviembre de 2025. Créditos: Blue Origin
El cohete New Glenn de Blue Origin asciende sobre el océano Atlántico durante la misión NG-2 que transporta las sondas marcianas ESCAPADE de la NASA.
El cohete New Glenn de Blue Origin asciende sobre el océano Atlántico tras su lanzamiento desde Cabo Cañaveral durante la misión NG-2, que envía las sondas gemelas ESCAPADE de la NASA hacia Marte. El New Glenn luce espectacular. Créditos: Blue Origin
La primera etapa del cohete New Glenn de Blue Origin tras aterrizar con éxito sobre la plataforma oceánica Jacklyn en el Atlántico.
La primera etapa del cohete New Glenn de Blue Origin tras su aterrizaje controlado en la plataforma oceánica Jacklyn, a unos 600 kilómetros de la costa atlántica, tras completar el lanzamiento de la misión ESCAPADE de la NASA. Créditos: Blue Origin

Referencias y más información
NASA – ESCAPADE Mission Overview
Blue Origin

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El cohete New Glenn de Blue Origin se dispone a enviar las sondas ESCAPADE de la NASA a Marte

Publicado el por nosolosputniks

Dos satélites idénticos volarán en formación para cartografiar el entorno magnético marciano

La NASA y la empresa Blue Origin ultiman los preparativos para el lanzamiento de la misión ESCAPADE (“Escape and Plasma Acceleration and Dynamics Explorers”), que enviará dos satélites gemelos a Marte a bordo del segundo vuelo operativo del cohete New Glenn, el lanzador pesado parcialmente reutilizable de Blue Origin. El lanzamiento, inicialmente previsto para noviembre, ha sido aplazado por condiciones meteorológicas y de actividad solar, sin nueva fecha confirmada por el momento.

Ilustración artística de las sondas gemelas de la misión ESCAPADE en su trayectoria de vuelo hacia Marte, con el emblema oficial de la misión en primer plano.
Ilustración artística de las sondas gemelas de la misión ESCAPADE (Escape and Plasma Acceleration and Dynamics Explorers) de la NASA durante su viaje hacia Marte. Créditos: NASA / Rocket Lab / UC Berkeley.

ESCAPADE forma parte del programa SIMPLEx (Small Innovative Missions for Planetary Exploration), diseñado para fomentar misiones interplanetarias de bajo coste y alta eficiencia. Las dos sondas, denominadas Azul y Oro, fueron construidas por Rocket Lab y serán operadas por la Universidad de California en Berkeley, que lidera el proyecto científico. Su objetivo es estudiar la interacción entre el viento solar y la atmósfera superior de Marte mediante observaciones simultáneas del plasma y los campos magnéticos que gobiernan la dinámica de partículas cargadas. La misión ofrecerá por primera vez una visión tridimensional del entorno magnético del planeta.

Tras el lanzamiento, las sondas seguirán una trayectoria innovadora: permanecerán un año en el punto de Lagrange L2 antes de realizar una maniobra de asistencia gravitatoria que las dirija hacia Marte. Su llegada está prevista para 2027, cuando comenzarán una fase científica primaria de tres años.

Puedes conocer los detalles técnicos de ambas sondas y sus instrumentos en la página del blog dedicada a la misión ESCAPADE.

Diagrama del perfil de vuelo del cohete New Glenn-2 con las fases de lanzamiento y llegada de la misión ESCAPADE a Marte
Perfil de vuelo del cohete New Glenn-2 durante la misión ESCAPADE de la NASA, con las fases de lanzamiento, separación y llegada a Marte. Créditos: Blue Origin

El papel de Blue Origin y el cohete New Glenn

El vuelo marcará la segunda misión del lanzador New Glenn, tras su debut en enero de 2025. Este cohete, de 95 metros de altura y 7 metros de diámetro en la cofia, utiliza siete motores BE-4 alimentados con metano y oxígeno líquido. Su primera etapa es reutilizable y, en esta misión, intentará realizar el primer aterrizaje controlado del programa sobre la plataforma oceánica Jacklyn, situada a varios cientos de kilómetros frente a la costa atlántica. Este paso inaugurará las operaciones de recuperación de etapas de Blue Origin, una práctica ya habitual en los lanzadores Falcon 9 y Falcon Heavy de SpaceX, que ha permitido reducir costes y aumentar la frecuencia de vuelos orbitales.

En esta misión, el New Glenn desplegará las dos sondas ESCAPADE junto con un experimento tecnológico de Viasat, que probará el sistema “InRange” de retransmisión de telemetría mediante enlace satelital en apoyo al programa de comunicaciones espaciales de la NASA. La operación completa está coordinada por el Launch Services Program de la agencia.

El ensayo de encendido estático realizado el 31 de octubre confirmó el correcto funcionamiento de los siete motores BE-4 durante 38 segundos, validando los sistemas de propulsión del cohete. Blue Origin introdujo mejoras en la gestión de propelentes y en el control térmico de los motores con vistas a la recuperación del propulsor tras el despegue, un paso esencial para mantener una cadencia de lanzamientos sostenida.

El cohete New Glenn realiza una prueba de encendido estático de 38 segundos antes de su segundo vuelo, en la rampa LC-36 de Cabo Cañaveral.
Prueba de encendido estático del cohete New Glenn de Blue Origin antes del segundo vuelo del programa, que llevará la misión ESCAPADE hacia Marte. Créditos: Blue Origin

Una nueva generación de misiones interplanetarias

ESCAPADE se enmarca en la nueva generación de misiones interplanetarias modulares y de bajo coste. Con un presupuesto inferior a 80 millones de dólares, las dos naves de 550 kg complementarán los datos obtenidos por la misión MAVEN de la NASA, aún operativa en órbita marciana.
Los instrumentos principales —un magnetómetro (EMAG), un analizador electrostático (EESA) y una sonda de Langmuir (ELP)— medirán campos magnéticos, flujos de iones y electrones, y densidades de plasma en la ionosfera. Al operar en formación, ambas sondas podrán registrar variaciones temporales en escalas de minutos, proporcionando un retrato tridimensional del viento solar y su efecto erosivo sobre la atmósfera marciana.

Los resultados de ESCAPADE contribuirán a comprender mejor la pérdida progresiva de gases atmosféricos y agua en Marte, y ayudarán a prever los efectos del clima espacial que podrían afectar a futuras misiones humanas.

El lanzamiento de las sondas representa también un ensayo tecnológico del nuevo enfoque de cooperación entre NASA, universidades y empresas privadas para misiones planetarias, combinando desarrollo académico, ingeniería comercial y lanzadores reutilizables.

Fecha del lanzamiento

El lanzamiento de la misión ESCAPADE, inicialmente previsto para el domingo 9 de noviembre de 2025, fue suspendido por condiciones meteorológicas adversas en Cabo Cañaveral. Un segundo intento, programado para el miércoles 12, también tuvo que cancelarse por una intensa actividad solar que podría haber afectado al lanzador y a las sondas. La NASA y Blue Origin todavía no han anunciado una nueva fecha para el despegue, que se llevará a cabo cuando las condiciones atmosféricas y espaciales sean seguras.

Referencias y más información
NASA – ESCAPADE Mission Overview