¿Cómo se formaron los planetas del sistema solar? O mejor aún, ¿cómo se forman los planetas en el Universo? La respuesta a estas preguntas pasa en buena medida por entender el nacimiento de Júpiter, el planeta más grande que gira alrededor del Sol. ¿Se formó rápidamente o fue fruto de un proceso relativamente lento? ¿Nació en una región distinta a la que se encuentra ahora? Los modelos de formación planetaria dependen de nuestro conocimiento sobre la estructura interna de Júpiter. En la mayoría de libros de texto se menciona que Júpiter posee en su centro un núcleo de rocas y hielos pero no está nada claro que realmente sea así. De hecho, no tenemos ni idea. Y si desconocemos cómo es realmente el interior del planeta más grande del sistema solar difícilmente seremos capaces de saber cuál ha sido su origen. Con el fin de responder a estos enigmas dentro de unos días llegará a Júpiter la misión Juno de la NASA. Juno se convertirá en la segunda sonda que orbite Júpiter y en la primera que use paneles solares a tanta distancia del Sol. Pero, por encima de todo, será la herramienta que nos permitirá descifrar uno de los mayores misterios de la formación planetaria. Veamos por qué.

Para comprender la importancia de Juno debemos primero saber cómo es posible  averiguar la estructura interna de un planeta sin posarse en su superficie. En la Tierra usamos la propagación de ondas sísmicas para estudiar el interior del planeta, pero lamentablemente Júpiter carece de una superficie sólida donde situar un sismómetro, una técnica que en cualquier caso sería bastante cara y compleja a semejante distancia del Sol. ¿Qué hacemos entonces? Afortunadamente existe un método mucho más sencillo para estudiar el interior de los planetas. Basta con medir el movimiento de un satélite que gire alrededor de un planeta para poder determinar la distribución de masas de su interior. Este sistema se ha empleado para medir las variaciones del campo gravitatorio terrestre y de otros cuerpos del sistema solar interior.

Una posibilidad es usar dos satélites y medir las diferencias en la distancia que los separa provocadas por las variaciones del campo gravitatorio, una técnica empleada por las misiones GRACE en la Tierra o GRAIL en la Luna. Sin embargo, también es posible estudiar el campo gravitatorio de un planeta usando un único satélite, siempre y cuando cumplamos un par de condiciones: la órbita debe ser polar y tiene que pasar lo más cerca del planeta que sea posible. La posición del satélite se puede medir con una altísima precisión usando las mismas señales de radio que emite la sonda gracias al efecto Doppler, aunque siempre y cuando la órbita no sea perpendicular a la línea de visión con respecto a la Tierra. Por este motivo nunca antes hemos podido estudiar la estructura interna de Júpiter, ya que una órbita polar es incompatible con el estudio de los satélites jovianos, situados en el plano ecuatorial. Para colmo, si queremos pasar cerca de Júpiter nos deberemos enfrentar a sus temidos cinturones de radiación, los más potentes y letales del sistema solar, capaces de matar a un ser humano o freír la electrónica de una nave en cuestión de segundos.

Los planetas son básicamente esféricos, así que su campo gravitatorio se puede describir por la famosa fórmula del potencial newtoniano V = GM/R. Pero ‘básicamente’ no es ‘exactamente’. Y justo son las desviaciones de ese potencial ideal las que nos interesan. Esas diferencias nos dan información sobre la variación de la densidad del interior del planeta, los momentos de inercia a lo largo de sus ejes principales o las desviaciones con respecto al equilibrio hidrostático ideal. Los términos correctores del potencial gravitatorio reciben el nombre de coeficientes armónicos y se representan por la letra J. Según su número sea mayor, serán más pequeños y más difíciles de medir, pero a cambio más información nos darán sobre la estructura interna del planeta. Por ejemplo, J₂ hace referencia a la desviación del potencial provocada por el achatamiento que presentan la mayor parte de cuerpos planetarios por culpa de su rotación. La relación entre los momentos J y el potencial viene dada por esta bonita fórmula:

Actualmente conocemos el valor de los armónicos de grado seis del potencial gravitatorio de Júpiter, J₆, pero si queremos investigar la estructura interna del planeta gigante tendremos que medir los armónicos por encima de J₂₀ y, si es posible, hasta J₃₀. Y no solo nos interesa saber si Júpiter tiene un núcleo sólido. También podremos averiguar si los característicos cinturones y bandas que observamos en de Júpiter son la manifestación visible de la estructura interna. Muchos modelos predicen que el interior de Júpiter está dividido en un conjunto de cilindros concéntricos que rotan a distintas velocidades. Los cinturones y bandas serían consecuencia de esta estructura, pero desconocemos si los vientos superficiales se mantienen hasta el interior o solo hasta la capa de hidrógeno líquido.

¿Y ya está? Pues lamentablemente, no, no es tan sencillo. Las desviaciones del potencial nos aportan datos sobre la densidad interna, pero para poder afinar los modelos debemos saber la composición del planeta. Y aquí tenemos un problema. Júpiter está formado principalmente por hidrógeno y helio, como el Sol, pero la clave es el porcentaje de elementos más pesados. Los modelos teóricos predicen una cantidad de elementos más pesados que puede oscilar entre el 3% y el 13% de la masa del planeta, un error enorme que bloquea cualquier intento de determinar la estructura interna de Júpiter.

Paradójicamente, esto no debería ser así. La NASA envió en 1995 la sonda Galileo a Júpiter precisamente para averiguar cómo era la parte exterior de la atmósfera joviana. La nave desplegó una sonda atmosférica que llegó a una profundidad de 156 kilómetros y comprobó que los modelos de presión y temperatura de la atmósfera eran más o menos correctos. También midió por primera la proporción de isótopos de varios elementos, una medida que solamente se puede realizar in situ si queremos obtener una alta precisión. Pero no tuvo tanta suerte a la hora de medir la cantidad absoluta de elementos pesados. O mejor dicho, lo hizo, pero los resultados no fueron los esperados.

Evidentemente Galileo no se dedicó a medir la cantidad de todos los elementos de la tabla periódica presentes en la atmósfera de Júpiter. En realidad no hace falta. Si únicamente medimos la cantidad de agua tendremos una buena idea de cuál es la cantidad de elementos pesados que guarda Júpiter. El agua está compuesta por hidrógeno y oxígeno, este último uno de los elementos ‘pesados’ —en términos astronómicos— más comunes. El problema es que la sonda desplegada por Galileo midió mucha menos cantidad de agua de lo previsto. Análisis posteriores de la zona de entrada de la sonda determinaron que la nave se introdujo en la atmósfera en un agujero en las nubes denominada ‘mancha caliente’, es decir, una región especialmente seca. Pero no todos los investigadores están de acuerdo con esta interpretación y muchos piensan que la falta de agua medida por Galileo es un dato real que apunta a un déficit de elementos pesados en Júpiter. El misterio es todavía mayor porque Galileo detectó un exceso de nitrógeno y otros elementos pesados. No es una cuestión menor, porque la cantidad de elementos pesados nos dará información sobre dónde se formó Júpiter.

¿Cómo salir de dudas? Lo lógico es mandar otra nave con sondas atmosféricas, a ser posible con más de una, para zanjar este debate. Pero una sonda atmosférica es un artilugio caro y complejo que además solo es capaz de darnos datos sobre zonas puntuales. Afortunadamente en los años 90 varios investigadores de la NASA liderados por Scott Bolton propusieron una forma más simple y barata: se puede determinar la cantidad de oxígeno y nitrógeno desde la órbita observando en el espectro de microondas. Un radiómetro que detecte las microondas procedentes de la atmósfera joviana será capaz de medir la cantidad de agua y amoniaco en la atmósfera, es decir, los compuestos principales donde se encuentran el oxígeno y el nitrógeno respectivamente. Saber la cantidad de estos elementos nos permitirá crear mejores modelos del interior del planeta y además también nos proporcionará datos sobre la nebulosa primordial que dio lugar al sistema solar. La única pega es que la sonda debería pasar muy cerca de Júpiter, entre la atmósfera y los cinturones de radiación, para evitar que las partículas atrapadas por la magnetosfera bloqueen las medidas del radiómetro.

Y no tenemos que detenernos ahí. Podemos ampliar nuestro conocimiento del interior de Júpiter estudiando su campo magnético, el más potente del sistema solar después del propio Sol. La magnetosfera de Júpiter se cree que se forma por un efecto dinamo similar al campo magnético terrestre. En la Tierra el campo magnético nace a partir de movimientos de convección de hierro y níquel en el núcleo externo, mientras que en Júpiter los culpables son movimientos de convección, sí, pero de la capa de hidrógeno metálico que se supone existe a cierta profundidad (que nadie se imagine una sustancia sólida: el hidrógeno metálico es fluido, pero se denomina así porque conduce la electricidad como un metal). Del mismo modo que los armónicos del campo gravitatorio nos dan información sobre la estructura interna, los armónicos del campo magnético nos indican las diferencias con un dipolo ideal.

Lo fascinante del asunto es que una sonda espacial es capaz de detectar más detalles de la estructura interna de la magnetosfera de Júpiter de lo que nosotros podemos lograr con el campo magnético terrestre. ¿Cómo es esto posible? Pues porque las medidas de la dinamo interna del campo magnético terrestre se ven afectadas por el campo magnético residual de la corteza. Pero como Júpiter no tiene corteza, pues es como si el interior de Júpiter fuera transparente, magnéticamente hablando. Para que nos hagamos una idea, hoy en día conocemos los armónicos del campo magnético terrestre hasta el orden 14, mientras que para Júpiter solo hemos medido los armónicos de orden 4. Juno será capaz de medir armónicos por encima de orden 20. Por último, otra forma de ampliar información es investigar la interacción del campo magnético con la ionosfera y la atmósfera de Júpiter estudiando las partículas energéticas y las brillantes auroras que decoran los polos jovianos.

Teniendo en cuenta la información tan valiosa que nos puede dar una misión así, lo sorprendente es que no se haya aprobado antes. En realidad, desde que nos llegaron los extraños resultados de la misión Galileo a mediados de los años 90 se han propuesto varias misiones para dar respuesta a estos misterios. En 1998 el laboratorio JPL de la NASA propuso una misión de bajo coste de tipo Discovery denominada INSIDE (Interior Structure and Internal Dynamical Evolution of Jupiter). INSIDE debía analizar el campo gravitatorio y magnético de Júpiter desde una órbita polar. En vez de generadores de radioisótopos (RTGs) se decidió usar paneles solares por primera vez en una misión a Júpiter para reducir el presupuesto. La sonda habría sido lanzada por un cohete Delta II y hubiera llegado a Júpiter tras realizar una trayectoria de tipo VEEGA con maniobras de asistencia gravitatoria con la Tierra y Venus (la misma trayectoria de Galileo). La misión fue rechazada porque la NASA no se fiaba de que el equipo fuese capaz de mantener los costes por debajo de los límites de un proyecto de tipo Discovery.

Otra misión con un objetivo parecida fue la Jupiter Polar Orbit (JPO). Además esta propuesta también contaba con tres sondas de descenso para explorar en detalle la atmósfera de Júpiter. En 2001 le tocó el turno a la misión JASSI (Jupiter Atmospheric Sounding and Sensing of the Interior), muy similar a INSIDE, y que también sería cancelada. La comunidad científica consideraba que una misión de este tipo era una prioridad, pero sin duda resultaba muy difícil ‘vender’ un proyecto así a los políticos y a la cúpula de la NASA. ¿Una sonda a Júpiter que no tenía como objetivo explorar ninguno de sus satélites y que, para colmo de horrores, no iba a enviar ninguna imagen? Imposible.

Pero el esfuerzo valía la pena. El problema es que mandar una misión de estas características era demasiado caro para el programa Discovery. Aunque la sonda no llevase RTGs ni tampoco cámaras ni otros instrumentos que requiriesen mucho consumo eléctrico y un gran ancho de banda —y por lo tanto una antena de gran tamaño—, seguía siendo una misión relativamente costosa. La solución fue presentar el proyecto dentro del programa New Frontiers de la NASA, un programa para financiar misiones con un coste intermedio entre las Discovery y las de tipo Flagship.

La primera misión New Frontiers había sido la sonda New Horizons para el estudio de Plutón y en 2003 la NASA anunció la convocatoria para una segunda misión de este tipo. Científicos del JPL de la NASA y el Southwest Research Institute (SwRI) —encargado de la New Horizons— aunaron fuerzas con el fin de presentar una propuesta de sonda para el estudio del interior de Júpiter denominada Juno (teniendo en cuenta que en la mitología romana Juno era la esposa de Júpiter, el nombre es más que adecuado para la misión, aunque no sé qué habría pensado la Juno mitológica al ver a su marido rodeado de amantes como Ío, Europa, Calisto o Ganímedes). En 2005 la NASA anunció oficialmente la selección de Juno como segunda misión del programa New Frontiers. El contratista principal sería la empresa Lockheed Martin. Los principales desafíos de la misión eran construir un vehículo interplanetario con enormes paneles solares y que al mismo tiempo fuese capaz de soportar las dosis de radiación de las cercanías de Júpiter.

En un principio Juno debía ser lanzada en 2009 mediante un potente Atlas V 551. El uso de un cohete más potente permitiría llegar a Júpiter usando una trayectoria de tipo EGA que requería un único sobrevuelo de la Tierra y varias maniobras propulsivas de espacio profundo, así que no sería necesario diseñar la nave para aguantar las temperaturas propias de la órbita de Venus. El lanzamiento se retrasó posteriormente a 2011 y el coste actual de la misión se estima en 1130 millones de dólares, lanzador incluido. La NASA decidió a última hora añadir una cámara a la sonda, JunoCam, para aumentar el impacto mediático de la misión, pero no se considera un instrumento científico propiamente dicho.

La sonda tenía una masa de 3625 kg al lanzamiento (1593 kg en seco) y una envergadura máxima de 22 metros. La estructura central de Juno posee forma hexagonal y un diámetro de 3,5 metros. La altura, contando con la antena de alta ganancia de 2,5 metros de diámetro, era también de 3,5 metros. Los tres enormes paneles solares de 9 x 2,65 metros están formados por 18 698 células individuales, con una superficie total de 60,3 metros cuadrados. Uno de los paneles solares es más corto que el resto —tres segmentos en vez de cuatro— y en su extremo se ha instalado el magnetómetro, uno de los instrumentos más importantes de la misión, de tal forma que las medidas del campo magnético no se viesen afectadas por las interferencias electromagnéticas de la electrónica del vehículo.

Los paneles son capaces de generar 14 kilovatios en la órbita terrestre, pero tan solo 500 vatios en Júpiter (!)… y para más inri casi la mitad de esta potencia se gastará en calentar las partes vitales de la sonda, ya que para reducir costes tampoco se emplean calefactores con plutonio (RHUs) como en otras misiones (Cassini, Galileo, Spirit, Opportunity, etc.).

Para solucionar el problema de las elevadas dosis de radiación que sufrirá la sonda en las cercanías de Júpiter la aviónica está situada dentro de una caja blindada situada justo de bajo de la antena principal. Tiene 80 kg y unas dimensiones de 0,8 x 0,8 x 0,6 metros con paredes de titanio de un centímetro de grosor y 18 kg cada una, una barbaridad para un vehículo espacial donde la masa es un lujo. En principio se iba a blindar toda la nave con una aleación de tantalio, pero se consideró que esta opción era demasiada cara y compleja. El sistema informático de la nave incluye un procesador central RAD750 con 250 MB de memoria flash y 128 MB de DRAM. La antena principal —en la que ha colaborado la Agencia Espacial Italiana (ASI), de forma similar a la misión Cassini— envía los datos a una tasa máxima de 15 kilobits por segundo, muy baja para los estándares de otras misiones, pero más que suficiente para una sonda que no cuenta con cámaras de alta resolución u otros instrumentos que necesiten un elevado ancho de banda.

El motor principal es un Leros-1b de fabricación británica, similar al empleado en las sondas Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, NEAR y MESSENGER. Posee un empuje de 645 newtons y está alimentado por cuatro tanques con propergoles hipergólicos (1280 kg de hidracina y 752 kg de tetróxido de dinitrógeno). Doce pequeños propulsores de hidracina agrupados en grupos de tres se encargan de controlar la posición de la nave y efectuar las maniobras propulsivas menos importantes.

La carga científica está formada por nueve instrumentos:

Gravity Science (GRAV): es el instrumento fundamental de la misión, aunque realmente se trata de un ‘simple’ emisor de radio. Realizará un mapa del campo gravitatorio de Júpiter usando los desplazamientos Doppler de la señal de comunicaciones de la nave. Ha sido construido conjuntamente entre el JPL y la Agencia Espacial Italiana (ASI).

MWR (Microwave Radiometer): es el principal instrumento junto al experimento de ciencia de radio. Observará la radiación de microondas (de 1,3 a 50 centímetros de longitud de onda) procedente del interior de Júpiter mediante seis radiómetros, desde la superficie nubosa hasta una profundidad de 550 kilómetros, donde la presión equivalente es de unas mil atmósferas. Cada radiómetro posee una antena propia situada en dos laterales de la sonda y observa una longitud de onda diferente (1,3 cm; 3,125 cm; 6,25 cm; 12,5 cm; 25 cm; 50 cm). La antena más grande ocupa un lateral completo de los seis que tiene la sonda. MWR permitirá medir la temperatura y la abundancia de amoniaco y agua en la atmósfera de Júpiter, los principales constituyentes de las nubes jovianas y, de paso, la proporción de oxígeno y nitrógeno que se encuentra en Júpiter.

Magnetómetro (MAG): es un instrumento que no está situado en el cuerpo central del vehículo, sino en el extremo de uno de los paneles solares, evitando así interferencias con los equipos electrónicos de a bordo. Permitirá analizar la magnetosfera joviana con una precisión sin precedentes. Para compensar el movimiento giratorio de la nave, el instrumento incorpora dos sensores estelares (Advanced Stellar Compass, de construcción danesa) que deben determinar con exactitud la posición del magnetómetro con respecto al planeta. En realidad está formado por dos magnetómetros, a 10 y 12 metros del centro de la sonda respectivamente.

Waves: son dos antenas perpendiculares de cuatro metros cada una que deben medir el campo electromagnético del plasma que rodea a Júpiter en el rango de frecuencias de 50 Hz a 40 MHz. Las antenas están acompañadas de un tercer sensor para complementar las observaciones.

JADE (Jovian Auroral Distributions Experiment): consiste en cuatro sensores para estudiar las partículas cargadas de la magnetosfera encargadas de producir las auroras, la mayoría generada por los volcanes de Ío. Tres de los sensores estarán dedicados a detectar electrones (con energías de 100 eV a 95 keV) y otro para partículas de carga positiva (protones, núcleos de helio, oxígeno, azufre, etc., con energías de 10 eV a 46 keV).

JEDI (Jupiter Energetic Particle Detector Instrument): como su nombre indica, son tres sensores que estudiarán las propiedades de las partículas más energéticas (hasta 8000 keV) que viajan por la magnetosfera del planeta, causantes de las brillantes auroras jovianas. Complementará las observaciones de JADE.

UVS (Ultraviolet Imaging Spectrograph): espectrómetro que realizará imágenes en ultravioleta de las auroras en los polos de Júpiter en el rango de 68 a 210 nanómetros. Observará la interacción de las partículas de la magnetosfera con las capas altas de la atmósfera joviana.

JIRAM (Jovian Infrared Auroral Mapper): observará las auroras en infrarrojo (de 2 a 5 micras) mediante un espectrómetro y una cámara. Al mismo tiempo, estudiará la atmósfera hasta una profundidad de 50 a 70 kilómetros e intentará averiguar la naturaleza de las zonas calientes de la atmósfera como la que se supone exploró la sonda Galileo. JIRAM está construido por la Agencia Espacial Italiana (ASI) y es equivalente al instrumento NIMS de la sonda Galileo.

JunoCam: se trata de una pequeña cámara en luz visible destinada a despertar el interés de la misión entre el público. Posee una resolución de 3,5 km por píxel en el ecuador y 50 kilómetros en los polos, mientras que su campo de visión es de 58º. En principio debía estar basada en la cámara MARDI desarrollada para filmar el descenso del rover marciano Curiosity, pero finalmente se tomó la decisión de rediseñarla usando la tecnología de MARDI y de una de las cámaras de la sonda Mars Reconnaissance Orbiter. Tiene tres filtros de color y uno para el metano. No es un instrumento científico oficial de la misión y solamente fue incluida en la sonda debido a la política de relaciones públicas de la NASA que obliga a que toda sonda interplanetaria debe contar con al menos algún tipo de cámara que tome imágenes en el visible. Está diseñada para sobrevivir a la radiación durante al menos 8 órbitas (finales de 2016).

Como anécdota, la NASA decidió llevar en la sonda tres figuras de LEGO —una representando al dios Júpiter, otra a la sonda/diosa Juno y la última a Galileo Galilei— y una placa en honor a Galileo suministrada por la Agencia Espacial Italiana —con unas dimensiones de 71 x 51 mm— en la que aparece un retrato del astrónomo y parte de un texto de 1610 en el que se describen las observaciones pioneras de Júpiter y sus satélites.

Al no requerir instrumentos que apunten al planeta constantemente la sonda se estabiliza mediante giro y no en tres ejes, una decisión que permite simplificar el diseño del vehículo. Para el vuelo de crucero Juno giraba sobre sí misma una revolución por minuto (rpm), mientras que para la fase científica la velocidad de giro será de 2 rpm. Durante los encendidos del motor principal Juno girará a 5 rpm.

Juno despegó el 5 de agosto de 2011 desde la rampa SLC-41 de Cabo Cañaveral mediante un cohete Atlas V 551. Como bien puede atestiguar el autor de estas líneas, el lanzamiento fue espectacular y el Atlas V se elevó rápidamente entre un enorme estruendo una mañana de verano tan calurosa como soleada. El despegue se retrasó 50 minutos por un problema de presurización, pero finalmente pudo partir dentro de la ventana de lanzamiento de 69 minutos de ese día. A pesar de su potencia, el cohete no fue capaz de situar a Juno en una trayectoria directa hacia Júpiter y la sonda tuvo que conformarse en alejarse hasta el cinturón de asteroides (la órbita inicial fue de 1 x 2,26 Unidades Astronómicas).

Con el fin de llegar a su objetivo la sonda realizó una trayectoria EGA —una primicia en la historia de la conquista del espacio— que incluyó encendidos del motor principal y los propulsores más pequeños los días 12 de febrero, 30 de agosto, 14 de septiembre y 3 de octubre de 2012, así como un sobrevuelo de la Tierra a 559 kilómetros de altura el 9 de octubre de 2013. La maniobra de asistencia gravitatoria con nuestro planeta aumentó la velocidad de Juno en 7,3 km/s, aumentando el afelio de su órbita hasta la distancia de Júpiter. El encendido del 30 de agosto de 2012 debía haber tenido dos partes, pero la segunda fue cancelada al detectarse una presión excesiva en uno de los tanques de propelente y la maniobra fue abortada. Los técnicos consideran que este problema ha sido solucionado de cara al encendido crucial de inserción orbital del 5 de julio. Desde 2012 el motor se ha encendido unos segundos cada año para eliminar posibles sustancias contaminantes en el sistema de propulsión.

El día de la verdad tendrá lugar el 5 de julio a las 3:53 UTC (4 de julio en los EEUU), cuando Juno se acerque a Júpiter a la increíble velocidad de 71 km/s y a 4667 kilómetros de distancia. La sonda debe frenar para entrar en órbita del gigante joviano o si no seguirá de largo. El motor británico Leros-1b tiene que funcionar durante 35 minutos para reducir la velocidad en unos 1950 km/h. Si el motor se apaga antes de veinte minutos, Juno se convertirá en un planeta artificial del sistema solar y la misión será un fracaso. Las primeras dos órbitas tendrán un periodo de 53,5 días y tras completarlas el motor se encenderá de nuevo durante 22 minutos para reducir el periodo a catorce días, el requerido por la misión científica. Antes del lanzamiento se había planeado usar una única órbita de transición de 107 días, pero se optó por cambiar este esquema para reducir la duración del último encendido del motor principal de 37 a 22 minutos.

Desde un principio se decidió que Juno se situaría en una órbita polar muy excéntrica (5000 kilómetros x 3,5 millones de kilómetros) con el fin de minimizar el tiempo de exposición a los cinturones de radiación (no podrá esquivar los cinturones internos, aunque inicialmente evitará los cinturones más potentes situados a mayor distancia del planeta). La fase de toma de datos en cada órbita será de solo seis horas, por lo que pasará la mayor parte del tiempo lejos de Júpiter. En este tiempo se dedicará a recargar las baterías y a enviar a la Tierra los datos obtenidos durante los sobrevuelos cercanos usando una tasa de transmisión de datos con un valor muy bajo. Cuatro horas después de cada paso por periapsis —el punto más cercano a Júpiter— Juno realizará una pequeña maniobra con una Delta-V de 8 m/s para ajustar los parámetros orbitales de la siguiente órbita.

El equipo científico determinó que, para completar su misión, Juno solo tendría que realizar 31 órbitas científicas con un periodo de once días durante 336 días. Con la sonda una vez en camino se decidió añadir una órbita más y aumentar el periodo de cada una a 14 días. Una vez completada su misión Juno realizará un encendido de frenado y se desintegrará en la atmósfera de Júpiter el 20 de febrero de 2018 en algún punto de la latitud 34º norte para que no pueda chocar con Europa en el futuro y contamine esta luna con microorganismos terrestres (Juno no ha sido esterilizada para rebajar el presupuesto). Originalmente la fecha de destrucción debía haber sido el 16 de octubre de 2017.

Durante las 37 órbitas que llevará a cabo en total, Juno no pasará en ningún momento por la sombra de Júpiter, una medida necesaria para evitar una pérdida de potencia eléctrica y un contraste excesivo en las temperaturas. En principio cada órbita debería ser idéntica a la anterior, pero Júpiter no es una esfera perfecta y está achatado por los polos. Esto provoca una precesión de la órbita, es decir, Juno pasará cerca de Júpiter en una posición distinta en cada ocasión.

Las órbitas científicas se dividen en dos tipos, las MWR y las GRAV, haciendo referencia a los dos instrumentos principales que se usarán en cada una de ellas. Durante las órbitas MWR la sonda se orientará para que su parte inferior apunte al planeta, permitiendo que el radiómetro analice la cantidad de agua y amoniaco en la atmósfera. En estas órbitas también funcionarán los instrumentos JIRAM y JunoCam, pero las medidas gravimétricas con GRAV solo serán posibles usando la banda X, menos precisa. En las órbitas tipo GRAV Juno apuntará directamente a la Tierra y el experimento podrá usar la banda Ka, pero los instrumentos JIRAM, MWR y JunoCam verán limitadas sus posibilidades de observación.

La dosis de radiación recibida por la sonda aumentará lentamente con el tiempo debido a que la órbita también precesiona en latitud, no solo en longitud. Por este motivo, durante las últimas órbitas el periapsis estará cada vez más cerca del polo norte y Juno recibirá más radiación en esta parte final de la misión. La precesión orbital, tanto en longitud como en latitud, es fundamental para realizar un mapa detallado del campo gravitatorio y la magnetosfera del planeta.

El momento de la verdad para Juno se aproxima. Después de cinco años viajando por el sistema solar, la sonda que debe desentrañar los misterios de la formación de Júpiter está a punto de llegar a su objetivo. El 24 de junio la sonda atravesó la onda de choque del campo magnético de Júpiter y entró en su gigantesca magnetosfera al día siguiente. El día 28 la sonda obtuvo una imagen de JunoCam de Júpiter con tres de los satélites galileanos. La perspectiva de la imagen, en la que vemos medio hemisferio de Júpiter iluminado, es imposible de obtener desde la Tierra y demuestra que la sonda ya se halla a casi 800 millones de kilómetros del Sol. No obstante, no es verdad que sea la primera vez que vemos los polos de Júpiter, pues esa perspectiva ya la pudimos contemplar con las sondas Pioneer en los años 70. Eso sí, JunoCam nos ofrecerá más imágenes de los polos y a mucha mayor resolución que las enviadas por las venerables sondas. Pero tengamos paciencia, porque para ver las primeras imágenes detalladas del planeta habrá que esperar a septiembre.

¿Descubrirá Juno un núcleo dentro de Júpiter?¿Hasta qué profundidad se extienden las bandas y cinturones del planeta?¿Posee el gigante joviano una capa de ‘hidrógeno negro’ como predicen algunos modelos teóricos recientes? Juno no responderá inmediatamente a estas cuestiones y puede que haya que esperar años hasta que los investigadores analicen cuidadosamente los datos de la misión. Pero lo fundamental es que al fin vamos a conocer la respuesta a muchos de los enigmas relacionados con la formación de planetas en el sistema solar. Ahora todo depende del motor principal de Juno.

 

Eventos de la inserción orbital de Juno el 5 de julio de 2016:

• T – 14 días antes de la inserción orbital: apertura de la cubierta de protección del motor principal. Activado el reencendido automático (en caso de problemas durante el encendido el ordenador no entrará en modo seguro, sino que se reseteará y encenderá el motor automáticamente para evitar que la sonda pase de largo).
• T- 7 días: se abren las válvulas del motor principal.
• T – 6 días: presurización del motor principal.
• T – 5 días: se apagan los instrumentos científicos para evitar sobrecargar el ordenador de abordo.
• T – 4 días: el ordenador comienza a ejecutar la secuencia automática de la inserción orbital. El control de Tierra solo puede ahora observar el desarrollo de los acontecimientos.
• T – 125 minutos: la sonda comienza a emitir tonos para controlar su estado en vez de telemetría y se utiliza la antena de media ganancia, menos precisa que la de alta ganancia y que por lo tanto no requiere apuntar directamente a la Tierra.
• T – 122 minutos: Juno se desvía 15º del plano perpendicular al Sol para ajustar su posición durante el encendido.
• T – 50 minutos: la sonda se mueve hacia la posición de encendido mientras gira a 2 rpm.
• T – 37 minutos: se cambia a la antena de baja ganancia, menos precisa aún.
• T – 33 minutos: la sonda anula todos los movimientos de precesión.
• T – 28 minutos: Juno ajusta su posición de cara al encendido.
• T – 22 minutos: la velocidad de giro aumenta de 2 rpm a 5 rpm en 5 minutos para incrementar la estabilidad durante el encendido.
• T + 0 minutos: encendido de inserción orbital en Júpiter de 35 minutos de duración a las 03:18 UTC. Si el ordenador se reinicia el motor es capaz de volver a encenderse en menos de 8 minutos.
• 35 minutos después: se cierran las válvulas de presurización del sistema de propulsión.
• 37 minutos después: la sonda vuelve a girar 2 rpm.
• 49 minutos después: la sonda vuelve a orientar sus paneles solares hacia el Sol después de 103 minutos.
• 53 minutos después: Juno comienza a usar la antena de media ganancia.
• 58 minutos después: comienza el envío de telemetría.