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El bosón de Higgs es una
hipotética partícula elemental masiva cuya existencia es predicha por el modelo
estándar de la física de partículas. Desempeña un papel importante en la
explicación del origen de la masa de otras partículas elementales, en particular
la diferencia entre el fotón (sin masa) y los bosones W y Z (relativamente
pesados). Las partículas elementales con masa y la diferencia entre la
interacción electromagnética (causada por los fotones) y la fuerza débil
(causada por los bosones W y Z) son críticas en muchos aspectos de la estructura
microscópica y macroscópica de la materia. Con esto, si la partícula existe, el
bosón de Higgs tendría un enorme efecto en la física y el mundo de hoy. Hay que
mencionar que los bosones de Higgs se denominan a veces las 'partículas de Dios'
o 'partículas divinas', a raíz del título de un libro de divulgación científica
escrito por Leon Lederman, laureado con el Nobel de Física en 1988.
Responsables del CERN anunciaron el 13 de diciembre de 2011 de los indicios de
la existencia del bosón de Higgs en dos experiencias del LHC (Large Hadron
Collider). El detector ATLAS habría puesto de relieve la existencia posible del
bosón en una masa de cerca de 130 veces la de un protón (126 GeV para ser
precisos) con un nivel estadístico de 2,3 sigma. El detector CM presenta también
una posible presencia en una gama de masa similar (más bien alrededor de 124
tipos de GeV por el momento), pero a un nivel estadístico más débil de 1,9
sigma.
El nivel de sigma es una manera de medir la probabilidad de que
una observación sea puramente debida a la suerte más bien que a un fenómeno
subyacente real. Cuanto más elevado es el nivel de sigma, más oportunidades
tiene el resultado de ser la indicación de un efecto real. Estos resultados,
aunque muy prometedores, están pues aún lejos de poder clasificarse como un
descubrimiento.
El campo de Higgs
El Modelo Estándar, la descripción moderna de las partículas y de fuerzas que
pueblan el Universo (a parte de la gravedad), es uno de los triunfos de la
física moderna. Sus predicciones han sido validadas por aceleradores de
partículas desde decenas de años. Pero un elemento crucial queda aún por
confirmar: el origen de la masa de las partículas.
El campo de Higgs es una explicación del origen de la masa propuesta por varios
físicos en 1964, en particular el británico Peter Higgs que le dio su nombre. Es
la explicación más simple, pero no la única, y no ha sido confirmada por materia
experimental hasta hoy, de ahí el gran interés del anuncio del CERN.
Para dar una imagen simplificada por esta explicación, imagine una congregación
de físicos al principio del último siglo. Una celebridad como Albert Einstein
entra en la sala llena. Tan pronto como entra en la sala, los físicos más
próximos de él van a acercarse. Einstein se desplaza entonces en la sala. A cada
paso, la gente más próxima va a reagruparse temporalmente alrededor de él y
aquellos a los que deja en su estela van a volver de nuevo a su posición normal.
De ese modo, Einstein siempre está rodeado de una concentración de personas, lo
que da una cierta inercia a su movimiento. Le es más difícil de disminuir su
paso y, si se detiene, le es más difícil volverse a poner en movimiento.
De modo similar, el campo de Higgs llena todo el espacio e interactúa con las
partículas elementales. Esta interacción se traduce por una resistencia de las
partículas a los cambios de velocidad, lo que es exactamente la naturaleza
fundamental de la masa.
Sin una interacción de este tipo, las partículas elementales tendrían una masa
nula como el fotón y podrían recorrer el Universo a la velocidad de la luz. Este
Universo sería muy diferente del nuestro, sin galaxias, estrellas, planetas o
vida. Confirmar la existencia del campo de Higgs es pues una etapa necesaria
para comprender mejor el Universo que nos rodea y su desarrollo después del Big
bang.
El bosón de Higgs
En mecánica cuántica, todo campo está asociado con una o varias partículas. Por
ejemplo, el campo electromagnético está asociado al fotón. Del mismo modo, el
bosón de Higgs es la partícula asociada al campo de Higgs. Utilizamos el término
bosón porque esta partícula obedece a la estadística de Bose-Einstein
introducida en 1920 por el físico indio Satyendranath Bose.
El bosón de Higgs es muy inestable y no puede ser detectado directamente. Es la
razón por la cual los aceleradores de partículas son necesarios para
descubrirlo.
El LHC es un acelerador de partículas inaugurado en 2008 cerca de Ginebra. Se
trata de un túnel circular de 27 kilómetros de circunferencia donde dos haces de
protones son acelerados por campos magnéticos hasta una velocidad próxima de la
de la luz. Ambos haces se propagan en direcciones opuestas y acaban por
encontrarse para provocar colisiones entre protones. Estas colisiones dan origen
a nuevas partículas que son capturadas por varios detectores, en particular
ATLAS y CM.
Las colisiones de protones en el seno del LHC van a crear así a veces bosones de
Higgs que existirán durante una duración muy breve antes de desintegrarse para
formar partículas estables más clásicas y masa más débil. Los detectores del LHC
no pueden observar el bosón de Higgs directamente, pero pueden analizar el
resultado final de las colisiones. La intervención temporal de un bosón de Higgs
puede ser detectada de modo indirecto analizando el resultado final y apoyándose
en hipótesis sobre las etapas intermediarias.
Las observaciones son pues de carácter estadístico y los resultados actuales del
LHC no son aún suficientemente precisos para anunciar oficialmente un
descubrimiento. La espera no debería sin embargo ser muy larga. Según los
físicos del CERN, estos resultados preliminares deberían ser confirmados o
invalidados una vez para siempre dentro de algunos meses.
Exitosa salida del rover
Curiosity hacia marte.
La
misión Mars Science Laboratory (MSL), llevando a bordo el rover Curiosity, ha
sido lanzada con éxito el sábado, 26 de noviembre por un cohete Atlas V desde
Cabo Cañaveral en Florida. El fin de esta misión es estudiar la historia
geológica de marte y ver si se reunian las condiciones en un pasado remoto para
permitir la aparición de una vida microbiana. La misión inicial está prevista
para durar 23 meses durante los cuales el rover debería recorrer una veintena de
kilómetros.
Mars Science Laboratory es la misión robótica más ambiciosa de la NASA y ya le
ha costado 2500 millones de dólares. El rover Curiosity es un verdadero
laboratorio de análisis: 900 kilogramos, de los cuales 80 kilogramos son para
diez instrumentos científicos, tres metros de longitud, 2,7 metros de anchura,
2,1 metros de altura. El rover podrá desplazarse gracias a seis ruedas y a un
generador de energía nuclear de plutonio, lo que le dará más autonomía que los
paneles solares de otras misiones.
Curiosity dispone de un brazo teledirigido de 2.1 metros de longitud que le
permitirá analizar el suelo y las rocas a los alrededores, y también perforar y
recoger muestras para los otros instrumentos. Posee un mástil con una cámara
color estéreo y alta definición, así como un láser capaz de vaporizar la
superficie del suelo hasta una distancia de siete metros. Podrá así hacer un
análisis espectroscópico a distancia y elegir los mejores objetivos. El rover
contiene otros muchos instrumentos, cámara microscópica, espectrómetro de rayos
X, detector de neutrones, detector de radiación, estación meteorológica,
espectrómetro de masa, cromatografía de gases, en definitiva, una verdadera
maravilla.
El objetivo de Mars Science Laboratory es el cráter Gale, cercano a los bordes
de las tierras bajas de Elysium Planitia. Su diámetro es de 154 km y se cree que
tiene de 3,5 a 3,8 mil millones de años de antigüedad. El cráter fue denominado
así después de que Walter Frederick Gale, un astrónomo amateur observara Marte
en los finales del siglo XIX y describiera la presencia de canales. Las sondas
espaciales en órbita alrededor de marte han revelado en este cráter indicios de
presencia de agua bajo forma líquida hace dos mil millones de años y formaciones
de origen probablemente sedimentario.
La llegada a Marte está prevista para agosto de 2012, después de un viaje de
ocho meses y medio. El rover es demasiado pesado para utilizar el método de los
airbags de las misiones Spirit y Opportunity. Es pues necesaria una técnica
mucho más compleja y precisa. El frenado comenzará con los medios habituales,
escudo térmico hasta siete kilómetros de altitud, luego paracaídas hasta una
altitud de dos mil de metros. En ese momento, un módulo de aterrizaje colocado
sobre el rover como una grúa volante va a encender retrocohetes para ralentizar
la caída del conjunto. Descenderá aún hasta una decena de metros del suelo antes
de estabilizarse y depositar lentamente el rover, desplegadas las ruedas, con
ayuda de un torno. Una maniobra compleja y espectacular, sobre otro planeta, a
la cual deseamos pleno éxito.
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Crédito : NASA/JPL-Caltech / términos de
uso : Dominio público / Fuente :
http://www.nasa.gov/ |
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Una vista artística de la llegada sobre marte del módulo
de aterrizaje que transporta el rover Curiosity |
Spirit (designación oficial: MER-A, Mars Exploration Rover - A) es el primero de
los dos robots que forma parte del Programa de Exploración de Marte de la NASA.
La nave aterrizó con éxito en el planeta Marte el 4 de enero de 2004 y finalizó
su actividad en marzo de 2010, momento en el que dejó de enviar comunicaciones.
Su gemelo Opportunity aterrizó con éxito en Marte tres semanas después el 24 de
enero de 2004
Una tormenta de polvo azotó el hemisferio opuesto a donde aterrizó el Spirit.
Ello produjo un calentamiento de la atmósfera causada porque el polvo en
suspensión atrapa calor. También causó un adelgazamiento de la atmósfera por lo
que los responsables de la misión ordenaron al módulo de descenso que abriera
sus paracaídas 2 segundos antes para compensarlo.
En el lugar de aterrizaje del Spirit, la atmósfera tenía más polvo en suspensión
del previsto, y las temperaturas diurnas, aunque bajas, estaban 10 °C por encima
de lo previsto. Los robots llevan unas baterías de plutonio para calentarlos y
así poder sobrevivir a las frías noches marcianas de hasta -105 °C. Pero estas
baterías estaban causando un recalentamiento de hasta 5 °C, lo que obligó a
apagar al Spirit hacia el mediodía marciano y ello junto a una rampa ‘airbag’
mal plegada, retrasó hasta el 16 de enero de 2004 el instante en que el Spirit
pisó el suelo marciano.
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Crédito : Mars Exploration Rover Mission,
NASA, JPL / términos de uso : Dominio público / Fuente :
http://marsrovers.jpl.nasa.gov/ |
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Panorama de las Colinas Apollo desde el lugar de aterrizaje del Spirit |
MER-B (Opportunity) es el segundo de los dos vehículos robóticos de la NASA que
aterrizaron con éxito en el planeta Marte en 2004. El vehículo aterrizó el 25 de
enero de 2004.
El Opportunity aterrizó en Meridiani Planum aproximadamente a 24 km al este de
su blanco inicial. Aunque Meridiani es un lugar llano, sin campos de rocas, el
Opportunity -tras rebotar 26 veces contra la superficie del suelo marciano- rodó
hasta caer en un pequeño cráter de aproximadamente 20 m de diámetro. El 28 de
enero de 2004 la NASA anunció que el lugar de aterrizaje ahora se llama 'Challenger',
en honor a los siete astronautas muertos en el año 1986, cuando el transbordador
explotó poco después del lanzamiento en la misión Challenger (STS-51).
Observación del exoplaneta más joven conocido
Dos astrónomos acaban de anunciar la observación del más joven protoplaneta
conocido hasta ahora, estuvo en órbita alrededor la estrella LkCa 15 a 450
años-luz de nosotros en la constelación de Tauro. El protoplaneta, llamada LkCa
15 b, se rodea aún con los restos de la nube local de gas y polvo que le dio
nacimiento. Se calcula su masa en aproximadamente 6 veces la de Júpiter y su
edad en aproximadamente dos millones de años. Antes, los protoplanetas
observados eran viejos de más de diez millones de años.
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Crédito : Keck Observatory / términos de uso : Arte libre / Fuente :
www.keckobservatory.org |
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Impresión Artística de LKCA 15 b |
Las observaciones se han hecho con uno de los dos telescopios de diez metros de
diámetro del observatorio Keck en Hawai. Los telescopios Keck I y Keck II están
en el tercer puesto entre los telescopios ópticos más grandes del mundo después
del Gran Telescopio Sudafricano y del Gran Telescopio Canarias. Se encuentra en
el Observatorio Mauna Kea, situado cerca de la cima del volcán inactivo de Hawái
del mismo nombre, a 4.205 m, lo que permite una excelente vista nocturna con un
mínimo de interferencia de las fuentes de luz artificial o de la niebla
atmosférica. Tiene 10 metros de diámetro, de espejo segmentado (36 espejos con
un peso de 300 toneladas). Entró en funcionamiento en 1990. Para esta clase de
observación de detalles poco luminosos en torno a una estrella brillante, el
enemigo principal del astrónomo es la turbulencia atmosférica, ya que despliega
la imagen de la estrella brillante y difumina los detalles del disco
circundante. Para vencer la turbulencia atmosférica, los dos astrónomos
recurrieron simultáneamente a dos técnicas.
Primera la óptica adaptativa que consiste en instalar un pequeño espejo
deformable después del espejo principal del telescopio. Durante la observación,
un receptor analiza a gran velocidad las deformaciones de la luz de la estrella
introducidas por la turbulencia atmosférica y cambia de forma rápidamente para
compensar estas deformaciones.
La segunda técnica consiste en introducir una máscara con varios agujeros sobre
la trayectoria de los rayos luminosos en el telescopio. Esta máscara bloquea en
parte los rayos, deja pasar la luz sólo en lugares bien definidos, actúa como un
tipo de mini-interferómetro y permite eliminar el ruido introducido por la
turbulencia de manera aún más fina que la óptica adaptativa.
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Crédito : Keck Observatory / términos de uso : Arte libre / Fuente :
www.keckobservatory.org |
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A la derecha el disco de polvo que aún rodea a LkCa 15, con un vacío central
de aproximadamente 55 veces la distancia entre el Sol y La Tierra. A la
Izquierda, y con la estrella oculta para que su luz no suponga un impedimiento
para la observación, el proto-planeta LkCa 15 b. |
¿Hasta donde crecerá este bebe estelar? Depende de muchos factores, empezando
por si hay otros planetas en formación, y por tanto tiene rivales a la hora de
atraer materia, o bién es un hijo solitario. Se cree que posiblemente llegue a
10 veces la masa de Júpiter, pero no deja de ser una suposición. Los próximos
años, a medida que se conozcan más detalles, tanto de él como de su órbita,
podremos tener una idea más clara del futuro de este bebe planetario.
Con este descubrimiento finalmente se llena un vacío que existía entre las
imágenes de los discos de gas y polvo que rodean las estrellas jóvenes y el de
los planetas totalmente formados, ofreciendo, por primera vez, la posibilidad de
ver directamente un mundo que está naciendo ante nuestros ojos, posiblemente
empezando el mismo camino que inició el nuestro hace ya miles de millones de
años.
Las primeras observaciones científicas con ALMA
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Crédito : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / términos de uso : Dominio
público /
Fuente |
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Vista panorámica del progreso en las instalaciones de ALMA |
El Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), una asociación
internacional entre Europa, Norteamérica y Asia del Este en colaboración con la
República de Chile, es el mayor proyecto astronómico del mundo. Se trata de un
interferómetro revolucionario que comprende un conjunto de 66 radiotelescopios
de 12 y 7 metros de diámetro destinados a observar longitudes de onda
milimétricas y submilimétricas. El proyecto está siendo construido en el
espectacular llano de Chajnantor, a 5.000 m de altitud, en el desierto de
Atacama, zona norte de Chile. ALMA revolucionará la astronomía moderna al
permitirnos vislumbrar la formación de las estrellas en los albores del Universo
y obtener imágenes extremadamente detalladas de estrellas y planetas en proceso
de nacimiento.
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Crédito : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / términos de uso : Dominio público /
Fuente |
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Tres antenas de ALMA unidas por primera vez por un sistema de
interferometría. |
Las antenas podrán desplazarse en el desierto recorriendo distancias que van de
150 m a 16 km, lo que proporcionará a ALMA un poderoso “zoom” variable, de
funcionamiento similar al del VLA en Nuevo México, EE. UU.
La astronomía submilimétrica es un tema especialmente difícil ya que el vapor de
agua de nuestra atmósfera absorbe mucho las ondas submilimétricas. Requiere pues
un cielo muy seco y un observatorio lo más elevado posible. Los astrónomos
eligieron para construir ALMA un lugar en la llanura de Chajnantor, en el
desierto del Atacama en Chile, a 5000 metros de altitud.
El dominio submilimétrico comprende las longitudes de onda entre 0.3 y 1
milímetro y se encuentra pues entre el infrarrojo y las ondas de radio. Permite
observar regiones relativamente frías, entre aproximadamente 10 kelvins y
algunos centenares de kelvins, por lo tanto zonas más calientes que la radiación
fósil pero mucho más frías que las estrellas. Su tema principal es el medio
interestelar de la Vía láctea y de otras galaxias, en particular las nubes de
hidrógeno molecular donde nacen las estrellas. Permite también estudiar el
universo lejano, la formación de los planetas y hasta los cuerpos del sistema
solar.
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Crédito : ALMA/HST/NOAO/AURA/NSF/NRAO/AUI /
Fuente |
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Las Galaxias de las Antenas, NGC 4038 y NGC 4039, son un dúo de galaxias en
colisión, en la constelación del Cuervo, con formas extraordinariamente
distorsionadas. Mientras la observación en luz visible permite ver las estrellas
de las galaxias, ALMA revela objetos invisibles en esa longitud de onda, como
las densas nubes de gas frío donde se forman las estrellas (las observaciones
fueron realizadas específicamente en longitudes de onda milimétricas y
submilimétricas, ajustadas para detectar moléculas de monóxido de carbono en las
nubes de hidrógeno donde se forman las estrellas, las que de otra manera sería
invisibles). Esta es la mejor imagen que se haya obtenido de las galaxias de las
Antenas en ondas milimétricas y submilimétricas. |
Neutrinos pretenden sobrepasar la velocidad de la luz
La teoría de la relatividad restringida de Albert Einstein data de 1905 y sus
predicciones han sido siempre verificadas con una gran precisión por todas las
experiencias. Uno de los principios de base de la relatividad es el hecho de que
la velocidad de la luz es una barrera infranqueable. Los fotones, que no tienen
masa, se desplazan exactamente a esta velocidad en el vacío. Todas las demás
partículas, que tienen una masa diferente de cero, se desplazan mas lentamente.
El artículo publicado el 23 de septiembre por los investigadores de la
experiencia OPERA ha provocado pues un cierto alboroto en la comunidad
científica. Partículas elementales llamadas neutrinos habrían sido observadas en
efecto que se desplazaban más rápidamente que este límite infranqueable.
Los neutrinos son partículas subatómicas de tipo fermiónico, sin carga y espín
1/2. Desde hace unos años se sabe, en contra de lo que se pensaba, que estas
partículas tienen masa, pero muy pequeña, y es muy difícil medirla. Hoy en día
(2011), se cree que la masa de los neutrinos es inferior a unos 5,5 [ eV/c2 ] lo
que significa menos de una milmillonésima de la masa de un átomo de hidrógeno.
Su conclusión se basa en el análisis de la distribución de galaxias en el
universo y es, según afirman estos científicos, la medida más precisa hasta
ahora de la masa del neutrino. Además, su interacción con las demás partículas
es mínima por lo que pasan a través de la materia ordinaria sin apenas
perturbarla.
Existen tres tipos de neutrinos asociados a cada una de las familias leptónicas
(o sabores): neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico más sus
respectivas antipartículas.
Los neutrinos pueden pasar de una familia a otra (es decir, cambiar de sabor) en
un proceso conocido como oscilación de neutrinos. La oscilación entre las
distintas familias se produce aleatoriamente, y la probabilidad de cambio parece
ser más alta en un medio material que en el vacío. Dada la aleatoriedad del
proceso, las proporciones entre cada uno de los sabores tienden a repartirse por
igual (1/3 del total para cada tipo de neutrino) a medida que se producen
sucesivas oscilaciones. Fue este hecho el que permitió considerar por primera
vez la oscilación de los neutrinos, ya que al observar los neutrinos procedentes
del Sol (que deberían ser principalmente electrónicos) se encontró que sólo
llegaban un tercio de los esperados. Los dos tercios que faltaban habían
oscilado a los otros dos sabores y por tanto no fueron detectados. Esto es el
llamado "Problema de los neutrinos solares".
La oscilación de los neutrinos implica directamente que éstos han de tener una
masa no nula, ya que el paso de un sabor a otro sólo puede darse en partículas
masivas.
OPERA (acrónimo inglés de Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus)
es un experimento de física de partículas, diseñado para estudiar el fenómeno de
la oscilación de neutrinos. Este experimento se basa en el CNGS (del inglés CERN
Neutrinos to Gran Sasso), un haz de neutrinos muónicos de alta intensidad y
energía producidos en el Super Proton Synchrotron del CERN en Ginebra, apuntando
hacia el LNGS, un laboratorio bajo tierra en Gran Sasso, a 730 km en el centro
de Italia.
El resultado anunciado por el equipo OPERA no se refiere a oscilaciones de
neutrinos de ellos mismos, sino parte de una comprobación mucho más simple. Al
analizar la duración del trayecto, los físicos descubrieron con estupefacción
que los neutrinos parecen desplazarse más rápidamente que la luz. El tiempo de
trayecto ha sido determinado muy precisamente y es 60 mil millonésimas de
segundo más corto que la duración prevista, lo que corresponde a aproximadamente
20 metros de distancia.
Desde un punto de vista estadístico, no hay duda sobre la precisión de los
resultados. Se tuvieron en cuenta otros efectos posibles, como movimientos de la
corteza terrestre o incertidumbres en la electrónica de los detectores, pero el
equipo de OPERA no tiene actualmente otra explicación que un rebasamiento de la
velocidad de la luz.
La relatividad de Einstein es una teoría que siempre ha sido confirmada por las
observaciones. Para citar un ejemplo relativamente reciente, en la explosión de
la supernova SN 1987A, los neutrinos y los fotones creados por el cataclismo
estelar necesitaron exactamente el mismo tiempo para alcanzarnos, lo que
contradice los resultados de OPERA.
En realidad, el resultado es tan sorprendente que los propios investigadores de
OPERA son escépticos y la publicación de este artículo es más bien una
invitación a los otros investigadores a intentar encontrar un fallo en las
medidas y fomentar experiencias independientes.
Si no puede encontrarse algún fallo y otras experiencias confirman el resultado,
será necesario aceptar su validez y buscar una explicación. Se mencionan ya
varias teorías por otra parte, dimensiones suplementarias del espacio-tiempo,
agujeros de gusano, efectos cuánticos, pero es probablemente un poco pronto para
aventurarse sobre este terreno.
La sonda Juno en ruta hacia el planeta Júpiter
Con cuatro lunas grandes y muchas lunas pequeñas, Júpiter tiene su sistema solar
en miniatura. De hecho, su composición se asemeja a la de una estrella, y si
hubiese sido unas 80 veces más masivo, el planeta pudiera haberse convertido en
estrella.
Juno es la segunda nave espacial diseñada bajo el programa New Frontiers de la
NASA, después de la sonda New Horizons, lanzada en enero del 2006 y que fue
diseñada para estudiar Plutón.
La sonda Juno con destino a Jupiter fue lanzada el 5 de agosto de 2011 por un
cohete Atlas V desde Cabo Canaveral en Florida. Su viaje va a durar cinco años
con una llegada prevista para a principios de julio de 2016. El vuelo no será
directo, sino seguirá una espléndida trayectoria que va a llevar la sonda más
allá de la órbita de Marte, devolverla hacia la Tierra para un sobrevuelo y una
maniobra de asistencia gravitacional, en octubre de 2013, y lanzarla a
continuación de veras hacia Jupiter.
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La trayectoria de
Juno en el camino hacia Júpiter. Crédito :
NASA |
La carga de Juno incluye:
-Un magnetómetro vectorial.
-Una cámara a color para tomar las primeras imágenes de los polos de Júpiter.
-Una cámara/espectrómetro infrarroja.
-Una cámara/espectrómetro ultravioleta.
-Detectores de plasma y partículas energécticas.
-Un experimento de ondas de radio/plasma.
-Un sistema científico de gravedad/radio.
-Un radiometro de microondas de seis longitudes de onda para sondear la
estructura y composición de la atmósfera.
Juno se situará sobre una órbita polar alrededor del planeta gaseoso en julio de
2016 para efectuar 33 revoluciones durante un año terrestre. A finales de este
período, en octubre de 2017, la sonda se hundirá en la atmósfera de Júpiter para
allí desaparecer con el fin de evitar una posible contaminación de los satélites
del planeta, en particular de Europa.
La misión general de la sonda es comprender mejor el origen y la evolución de
Júpiter. Juno estudiará la atmósfera del planeta, su composición, en particular
su contenido en agua, su temperatura y sus movimientos internos. Determinará la
estructura interna del planeta gracias al análisis de su campo magnético y de su
campo gravitacional. Se interesará por la estructura de la magnetosfera de
Júpiter y su manifestación más visible: las auroras polares. La misión incluye
una cámara en luz visible qué permitirá enviarnos bellas imágenes. |
