Del interior de la Tierra al espacio

Del interior de la Tierra al espacio
Joel Lee Groves
John Simonetti
Stefan Vajda
Wolfgang Ziegler
Princeton Junction, Nueva Jersey, EUA
En la década de 1930, Conrad y Marcel Schlumberger comenzaron a desarrollar
herramientas y sensores para explorar el interior de la Tierra. Unos 75 años más tarde,
detectores similares están ayudando a los científicos a investigar la naturaleza
fundamental y el origen de los objetos existentes en el espacio.
Jacob I. Trombka
Centro de Vuelo Espacial Goddard
Greenbelt, Maryland, EUA
Un frío día de febrero de 2001, una nave espacial aterrizó en 433 Eros, un asteroide entre las
órbitas de Marte y Júpiter. La nave espacial
había completado su viaje de cinco años para
investigar por primera vez cuestiones fundamentales relacionadas con la naturaleza y el
origen de los objetos existentes en las proximidades de la Tierra.
Las demandas técnicas de la misión Encuentro con un Asteroide Cercano a la Tierra
(NEAR)-Shoemaker eran inmensas. Un equipo
multidisciplinario de científicos e ingenieros de
la Administración Nacional de la Aeronáutica y
del Espacio de EUA (NASA) fue seleccionado de
Por su colaboración en la preparación de este artículo, se
agradece a Edward Durner, Steve Meddaugh, Jim Roderick
y Joel Wiedemann, Princeton Junction, Nueva Jersey.
EcoScope es una marca de Schlumberger.
Teflón es una marca de E.I. du Pont de Nemours
and Company.
A menos que se indique lo contrario, todas las siglas
que aparecen en este documento corresponden al
idioma inglés.
1. Andersen RN, Jarrard R, Pezard P, Williams C y Dove R:
“Logging for Science,” The Technical Review 36, no. 4
(Octubre de 1988): 4–11.
2. Kerr RA: “Signs of a Warm, Ice-Free Arctic,” Science 305,
no. 5691 (17 de septiembre de 2004): 1693.
3. Para obtener más información sobre perforación de
pozos profundos en los océanos, consulte: Brewer T,
Endo T, Kamata M, Fox PJ, Goldberg D, Myers G,
Kawamura Y, Kuramoto S, Kittredge S, Mrozewski S y
Rack FR: “Perforación de pozos profundos en los
océanos con fines científicos: Revelación de los
secretos de la Tierra,” Oilfield Review 16, no. 4
(Primavera de 2005): 26–41.
4. La aceleración se expresa a menudo en unidades de
aceleración de la gravedad normal (gn), lo que se define
como 9.80665 m/s2 y equivale aproximadamente a la
aceleración debida a la gravedad sobre la superficie
terrestre, a nivel del mar.
46
entre diversos recursos científicos e industriales,
incluyendo la industria del petróleo y el gas
orientada predominantemente hacia el estudio
del interior de la Tierra.
La aplicación de tecnologías desarrolladas
para la exploración de petróleo y gas en programas científicos no es práctica nueva. Las
tecnologías de campos petroleros a menudo han
sido empleadas para beneficio de la ciencia. Por
ejemplo, los proyectos de perforación de pozos
profundos llevados a cabo en tierra firme y en la
mayoría de los grandes océanos del mundo han
contribuido a nuestro conocimiento tanto del
pasado como del futuro del planeta Tierra.
Los ingenieros y científicos involucrados en el
Programa de Perforación Oceánica, sustentado
con fondos internacionales, iniciaron operaciones de perforación submarina en el año 1961
para explorar la capa exterior dura de la corteza
terrestre o litosfera. Los científicos utilizaron
herramientas y técnicas desarrolladas para la
exploración de petróleo y gas con el fin de documentar la deriva continental y generar un
volumen sustancial de datos relacionados con la
tectónica de placas.1
En el año 2004, unos ingenieros que se encontraban realizando perforaciones en el Océano
Ártico, en la cresta de la dorsal de Lomonosov,
> Galaxia espiral distante. El Telescopio Espacial Hubble captó esta imagen de luz dejada por la galaxia
espiral NGC1300 hace más de 69 millones de años. Las espirales barradas difieren de las galaxias
espirales normales en que los brazos del objeto no surgen desde su centro sino que están conectados a los dos extremos de una barra recta de estrellas que en su centro contiene el núcleo. Con la
resolución del telescopio Hubble, se revelan detalles finos, nunca antes vistos, el disco, abultamiento y
núcleo a lo largo de los brazos de la galaxia. El núcleo muestra su propia estructura en espiral que
mide aproximadamente 3,300 años luz. La imagen fue construida a partir de muestras tomadas en
septiembre de 2004 con la Cámara Avanzada para Levantamientos. (Imagen, cortesía de la NASA).
Oilfield Review
proporcionaron las primeras evidencias de que
el Ártico no tenía hielo y era cálido hace alrededor de 56 millones de años.2 Los científicos
analizaron núcleos recuperados en el proyecto
de perforación para determinar cuándo, por qué
y cómo había cambiado la temperatura del
Ártico. Además aprendieron sobre la actual tendencia al calentamiento global.3
La comprensión de los procesos fundamentales que tienen lugar en la profundidad de la
corteza terrestre ha contribuido a nuestro conocimiento de muchos de los hechos ocurridos en
el interior de la Tierra, incluyendo la actividad
volcánica, las placas tectónicas, las fluctuaciones climáticas y los procesos químicos y
termodinámicos que conducen al depósito de
minerales.
En la mayoría de los casos, los hidrocarburos
se encuentran en ambientes casi inaccesibles.
Las herramientas y los sensores son exigidos al
máximo conforme se realizan perforaciones cada
vez más profundas en la corteza terrestre, donde
son comunes las altas temperaturas y altas presiones y las vibraciones excesivas, y donde los
esfuerzos y los impactos alcanzan a miles de
veces la aceleración de la gravedad (gn).4 Las
herramientas y los instrumentos asimismo, deben
sobrevivir a amplitudes térmicas extremas, desde
la superficie fría del Ártico hasta temperaturas de
más de 204ºC [400ºF] en el ambiente de fondo de
pozo. Los instrumentos de perforación, adquisición de registros y mediciones han evolucionado
para hacer frente a estos desafíos. En la actualidad, las herramientas e instrumentos de
exploración y producción de petróleo y gas están
diseñados para operar durante períodos prolongados de exposición a esos entornos inclementes y
son sometidos a exhaustivas pruebas para soportar esas condiciones.
De un modo similar, las fuerzas que se experimentan cuando se lanza y acelera un vehículo
en el espacio pueden ser traumáticas para los
componentes de los equipos. Por ejemplo, el
choque de la separación en la etapa pirotécnica
puede alcanzar más de 4,000 gn, sometiendo a un
gran esfuerzo tanto al vehículo como a su carga
útil. Una vez en el espacio, según la orientación
con relación al Sol, las temperaturas extremas
oscilan entre más de 100ºC [212ºF] y menos de
-200ºC [-328ºF]. Debido a la necesidad de operar
en entornos rigurosos, los paquetes de herramientas e instrumentos diseñados para la
perforación de pozos profundos son intrínsecamente aplicables a otros ambientes desafiantes,
tales como el espacio exterior.
Ya sea en la exploración del espacio interior
con fines científicos, en la búsqueda de petróleo
Verano de 2006
y gas o en el sondeo de las inmensidades del espacio exterior, el deseo de explorar ha impulsado la
historia de las civilizaciones modernas. Este
impulso ha desembocado, al menos en parte, en
la conquista de la Luna en la década de 1960, lo
que marcó el comienzo de una nueva generación
en materia de exploración y viajes espaciales.
Más recientemente, naves espaciales tales como
el Telescopio Espacial Hubble (HST), ayudado
por tecnologías desarrolladas para la exploración de petróleo y gas, han escudriñado desde la
órbita de la Tierra cada vez con más agudeza y
profundidad el universo que reside más allá de
nuestro sistema solar (página anterior).
47
A medida que avanzamos de la exploración
del espacio interior a la del espacio exterior, las
herramientas y técnicas desarrolladas para
explorar bien por debajo de la superficie terrestre están contribuyendo a develar los misterios
de nuestro sistema solar y los confines del espacio. En este artículo comentamos algunos de los
aportes recientes que han hecho a la exploración espacial los científicos e ingenieros de la
industria del petróleo y el gas. Si bien la misión
de la nave espacial NEAR ya ha concluido, la
tecnología de campos petroleros existente a
bordo del telescopio HST y de la nave CassiniHuygens en Saturno continúan ampliando
nuestros conocimientos y trazando el rumbo en
nuestra búsqueda de más conocimientos.
El objetivo del telescopio Hubble
A lo largo de la historia, lo que entendíamos del
universo se limitaba al alcance de nuestra vista.
La invención del telescopio expandió nuestra
visión y permitió a Copérnico, Kepler y Galileo
en los siglos XVI y XVII, hacer observaciones que
demostraban que la Tierra no era el centro del
universo.5 Durante el siglo XVIII, el desarrollo
del telescopio ayudó a los científicos a investigar
el cosmos. Con telescopios cada vez más grandes
y mejores, gradualmente se han ido descubriendo y documentando planetas, estrellas y
nebulosas invisibles a simple vista.
Aún a principios del siglo XX la mayor parte
de los astrónomos creía que el universo estaba
compuesto por una sola galaxia, la Vía Láctea;
una colección de estrellas, polvo y gas en la vastedad del espacio. Sin embargo, el universo tal
como lo conocíamos cambió en 1924, cuando el
astrónomo estadounidense Edwin Hubble utilizó
el Telescopio Hooker de 2.54 m [100 pulgadas] en
el Monte Wilson, cerca de Los Ángeles, para
observar miles de millones de otras galaxias más
allá de la Vía Láctea.6
Para astrónomos como Edwin Hubble, siempre ha existido un gran obstáculo para lograr
una clara visión del universo: la atmósfera de la
Tierra. Los gases y las partículas flotantes en la
atmósfera obnubilan la luz visible, hacen que las
estrellas centelleen o brillen, y obstaculizan o
absorben totalmente los rayos infrarrojos, ultravioletas, gamma y las longitudes de onda de los
rayos X.
Para minimizar la distorsión atmosférica, los
científicos construyeron observatorios en las
cimas de las montañas, lejos de las zonas con
gran radiación de luz o brillo en el cielo, como se
observa cerca de las grandes ciudades. Con este
esfuerzo se obtuvieron éxitos de diversos grados.
En la actualidad, la óptica adaptativa y otras téc-
48
nicas de procesamiento de imágenes han minimizado pero no han eliminado totalmente los
efectos de la atmósfera.7
En 1946, el astrofísico de la Universidad de
Princeton Lyman Spitzer documentó los beneficios potenciales de contar con un telescopio en
el espacio, bien por encima de la atmósfera
terrestre. Luego del lanzamiento del satélite
soviético Sputnik en 1957, la NASA colocó en la
órbita de la Tierra dos observatorios astronómicos orbitales (OAO). Los OAO realizaron un gran
número de observaciones ultravioletas y establecieron los principios básicos para el diseño,
fabricación y lanzamiento de futuros observatorios espaciales.8
Grupos científicos, estatales e industriales
siguieron explorando el espacio y planeando el
próximo paso más allá del programa OAO. Spitzer logró el apoyo de otros astrónomos para
construir un gran telescopio orbital, que más
tarde recibió el nombre de Telescopio Espacial
Hubble, y en 1969 la Academia Nacional de Ciencias aprobó el proyecto.9
El Centro de Vuelo Espacial Goddard de la
NASA en Greenbelt, Maryland, EUA, fue el responsable de diseñar el instrumento y de realizar
el control terrestre del observatorio espacial. En
1983, se creó el Instituto de Ciencia Telescópica
Espacial (STScl) en la Universidad Johns Hopkins
de Baltimore, Maryland. El personal del STScl
manejó el tiempo y los datos de observación del
telescopio. La NASA eligió el Centro de Vuelo
Espacial Marshall en Huntsville, Alabama, EUA,
como centro conductor de la NASA a cargo del
diseño, desarrollo y construcción del telescopio
espacial. La empresa Perkin-Elmer Corporation,
actualmente denominada Hughes Danbury Optical Systems, desarrolló el arreglo telescópico
óptico y el sistema de sensores de guía fina (FGS).
El 24 de abril de 1990, luego de numerosas
demoras del proyecto, el trasbordador espacial
Discovery se elevó de la Tierra llevando al telescopio HST en su bodega de carga. Al día siguiente, el
telescopio espacial del tamaño de un autobús de
transporte escolar fue puesto en órbita terrestre
baja (abajo). Libre de la distorsión atmosférica, el
> Servicio de mantenimiento del Telescopio Espacial Hubble (HST). El Trasbordador Espacial Discovery, en su misión STS 82, eleva el HST de su bodega de
carga después de la segunda misión de servicio del Hubble. Con un peso de
lanzamiento de 11,304 kg [25,000 lbm], la estructura principal del Hubble mide
13 m [42.6 pies] de largo por 4.27 m (14 pies) de ancho. Sus paneles solares
gemelos abarcan 13.7 m [45 pies] cuando están desplegados. El telescopio en
sí es una configuración de reflexión denominada Cassegrain, que comprende
un espejo primario de 2.4m [94.5 pulgadas], y un espejo secundario de 30 cm
[12.2 pulgadas]. (Imagen, cortesía de la NASA).
Oilfield Review
gigantesco espejo del telescopio comenzó su
misión de reunir fotones desde lugares tan lejanos
como el borde del universo conocido.
Para el buen rendimiento del telescopio HST
es de importancia crítica que se mantenga en el
objetivo durante largos períodos. Las ondas electromagnéticas emitidas desde objetos distantes a
menudo son leves o débiles, de modo que el telescopio debe permanecer perfectamente posicionado
mientras se reúnen fotones en cantidades suficientes para formar una imagen. Con este fin, los
ingenieros han utilizado la tecnología de tubos
foto-multiplicadores para campos petroleros de
Schlumberger para diseñar el Sistema FGS.10
Un FGS es básicamente una cámara orientable hacia el objetivo capaz de obtener mediciones
celestiales, fijándose sobre estrellas guía y proporcionando datos para maniobrar el telescopio.11
Se utilizan dos FGS para apuntar el telescopio
hacia un objetivo astronómico y para mantener
ese objetivo dentro del campo visual del telescopio; el tercer FGS se puede utilizar para
mediciones astrométricas.12
El sistema FGS puede mantener una precisión de apuntamiento de 0.007 arcosegundos, lo
que permite que el sistema de control de apuntamiento (PCS) mantenga el telescopio Hubble
apuntando a su objetivo durante tiempos de
exposición de la cámara de 10 o más horas.13 El
PCS combina una serie de subsistemas de sensores diferentes para lograr esta precisión de
apuntamiento de milisegundos. Este nivel de
exactitud y precisión es comparable con dirigir
un rayo láser a un objetivo del tamaño de una
uña desde una distancia de 442 km [275 millas].
Dentro del receptáculo de cada instrumento
FGS se encuentran dos interferómetros de cizalladura ortogonales, de luz blanca, sus
elementos ópticos y mecánicos relacionados y
cuatro tubos fotomultiplicadores S-20 (PMT) de
Espejo colimador de
forma esférica imperfecta
Tubo fotomultiplicador
con arreglo de lentes
puntiformes (4)
Espejos selectores
de estrellas
Grupo de corrección
Lente de doblete (4)
Prisma de desviación
Prisma Koesters
5. NASA—La concepción del telescopio Hubble:
http://hubble.nasa.gov/ overview/conception-part1.php
(Se accedió el 18 de abril de 2006).
6. NASA, referencia 5.
7. La óptica adaptativa es una tecnología utilizada para
mejorar el desempeño de los sistemas ópticos mediante
la reducción de los efectos de la distorsión óptica que
cambia rápidamente y que se origina típicamente en
cambios producidos en las condiciones atmosféricas. La
óptica adaptativa funciona midiendo la distorsión y compensándola rápidamente mediante el uso de espejos o
material deformable con propiedades de refracción
variables.
8. Smith RW: The Space Telescope—A Study of NASA,
Science, Technology and Politics. New York City:
Cambridge University Press, 1989.
9. Smith, referencia 8.
10. Para obtener más información sobre tubos
fotomultiplicadores, consulte: Adolph B, Stoller C,Brady
J, Flaum C, Melcher C, Roscoe B, Vittachi A y Schnorr D:
“Saturation Monitoring With the RST Reservoir Saturation
Tool,” Oilfield Review 6, no. 1 (Enero de 1994): 29–39.
11. Space Telescope Science Institute–FGS History:
http://www.stsci.edu/hst/fgs/design/history (Se accedió
el 14 de marzo de 2006).
Una estrella guía es una de las muchas estrellas
brillantes utilizadas para el posicionamiento y la
triangulación de los telescopios.
12. La astrometría es una rama de la astronomía que se
ocupa de las posiciones de las estrellas y otros cuerpos
celestiales, sus distancias y movimientos.
13. Un segundo de arco, o arcosegundo, es una unidad de
medición angular que comprende una sexta parte de un
arcominuto, o 1⁄3,600 de un grado de arco o 1⁄1,296,000 ≈ 7.7x10-7
de un círculo. Se trata del diámetro angular de un
objeto de 1 diámetro unitario, a una distancia de
360x60x60/(2π) ≈ 206,265 unidades, tal como
(aproximadamente) 1 cm a 2.1 km.
14. Los interferómetros fueron utilizados por primera vez por
Michaelson, quien recibió el Premio Nobel en 1907 por
un trabajo en el que utilizó un interferómetro óptico para
medir con precisión la velocidad de la luz.
Verano de 2006
Schlumberger (abajo).14 Estos PMT están basados en la misma construcción sólida que se
utiliza para los instrumentos de adquisición de
registros de pozos. El fotocátodo se fabricó utilizando la misma tecnología que los tubos
empleados en aplicaciones de servicios de campos petroleros. Para el caso del telescopio HST,
los PMT fueron diseñados con sensibilidad por
encima de un rango espectral de 400 a 700
nanómetros (nm), con una eficiencia de aproximadamente 18% en el extremo azul del espectro
electromagnético y disminuyendo en forma lineal
hasta aproximadamente 2% en el extremo rojo.
Prisma separador
de haces
Filtros (5 en rueda)
Banco óptico
Espejo guía
PMT A
PMT B
Diafragma
de campo
Lente de
campo
Lente de
campo
Diafragma
de campo
Doblete
positivo
Doblete
positivo
D
Separador
de haces
dieléctrico
Prisma
Koesters
A
B
C
Frente de onda
incidente
Ángulo Alfa
> Orientación del telescopio Hubble. La luz del Arreglo Telescópico Óptico (OTA) HST es interceptada por
un espejo guía colocado frente al plano focal HST y es dirigida hacia el sistema de sensores de guía fina
(FGS) (izquierda). Los rayos de luz son colimados, o puestos paralelos, y luego son comprimidos por un
espejo colimador de forma esférica imperfecta y guiados hacia los elementos ópticos del arreglo
selector de estrellas. Las pequeñas rotaciones de los arreglos A y B del selector de estrellas alteran
la dirección del haz colimado del objetivo, y, por ende, la inclinación del frente de onda incidente con
respecto al prisma Koesters (derecha). A medida que el frente de onda rota alrededor del Punto B, la
fase relativa de los rayos transmitidos y reflejados cambia en función del ángulo alfa. Cuando el vector
de propagación del frente de onda está paralelo al plano de la superficie dieléctrica, las intensidades
relativas de los dos rayos emergentes detectados por los tubos fotomultiplicadores son iguales.
Cuando el ángulo alfa es distinto de cero, las intensidades de los rayos de salida izquierdo y derecho
son desiguales y los PMT registrarán diferentes recuentos de fotones, lo que proporcionará al sistema
de control de guía del telescopio datos que permitan corregir la dirección en que se apunta. [(Imágenes,
cortesía de la NASA y del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins (JHUAPL)].
49
A
+
B
+
pueden proporcionar las posiciones de las estrellas con una precisión 10 veces mayor que las
mediciones obtenidas con los telescopios instalados en tierra. Los científicos emplean las
mediciones astrométricas para definir el temblor
en el movimiento de las estrellas que podría sugerir la presencia de un compañero planetario
(izquierda). Los movimientos de las estrellas
también pueden determinar si un par de estrellas
representa un sistema estelar binario verdadero o
si es simplemente un binario óptico.15
Con la ayuda de elementos de la tecnología
de campos petroleros, el Telescopio Espacial
Hubble continúa su tarea hasta la fecha. Los
científicos están utilizando instrumentos como
el telescopio HST con el fin de explorar las zonas
más lejanas del universo y descubrir secretos del
pasado para avanzar hacia el futuro.
Asteroides de nuestro sistema solar
Un poco más cerca de casa, las tecnologías desarrolladas para uso en campos petroleros están
ayudando a los científicos a explorar los asteroides en nuestro sistema solar. Estas enormes
masas de roca son objetos primordiales que han
quedado después de la formación del sistema
solar. Algunos científicos han sugerido que los
asteroides son los restos de un protoplaneta destruido en una colisión masiva. No obstante, la
opinión que prevalece es que los asteroides son
C
+
D
+
Marte
Mercurio
> Estrellas binarias verdaderas. Cada una de las
dos estrellas de un sistema binario verdadero
orbita en torno al centro de la masa del sistema.
Las leyes del movimiento planetario de Kepler rigen la forma en que cada estrella orbita en torno
al centro de la masa. En afelio (A), cada una de
las dos estrellas se encuentran en los puntos más
alejados de sus respectivas órbitas. En perihelio
(C), las estrellas están en los puntos más cercanos.
Cada uno de los interferómetros FGS consta
de un separador de haces polarizador seguido de
dos prismas Koesters. Para medir la dirección de
la luz emitida por una estrella guía, se orientan los
pares de prismas Koesters perpendiculares entre
sí. El ángulo del frente de onda en los planos X e Y
provee la orientación angular precisa de la estrella guía con relación a la trayectoria óptica del
telescopio HST. Estos datos, una vez cargados en
el PCS, se utilizan para controlar la orientación
del telescopio respecto de la estrella guía.
Además de guiar el telescopio HST, los sensores FGS, por su exactitud, son útiles para
mediciones astrométricas de alta precisión.
Estas mediciones permiten a los científicos
determinar las posiciones precisas y los movimientos de las estrellas. Los sensores FGS
50
Cinturón
principal de
asteroides
Tierra
Venus
Asteroides
de tipo
Troya
Asteroides
de tipo
Troya
Júpiter
0
1.5
2.7
5.2
Unidades astronómicas
> Cinturón principal de asteroides. El cinturón de asteroides es una región del sistema solar situada
aproximadamente entre los planetas Marte y Júpiter, donde se puede encontrar la mayor concentración de órbitas de asteroides. La región principal del cinturón contiene alrededor del 93.4% del total
de planetas menores numerados. Los asteroides de tipo Troya ocupan dos regiones centradas 60º
adelante y detrás de Júpiter. Se conocen varios cientos de Troyanos de la población total, que se estima en unos 2,300 objetos de más de 15 km [9 millas] de ancho y muchos más de menor tamaño; la
mayoría de esos objetos no se mueve en el plano de la órbita del planeta sino en órbitas inclinadas
de hasta 40º.
Oilfield Review
> Impacto sobre la Tierra. Un asteroide que chocó contra la Tierra hace unos 49,000 años laceró la
superficie dejando un cráter de 1.2 km [0.7 millas]. Esta vista aérea muestra la expresión dramática
del cráter en el paisaje árido de Arizona, EUA. (Imagen cortesía de D. Roddy, del Servicio Geológico
de EUA, y del Instituto Lunar y Planetario).
residuos de materia rocosa que nunca lograron
consolidarse para formar planetas.
La teoría de los científicos es que los planetas
del sistema solar se formaron a partir de una
nebulosa de gas y polvo que se fusionó para formar un disco de granos de polvo alrededor del
Sol, que se encontraba en desarrollo. Dentro del
disco, los granos diminutos de polvo se consolidaron para constituir cuerpos cada vez más grandes
denominados planetesimales, muchos de los cuales finalmente se concretaron en planetas
durante un período de 100 millones de años. No
obstante, más allá de la órbita de Marte, la interferencia gravitacional de Júpiter impidió el
crecimiento de cuerpos protoplanetarios de
diámetros de más de 1,000 km [620 millas] aproximadamente.16
La mayoría de los asteroides está concentrada en un cinturón orbital entre Marte y
Júpiter (página anterior, a la derecha). Estas
rocas espaciales orbitan alrededor del Sol tal
como lo hacen los planetas, pero no tienen
atmósfera y poseen muy poca gravedad. Los
asteroides de este cinturón están compuestos
por una importante cantidad de material; si juntáramos todos los asteroides se formaría un
cuerpo de alrededor de 1,500 km [930 millas] de
diámetro, aproximadamente la mitad del
tamaño de la luna de la Tierra.17
No todos los asteroides están tan alejados en
el cinturón de asteroides. Algunos, denominados
asteroides cercanos a la Tierra (NEA), poseen
órbitas que los aproximan a la Tierra. Los astrónomos creen que los NEA son fragmentos
Verano de 2006
despedidos del cinturón principal de asteroides
a causa de una colisión entre asteroides o por
perturbaciones gravitacionales de Júpiter. Algunos NEA también podrían ser los núcleos de
cometas de corta vida, ya extinguidos.
Dado que históricamente muchos asteroides
han colisionado con la Tierra y su luna, la comprensión de su composición y origen puede ser
de importancia clave para nuestro pasado así
como para nuestro futuro. Los científicos creen
que los componentes químicos básicos de la vida
y gran parte del agua de la Tierra pueden haber
llegado en asteroides o cometas que bombardearon el planeta en las primeras etapas de su
desarrollo (arriba). Una teoría ampliamente
aceptada sugiere que un asteroide que medía por
lo menos 10 km [6 millas] de ancho chocó contra
la Tierra hace unos 65 millones de años, causando extinciones masivas entre muchas formas
de vida, incluidos los dinosaurios.
Los astrónomos sospechan que los aproximadamente 800 NEA descubiertos hasta la fecha
representan tan sólo un pequeño porcentaje de su
población total. El más grande que se conoce hasta
el momento es el 1036 Ganímedes, con un diámetro de aproximadamente 41 km [25.5 millas]. Los
NEA con diámetros de más de 1 km [0.6 millas]
se conocen como asteroides potencialmente
peligrosos, lo que sugiere que si chocaran con la
Tierra, podrían amenazar la vida tal como la
conocemos.
De los más de 700 asteroides potencialmente
peligrosos conocidos, uno de los más grandes es
Tutatis, un asteroide de casi 1.6 km [1 milla] de
largo que orbita alrededor del Sol a una distancia de medio grado del plano orbital de la Tierra.
En diciembre de 1992, Tutatis pasó dentro de las
0.024 unidades astronómicas (UA), o 9.4 distancias lunares de la Tierra.18 Luego, el 29 de
septiembre de 2004, la trayectoria orbital de
Tutatis lo colocó dentro de 0.01 UA de la Tierra;
el mayor acercamiento de cualquier asteroide
grande producido en el siglo XX.
Aunque los astrónomos han conocido la existencia de los asteroides por casi 200 años, hasta
hace poco sus propiedades básicas, su relación
con los meteoritos encontrados en la Tierra y sus
orígenes seguían siendo un misterio. La NASA y
la comunidad científica, impulsados tanto por el
deseo de comprender los asteroides como por la
amenaza que los NEA de más de 1 km de diámetro representan para la Tierra, pusieron en
marcha los planes para el proyecto NEAR.
15. El término estrella binaria se refiere a un sistema de
estrellas dobles, o a una unión de dos estrellas en un
sistema, en base a las leyes de la atracción. Cualquier
par de estrellas estrechamente espaciadas entre sí
podría aparecer desde la Tierra como un par de
estrellas dobles cuando, en realidad, es un par
constituido por una estrella cercana y una lejana, con
una gran separación en el espacio. Estos sistemas se
conocen habitualmente como binarios ópticos.
16. NASA–Eros o Bust: http://science.nasa.gov/headlines/
y2000/ast08feb_1.htm (Se accedió el 14 de abril de 2006).
17. NASA, referencia 16.
18. NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro–Asteroide
Tutatis 4179: http://echo.jpl.nasa.gov/asteroids/4179_Toutatis/
toutatis. html (Se accedió el 14 de abril de 2006.
Una unidad astronómica (UA) equivale a la distancia que
existe entre la Tierra y el Sol, o aproximadamente
149,000,000 km [92,500,000 millas].
51
Una misión vanguardista
En 1990, la NASA introdujo un nuevo programa
de misiones planetarias denominado programa
Discovery. En 1991, se seleccionó la primera
misión; un encuentro con un asteroide cercano a
la Tierra, el 433 Eros. El Laboratorio de Física
Aplicada de la Universidad Johns Hopkins
(JHUAPL) fue elegido para dirigir el proyecto, y
en 1995 se despachó la nave espacial NEAR hacia
el Centro Espacial Kennedy en Florida.19
Descubierto en 1898, el asteroide Eros es uno
de los más grandes y mejor observados.20 Con
dimensiones de 33 por 13 por 13 km [21 por 8 por 8
millas], el asteroide Eros posee aproximadamente
el tamaño de Manhattan, Nueva York, EUA (abajo)
y cuenta con casi la mitad del volumen de todos los
asteroides cercanos a la Tierra juntos.
Este gran asteroide en forma de papa tipo S
es uno de los más alargados. Orbita alrededor
del Sol rotando sobre su eje una vez cada 5.27
horas, con un perihelio de 1.13 UA y un afelio de
1.78 UA (abajo).21
La nave NEAR partió de la Tierra rumbo al
asteroide Eros el 17 de febrero de 1996, montado
sobre el vehículo de lanzamiento Delta II. Un
año más tarde, el 18 de febrero de 1997, la nave
NEAR alcanzó su punto más distante del Sol,
2.18 UA, estableciendo un nuevo récord de distancia para una nave espacial con instrumental
alimentado por células solares.
Al final de su misión quinquenal, la nave
NEAR se hallaba a la vanguardia como nave
espacial por varias razones: la primera nave
espacial con instrumental alimentada exclusivamente por células solares que operó más allá de
la órbita de Marte, la primera en encontrarse con
un asteroide tipo C, la primera en encontrarse
con un asteroide cercano a la Tierra, la primera
en orbitar alrededor de un cuerpo pequeño, y la
primera nave espacial en aterrizar en un cuerpo
pequeño.
La misión científica NEAR
Antes de la misión NEAR, nuestro conocimiento
de los asteroides provenía principalmente de
Silueta del
asteroide Eros
Manhattan
> Acercamiento al asteroide Eros. Esta imagen del hemisferio sur del asteroide Eros ofrece una vista a
larga distancia del terreno cubierto de cráteres del asteroide. (Imagen, cortesía de la NASA/JHUAPL).
> Silueta del gran asteroide Eros (rojo) se superpone sobre la isla de Manhattan, Ciudad de Nueva
York, ilustrando el tamaño relativo del asteroide.
Matilde
Gaspra
Ida
> Primer plano de los asteroides. Se muestran vistas de los tres asteroides de los que se obtuvieron
imágenes cercanas con naves espaciales, antes de la llegada de la nave NEAR al asteroide Eros. La
imagen del asteroide Matilde (izquierda) fue tomada por la nave espacial NEAR el 27 de junio de 1997.
Las imágenes de los asteroides Gaspra (centro) e Ida (derecha) fueron tomadas por la nave espacial
Galileo en 1991 y 1993, respectivamente. Estos tres objetos se presentan en la misma escala. La parte
visible del asteroide Matilde tiene 59 km de ancho por 47 km de largo [37 por 29 millas]. (Imágenes,
cortesía de la NASA/JHUAPL).
52
Oilfield Review
Panel solar
Monitores solares
de rayos X
Sistema de propulsión
Plataforma
de proa
Paneles laterales
Espectrómetro
de rayos gamma
Plataforma
de popa
Generador de
imágenes multiespectral
Espectrómetro de
infrarrojo cercano
Espectrómetro de rayos X
Telémetro láser NEAR
> Sistemas de la nave espacial NEAR. Se muestran el diseño básico y los sistemas primarios de la
nave NEAR. (Imagen, cortesía de la NASA/JHUAPL).
tres fuentes: los sensores remotos con base en
Tierra, los datos obtenidos de los sobrevuelos de
la misión Galileo de los dos asteroides tipo S pertenecientes al cinturón principal, el 951 Gaspra y
el 243 Ida, y los análisis de laboratorio de los
meteoritos recuperados después de su impacto
con la Tierra.
Aunque los astrónomos tienen la teoría de
que la mayoría de los meteoros son el resultado
de la colisión de asteroides, éstos pueden no ser
totalmente representativos de todos los materiales comprendidos en los NEA. 22 Resulta muy
difícil establecer lazos claros entre tipos de
meteoritos y tipos de asteroides.23
Algunos asteroides tipo S parecen ser fragmentos de cuerpos que estuvieron sometidos a
un proceso de derretimiento y diferenciación
sustancial, en tanto que otros consisten de lo
que parecen ser materiales primitivos no derretidos, como las condritas.24 Los científicos creen
que los asteroides tipo S no derretidos pueden
haber preservado las características del material sólido a partir del cual se formaron los
planetas interiores.
Los sobrevuelos de la misión Galileo proporcionaron las primeras imágenes de asteroides de
alta resolución a principios de la década de
1990. Las imágenes revelaron superficies complejas cubiertas de cráteres, fracturas, surcos y
variaciones de colores sutiles (página anterior,
derecha extremo inferior).25 Sin embargo, el instrumental de la nave Galileo no fue capaz de
Verano de 2006
medir la composición elemental, de modo que
antes de la misión NEAR, los científicos seguían
sin conocer a ciencia cierta la relación entre las
condritas ordinarias y los asteroides del tipo S.
Los ingenieros de la misión creían que los
datos suministrados por la nave NEAR, combinados con los obtenidos en los sobrevuelos de la
misión Galileo, ayudarían a los científicos a
entender la relación entre los asteroides tipo S y
otros cuerpos pequeños del sistema solar. Los
objetivos primarios de la misión NEAR eran
encontrarse con un asteroide cercano a la Tierra,
orbitar alrededor de él y llevar a cabo la primera
exploración científica de uno de estos asteroides.
La nave espacial NEAR
Los ingenieros diseñaron los sistemas de la nave
NEAR para que funcionaran con energía solar y
fueran simples y altamente redundantes. 26
A bordo de la nave NEAR habían cinco instrumentos diseñados para realizar observaciones
científicas detalladas de las propiedades físicas
brutas, la composición de la superficie y la morfología del asteroide Eros. Estos cinco instrumentos
eran el generador de imágenes multiespectral
(MSI), un espectrómetro de infrarrojo cercano
(NIS), un magnetómetro (MAG), un telémetro
láser NEAR (NLR) y el espectrómetro combinado
de rayos X y rayos gamma (XGRS) (arriba).
19. La nave espacial NEAR recibió el nuevo nombre de
NEAR–Shoemaker en honor al geólogo planetario
Eugene Shoemaker (1928–1997).
20. Farquhar RW: “NEAR Shoemaker at Eros: Mission
Director’s Introduction,” Johns Hopkins APL Technical
Digest 23, no. 1 (2002): 3–5.
21. Los asteroides se clasifican en base al espectro de
reflectancia y las características de reflexión de la luz, o
albedo, que son indicadores de la composición de la
superficie. Los asteroides del tipo S (silíceos) predominan
en la parte interna del cinturón principal de asteroides,
mientras que los asteroides del tipo C (carbonáceos) se
encuentran en las porciones central y externa del
cinturón. Juntos, estos dos tipos dan cuenta de
aproximadamente un 90% de la población de asteroides.
Perihelio y afelio son los puntos orbitales más cercano y
más alejado del centro de atracción; en este caso, el Sol.
22. Un meteorito es una porción sólida de un meteoroide
que sobrevive a su caída en la Tierra. Los meteoritos se
dividen en meteoritos pétreos, férricos y férrico-pétreos
y se clasifican adicionalmente de acuerdo con su
contenido mineralógico. Su tamaño oscila entre
microscópico y con varios metros de ancho. De las
muchas decenas de toneladas de material cósmico que
ingresa en la atmósfera de la Tierra todos los días, sólo
una tonelada aproximadamente llega a la superficie.
23. Cheng AF, Farquhar RW y Santo AG: “NEAR Overview,”
Johns Hopkins APL Technical Digest 19, no. 2 (1998):
95–106.
24. Las condritas son un tipo de meteorito pétreo compuesto
principalmente por minerales silíceos que contienen
hierro y magnesio. Las condritas son el tipo más común
de meteorito, representando aproximadamente el 86%
que cae a la Tierra. Se originan a partir de los asteroides
que nunca se fusionaron o experimentaron procesos de
diferenciación. Como tales, poseen la misma composición elemental que las nebulosas solares originales. El
nombre condritas proviene del hecho de que las
condritas contienen cóndrulos; pequeñas gotitas
redondas de olivina y piroxeno que aparentemente se
condensaron y cristalizaron en la nebulosa solar y luego
se acumularon con otros materiales para formar una
matriz dentro del asteroide.
25. Cheng et al, referencia 23.
26. Cheng et al, referencia 23.
53
El desarrollo del complejo sistema XGRS
comenzó unos tres años antes del lanzamiento.
El instrumento se diseñó para detectar y analizar las emisiones de rayos X y rayos gamma de la
superficie del asteroide, desde alturas orbitales
de 35 a 100 km [22 a 62 millas]. Si bien es posible realizar la espectroscopía de superficies
remotas durante las operaciones de sobrevuelo
de la nave, las mediciones obtenidas mientras
ésta estaba en órbita posibilitan tiempos de
observación más prolongados y producen datos
espectrales de mejor calidad.
Los rayos X emitidos por el Sol que brilla
sobre el asteroide Eros producen fluorescencia
de rayos X a partir de los elementos contenidos
en el milímetro [0.04 pulgada] superior de la
superficie del asteroide. No habiendo una atmósfera significativa que pudiera absorber de otro
modo las emisiones de rayos X, los elementos
emiten fluorescencias con niveles de energía
que son característicos de los elementos específicos. Los científicos utilizaron la energía de la
fluorescencia de rayos X detectada en el nivel de
1 a 10 keV para inferir la composición elemental
de la superficie.
La subunidad XRS consta de tres contadores
proporcionales idénticos, llenos de gas, que brindan una amplia superficie activa y, por lo tanto,
La herramienta MSI generó imágenes de la
morfología de la superficie del asteroide Eros con
resoluciones espaciales de hasta 5 m [16.4 pies],
en tanto que los científicos utilizaron el espectrómetro NIS para medir la abundancia de
minerales con una resolución espacial del orden
de los 300 m [984 pies]. El magnetómetro MAG
se utilizó para definir y mapear los campos magnéticos intrínsecos del asteroide Eros.
Los científicos utilizaron el telémetro NLR
para mejorar los perfiles de la morfología de la
superficie derivados de la cámara de generación
de imágenes de la nave NEAR. El NLR es un altímetro láser que mide la distancia entre la nave
espacial y la superficie del asteroide, emitiendo
un corto disparo de luz láser y registrando luego
el tiempo que requiere la señal para volver desde
el asteroide. Se emplearon clasificadores de datos
para construir un modelo y un mapa topográfico
global del asteroide Eros con una resolución espacial de aproximadamente 5 m.
La sonda XGRS fue la principal herramienta
utilizada para el análisis elemental de superficie
y de la región cercana a la superficie del asteroide Eros. Los científicos combinaron los datos
de los instrumentos XGRS, MSI y NIS para producir mapas globales de la composición de la
superficie del asteroide Eros.
Soporte
Plataforma de popa
Espaciadores
termales
Acoplamiento Cristal
óptico
de NaI (TI)
PMT
pequeño
Escudo
BGO
Resorte
Espaciadores de teflón
Grampa
Acoplamiento
óptico
PMT
grande
Detector de
rayos gamma
Conector
Cuña de teflón
Resorte
> Sistemas de generación de imágenes XGRS. La gráfica muestra el sistema espectrómetro de rayos X
y rayos gamma combinados (XGRS), instalado en la nave espacial NEAR (extremo superior izquierdo).
A la derecha del instrumento XRGS se encuentra el espectrómetro de rayos gamma. El arreglo se
monta en la plataforma de popa de la nave espacial NEAR (extremo superior derecho). El arreglo de
sensores (extremo inferior izquierdo) contiene el detector de NaI(Tl) posicionado en el escudo de
germanato de bismuto en forma de copa (BGO) para reducir las señales de fondo indeseadas en casi
tres órdenes de magnitud. Los tubos fotomultiplicadores de Schlumberger (PMT), situados en cada uno
de los extremos, convierten la salida de la luz de los detectores de centelleos en señales eléctricas.
(Imagen y diagrama, cortesía de la NASA/JHUAPL).
54
la sensibilidad necesaria para los sensores remotos. Se han empleado detectores similares en las
misiones orbitales a la luna y, más recientemente, en las misiones Apolo.
Los tubos de gas de rayos X no son especialmente sensibles a los cambios de temperatura, ya
que el efecto de multiplicación depende más del
número de moléculas de gas que de la presión del
gas. Sin embargo, la ganancia en los tubos de gas
es sensible a las variaciones de voltaje.
La espectrometría de rayos gamma proporciona una medición adicional de la composición
elemental cerca de la superficie. El espectrómetro de rayos gamma (GRS) detecta las emisiones
de rayos gamma de línea discreta dentro de un
rango de energía de 0.1 a 10 MeV. En estos niveles de energía, el oxígeno [O], el silicio [Si], el
hierro [Fe] y el hidrógeno [H] se excitan o se
activan radioactivamente debido a la afluencia
continua de rayos cósmicos. El GRS también
detecta los elementos naturalmente radioactivos
tales como el potasio [K], el torio [Th] y el uranio [U]. Estas mediciones han sido utilizadas
desde hace años en la adquisición de registros de
pozos de petróleo y gas para determinar la composición física y elemental de la roca yacimiento.
A diferencia de los rayos X de baja energía, los
rayos gamma no son absorbidos tan fácilmente y,
por lo tanto, pueden escapar de regiones situadas
debajo de la superficie, permitiendo que el espectrómetro GRS revele la composición elemental, a
profundidades de hasta 10 cm [4 pulgadas] por
debajo de la superficie. Comparando el análisis
elemental del XRS y del GRS, los científicos dedujeron la profundidad y el alcance de la capa de
polvo, o regolito, que cubre la superficie del asteroide Eros.27
El arreglo del detector central GRS está
basado en una unidad de centelleo reforzada de
yoduro de sodio [Nal] activada con talio [TI],
utilizada en las operaciones de adquisición de
registros de pozos de petróleo, diseñada y
construida por Schlumberger (izquierda). Los
centelladores a base de NaI son muy utilizados en
aplicaciones de herramientas de adquisición de
registros de fondo de pozo para obtener mediciones de densidad, radioactividad natural y
espectros elementales. Por ejemplo, la herramienta de funciones múltiples de adquisición de
registros durante la perforación EcoScope utiliza
un detector de Nal para obtener mediciones
espectroscópicas durante la perforación.28 Otras
herramientas de adquisición de registros utilizan
diferentes materiales.
Las interacciones de los rayos gamma con
materiales sólidos dependen de la energía de los
rayos gamma y de la densidad y el número
atómico de los materiales que se estén investi-
Oilfield Review
Navegación
con asistencia
gravitacional
de la Tierra (Swingby)
01/22/98
1,186 km de altura
Órbita del
asteroide Eros
Lanzamiento 02/17/96
C3 = 25.9 km2/s2
Órbita de
la Tierra
Sol
Llegada al asteroide Eros
01/09–02/06/99
Maniobra en
el espacio
profundo
03/07/97
∆V = 215 m/s
> Destino: Asteroide Eros. La nave espacial NEAR fue lanzada con éxito en
febrero de 1996, aprovechando la alineación única de la Tierra y el asteroide
Eros que tiene lugar sólo una vez cada siete años. Un cohete Delta II colocó la
nave NEAR en una trayectoria de asistencia gravitacional de la Tierra durante
dos años. La maniobra de asistencia gravitacional redujo la distancia del afelio,
incrementando al mismo tiempo la inclinación de 0 a aproximadamente 10°.
gando. Estas interacciones se pueden clasificar
por el nivel de energía absorbida por el material
del sustrato.
En los niveles de energía más bajos, prevalece
el efecto fotoeléctrico, o dispersión Compton. En
este caso, se deposita sólo una fracción de la
energía de rayos gamma y el resto deja el material en forma de fotones de baja energía. En los
niveles de energía de rayos gamma más altos, por
encima de 3 MeV, predomina la producción de
pares.29
La identificación de las composiciones elementales se realiza principalmente midiendo la
energía fotoeléctrica característica de las variedades nucleares individuales cuando son
excitadas por una fuente de radiación externa, tal
como el viento solar u otros rayos cósmicos. En
los niveles de energía más altos, el mecanismo de
producción de pares genera espectros bien definidos. De este modo, las mediciones GRS más
precisas se obtuvieron durante períodos de gran
actividad de erupción solar, cuando los niveles de
energía de rayos gamma se encontraban en su
punto más alto.
Para mejorar la capacidad de identificación
elemental del GRS, se diseñó un escudo detector
activo en forma de copa especialmente para la
nave NEAR. Fue fabricado con un solo cristal de
germanato de bismuto [BGO]. La densa copa de
BGO actuaba como centellador activo a la vez que
brindaba protección directa y pasiva frente al
entorno local de rayos gamma, reduciendo asimismo las señales de fondo indeseadas.
Verano de 2006
El nuevo diseño reemplazó a los botalones largos más caros y menos confiables utilizados en
otras misiones para reducir las señales indeseadas
provenientes de la activación del propio cuerpo de
la nave por la radiación cósmica. El GRS además
brindaba sensibilidad con respecto a la dirección
de la cual provenían los rayos gamma.
Desvío hacia un asteroide tipo C
A principios de diciembre de 1993, los directores
de la misión NEAR en el Laboratorio de Física
Aplicada de la Universidad Johns Hopkins
revisaron la lista de asteroides que podrían estar
cerca de la ruta de vuelo de la nave NEAR
(arriba). Se encontró que el asteroide 253 Matilde
estaba dentro de las 0.015 UA, o aproximadamente 2.25 millones de km [1.4 millón de millas],
de la ruta orbital planeada para la nave NEAR.
Los ingenieros calcularon que mediante unos
pequeños cambios en la trayectoria planeada
para la nave NEAR, la nave podría encontrase con
el asteroide 253 Matilde con un cambio de veloci27. El regolito es una capa de material suelto, incluyendo el
suelo, el subsuelo y la roca disgregada, que cubre la
roca firme de fondo. En la luna de la Tierra y en muchos
otros cuerpos del sistema solar, está compuesto
principalmente por los detritos producidos por los
impactos de los meteoritos y cubre la mayor parte de la
superficie.
28. Para obtener más información sobre mediciones
espectroscópicas durante la perforación, consulte:
Adolph B, Stoller C, Archer M, Codazzi D, el-Halawani
T, Perciot P, Weller G, Evans M, Grant J, Griffiths R,
Hartman D, Sirkin G, Ichikawa M, Scott G, Tribe I y
White D: “Evaluación de formaciones durante la
perforación,” Oilfield Review 17, no. 3 (Invierno de
2005/2006): 4–25.
dad de tan solo 57 m/s [187 pies/s], valor que se
hallaba bien dentro del margen de velocidad de
la nave espacial.30
Si bien el asteroide oscuro había sido descubierto en 1985, poco era lo que se sabía sobre el
asteroide Matilde. En nuevas observaciones astronómicas con telescopios instalados en tierra se
vio que se trataba de un asteroide del tipo C con
un período de rotación inusual de 15 días, casi un
orden de magnitud más lento que la mayoría de los
otros períodos de rotación de asteroides conocidos.
La nave NEAR se encontró con el asteroide
Matilde en el camino al asteroide Eros después
de efectuarse cinco maniobras de corrección de
la trayectoria de aproximadamente 2 UA desde
el Sol.31 A esta distancia, la energía disponible
del sistema alimentado a energía solar de la
nave había descendido casi un 75%. Con esta
energía limitada, los astrónomos sólo podían utilizar el MSI para explorar la superficie del
asteroide y los datos de radiolocalización, antes
y después del acercamiento, para poder determinar la masa del asteroide.
Durante el sobrevuelo, el asteroide Matilde
ejerció leve atracción gravitatoria sobre la nave
espacial NEAR. Debido a la masa del asteroide
Matilde, fue posible detectar en los datos de
radiolocalización de la nave los efectos gravitacionales ejercidos sobre la ruta de la nave NEAR.
Los datos de las estimaciones de la magnitud
de las masas por radiolocalización, junto con las
aproximaciones volumétricas, ayudaron a los
científicos a calcular la densidad aproximada del
asteroide de 1.3 ± 0.3 g/cm3 [81.16 ± 18.73 lbm/pie3].
Debido a sus espectros, el asteroide Matilde se
consideró similar, en lo que respecta a composición, a los meteoritos de tipo condritas
carbonáceas. No obstante, la densidad del asteroide Matilde resultó ser la mitad del valor
esperado, lo que implicó la existencia de una alta
porosidad interna o bien un significativo espacio
intersticial en el asteroide.
Los científicos obtuvieron imágenes del asteroide Matilde a lo largo de un período de 25
minutos, durante el acercamiento de la nave
espacial a una distancia de 1,200 km [746 millas]
y a una velocidad de 9.93 km/s [22,213 mi/h].
29. La producción de pares es el método principal por el
cual se observa la energía de los rayos gamma en la
materia condensada. Siempre que exista suficiente
energía disponible para crear el par, un fotón de alta
energía interactúa con un núcleo atómico y se crean
una partícula elemental y su antipartícula.
30. Dunham DW, McAdams JV y Farquhar RW: “NEAR
Mission Design,” Johns Hopkins APL Technical Digest
23, no. 1 (2002): 18–33.
31. Cheng et al, referencia 23.
55
20 km
> Una vista rápida del asteroide Matilde. Esta vista del asteroide 253 Matilde,
tomada desde una distancia de aproximadamente 1,200 km, fue adquirida inmediatamente después del máximo acercamiento de la nave espacial NEAR al
asteroide. En el asteroide Matilde aparecen numerosos cráteres de impacto,
que oscilan entre más de 30 km [18 millas] y menos de 0.5 km [0.3 millas] de
diámetro. Los bordes elevados de los cráteres sugieren que parte del material
eyectado desde estos cráteres recorrió sólo distancias cortas antes de volver
a caer en la superficie; las secciones rectas de algunos bordes de cráteres
indican la influencia de las fallas o fracturas grandes sobre la formación de
cráteres. El asteroide Matilde tiene al menos cinco cráteres de más de 20 km
[12 millas] de diámetro, en aproximadamente el 60% de la masa visualizada
durante el sobrevuelo de la nave NEAR. (Imagen, cortesía de la NASA/JHUAPL).
Durante este intervalo, se generaron 534 imágenes con resoluciones fluctuantes entre 200 y
500 m [656 y 1,640 pies] (arriba).
Las imágenes obtenidas durante el sobrevuelo al asteroide Matilde muestran un cuerpo
con una superficie cubierta de cráteres. Al
menos cuatro cráteres gigantes poseen diámetros comparables con el radio medio del
asteroide de 26.5 km [16.5 millas]. La magnitud
de los impactos requeridos para crear cráteres de
estas dimensiones es significativa. Los científicos
sospechan que el asteroide Matilde no se separó
durante estos impactos, debido a su alta porosidad. Los datos de laboratorio indican que la
formación de cráteres en objetivos altamente
porosos es regida más por la compactación del
material del objetivo que por la fragmentación y
la excavación.32 Los procesos de formación de
cráteres, controlados por las propiedades estructurales tales como la porosidad, producen
cráteres con paredes empinadas, bordes acentuados y pocas deyecciones, similares a los
detectados en las imágenes del asteroide Matilde.
Las imágenes muestran además que el asteroide Matilde es llamativamente uniforme. Las
observaciones de la nave NEAR no revelaron evidencia alguna de albedo regional, o variaciones
espectrales, lo que implica una composición
homogénea. Además, el albedo medido fue consistente con las observaciones telescópicas
terrestres.
Si bien se obtuvieron datos significativos con
el sobrevuelo al asteroide Matilde, aún quedan
sin responder numerosos interrogantes acerca
de los asteroides del tipo C. La densidad del
asteroide Matilde resultó inconsistente con los
meteoritos de tipo condritas carbonáceas encontrados en la Tierra, y su superficie parece
56
homogénea. De modo que ahora la pregunta por
responder es qué conexión existe, si la hubiere,
entre los asteroides oscuros y los meteoros
encontrados en el sistema solar.
Detección de estallidos de rayos gamma
Los estallidos de rayos gamma (GRB) siguen
siendo uno de los grandes misterios de los astrofísicos desde su descubrimiento hace más de 30
años. El Telescopio Espacial Hubble de la NASA
realizó la primera observación de un objeto asociado con un GRB, que fue detectado por el
satélite italiano BeppoSAX en febrero de 1997.33
Los científicos creen que las GRB son el
resultado de explosiones masivas producidas en
el universo distante, que emiten ondas de fotones
de alta energía. Las GRB parecen producirse diariamente y emanar desde porciones aleatorias
del cielo. Constituyen los episodios más poderosos que se conocen en el universo, emitiendo en
un segundo tanta energía como la que emitirá el
Sol a lo largo de toda su vida. Los análisis espectroscópicos de las débiles pero duraderas incandescencias residuales ópticas de los GRB han
indicado, en varios casos, corrimientos Doppler
en el espectro rojo que sugieren un origen cosmológico para las GRB.34 El tiempo es crucial
cuando se trata de llevar a cabo observaciones de
seguimiento, ya que las incandescencias residuales de las GRB se desvanecen rápidamente, tanto
en el espectro radial como en el espectro óptico,
lo que dificulta la localización de la fuente de
emisión para los astrónomos.
Desde el año 1993, los astrónomos han utilizado naves espaciales especialmente instrumentadas para ayudar a identificar la fuente de las
GRB. Entre las mismas se encuentran la nave
Ulises y otras varias naves espaciales cercanas a
la Tierra: el satélite BeppoSAX, el Observatorio
Eólico, el Observatorio de Rayos Gamma Compton
(CGRO) y el Explorador Sincrónico Rossi de
Rayos X. Desafortunadamente, estas naves espaciales cercanas a la Tierra se encuentran muy
próximas entre sí para permitir una triangulación
definitiva de las localizaciones de los estallidos.
La pérdida del orbitador Pioneer Venus y de
la nave Mars Observer a comienzos de la década
de 1990 implicó que los astrónomos carecieran
de una tercera fuente de detección para la triangulación precisa de los GRB en el espacio
profundo. La incorporación de la nave espacial
NEAR a la red interplanetaria aumentó considerablemente la probabilidad de asociar un GRB
con una fuente en particular utilizando telescopios ópticos y radiales.
El GRS instalado a bordo de la nave NEAR no
fue programado originalmente para iniciar su
trabajo hasta que la nave espacial llegara al asteroide Eros. No obstante, durante el viaje al
asteroide Eros, se hicieron modificaciones simples en el software del sistema XGRS que
permitieron a los científicos utilizar el espectrómetro para la detección de GRB. Mediante la
incorporación de la nave NEAR a la red interplanetaria (IPN) GRB, y gracias al aprovechamiento
de las mejoras significativas introducidas en la
velocidad de los sistemas de telemetría y en la
capacidad computacional, la nave NEAR ayudó a
reducir los tiempos de detección y triangulación
de los GRB, de meses a segundos.
A modo de ejemplo, los detectores de rayos
gamma de las naves NEAR y Ulises registraron
por primera vez el estallido de rayos gamma
GRB000301C el 1° de marzo de 2000.35 En un
comienzo, las coordenadas celestiales del estallido no estaban bien definidas pero, con los
datos de las naves espaciales NEAR y Ulises, se
identificó como fuente potencial un área del
cielo de unos 4.2 arcominutos de ancho y 180
grados de longitud. Una segunda posición del
Explorador Sincrónico Rossi de Rayos X redujo
el error a 4.2 grados de longitud y 8.7 arcominutos de ancho. La triangulación de los tres puntos
de medición redujo aún más la zona de emisión
de rayos gamma a un cuadrado de 50 arcominutos, permitiendo así una exploración mucho más
rápida del cielo con el telescopio HST y otros
telescopios instalados en tierra.
A lo largo de un período de 15 meses, que se
extendió desde diciembre de 1999 hasta febrero
de 2001, la IPN, incluyendo la nave espacial
NEAR, detectó más de 100 GRB.36 De los 100
GBR, 34 fueron localizados en forma suficientemente rápida y precisa como para posibilitar
observaciones de seguimiento con telescopios
ópticos y radiales. Las supuestas localizaciones
Oilfield Review
de las emisiones GRB fueron determinadas con
precisiones del orden de varios arcominutos.
Uno de los resultados más interesantes fue la
detección de un GRB originado en la constelación austral Carina. Las observaciones ópticas
de un corrimiento al rojo extremo indicaron que
la fuente del GRB se encontraba a aproximadamente 12,500 millones de años luz de la Tierra,
lo que lo convertía en el GRB más distante que
se hubiera detectado.
Develando los secretos del asteroide Eros
La nave espacial NEAR ingresó en la órbita del
asteroide Eros el 14 de febrero de 2000, comenzando su misión de un año destinada a explorar
el asteroide Eros. Las características orbitales
variaban entre elípticas y circulares y acercaron
a la nave NEAR a 35 km [22 millas] de la superficie del asteroide Eros. Luego, a casi seis años
de su lanzamiento, los ingenieros de JHUAPL
llevaron la misión NEAR a su culminación con
un exitoso descenso controlado en la superficie
del asteroide Eros.
Si bien la misión principal de la nave espacial NEAR era la investigación de la mineralogía,
composición, campos magnéticos, geología y origen del asteroide Eros, la nave NEAR obtuvo
información mucho más detallada durante su
encuentro orbital con Eros.
Las imágenes, la altimetría láser y las mediciones de la ciencia de ondas de radio
proporcionaron fuertes evidencias de que el asteroide Eros es un asteroide consolidado, y sin
embargo fracturado, con una cubierta de regolito
que varía considerablemente en profundidad
entre aproximadamente cero y 100 m [328 pies],
en ciertas áreas.37 Los científicos creen que la
presencia de cráteres unidos y bien definidos es
indicativa de la resistencia de cohesión existente
en el asteroide. Las imágenes de superficie muestran la relación geométrica de los surcos y los
cortes presentes en la superficie, lo que sugiere
32. Domingue DL y Cheng AF: “Near Earth Asteroid Rendezvous:
The Science of Discovery,” Johns Hopkins APL
Technical Digest 23, no. 1 (Enero a marzo de 2002): 6–17.
33. Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns
Hopkins–Near Spacecraft Gets Unexpected View of
Mysterious Gamma-Ray Burst: http://www.jhuapl.edu/
newscenter/pressreleases/1998/gamma.htm (Se accedió
el 5 de abril de 2006).
34. NASA–Sistema automático de procesamiento de datos
NEAR-XGRS para localizaciones de GRB rápidas y precisas
con la Red Interplanetaria: http://gcn.gsfc.nasa.gov/
gcn/near.html (Se accedió el 5 de abril de 2006).
35. NASA–Amateurs Catch a Gamma-Ray Burst:
http://science.nasa.gov/headlines/y2000/
ast14mar_2m.htm (Se accedió el 5 de abril de 2006).
36. Trombka JI et al: NASA Goddard Space Flight Center:
http://www.dtm.ciw.edu/lrn/preprints/4631trombka.pdf
(Se accedió el 5 de abril de 2006).
37. Domingue y Cheng, referencia 32.
38. Domingue y Cheng, referencia 32.
Verano de 2006
que la roca es competente y no una aglomeración de rocas más pequeñas ligadas entre sí sin
cohesión.
El campo de gravedad en el asteroide Eros
parecía consistente con el esperado a partir de
un objeto de densidad uniforme de la misma
forma. La densidad medida del asteroide Eros
indica que su porosidad volumétrica oscila entre
21 y 33%, lo que implica que aunque la masa del
asteroide está distribuida en forma uniforme, es
significativamente porosa y se encuentra potencialmente fracturada, pero en menor grado que
el asteroide Matilde.
La generación de imágenes con resoluciones
de algunos centímetros por pixel reveló la presencia de un regolito complejo y activo que ha
sido significativamente modificado y redistribuido por procesos de pendiente controlados por
la gravedad. Las características de albedo alto
observadas en las imágenes tomadas alrededor de
las paredes de los cráteres que poseen una pendiente de más de 25° fueron a menudo 1.5 veces
más brillantes que sus adyacencias, lo que
indica que se han producido cambios recientes
en las características de la superficie como
resultado de la dilatación del regolito (derecha).38
El análisis mineralógico de los silicatos realizado con el espectrómetro NIS resultó consistente
con los meteoritos de tipo condritas ordinarias.
Las mediciones de la superficie del asteroide
resueltas espacialmente no proporcionaron evidencia alguna de la variación composicional de los
minerales. Los científicos creen que la uniformidad espectral del asteroide Eros puede haber sido
el resultado de un grado uniformemente alto de
meteorización espacial causado por el bombardeo
de micrometeoritos.
Los espectrógrafos XRS, GRS y NIS de la
misión NEAR midieron la composición elemental
y mineral del asteroide Eros. Los datos adquiridos con el instrumento XRS durante la orbitación
mostraron abundancias de calcio, aluminio, magnesio, hierro y silicio, consistentes con las
condritas ordinarias y ciertos meteoritos acondríticos primitivos. No obstante, en el asteroide
Eros, el nivel de azufre típico de los meteoritos
condríticos estaba ausente o bien agotado.
Aunque la superficie del asteroide Eros
parece ser elementalmente homogénea, el instrumento XRS puede medir solamente la
composición de la superficie, de manera que se
desconoce si el agotamiento del azufre es un
efecto superficial o consistente a través del
núcleo del asteroide. El hecho de que el agotamiento del azufre fuera consistente en la mayor
parte del asteroide, implicaría una asociación
con los meteoritos acondríticos primitivos.
> Vista cercana de la pared de un cráter del asteroide Eros. El material de la pared interna del
cráter, en el centro de la imagen, es más brillante
que el regolito adyacente y se considera material
del subsuelo que quedó expuesto al deslizarse el
regolito más oscuro sobreyacente. El campo de
visión tiene 1.2 km [0.7 millas] de ancho, tomado
desde 38 km [24 mi] por encima del asteroide Eros.
(Imágenes, cortesía de la NASA/JHUAPL).
Las mediciones GRS orbitales exhibieron
niveles de señales más bajos que los pronosticados, de manera que las relaciones elementales
con la precisión más alta fueron medidas después del aterrizaje. Los datos GRS indicaron que
las relaciones Mg/Si y Si/O y la abundancia de K
eran consistentes con los valores de los meteoritos condríticos, pero arrojaron niveles de Fe/Si y
Fe/O inferiores a los valores que son dables de
esperar en esos meteoritos. Dado que estas
mediciones fueron obtenidas después del aterrizaje y el instrumento GRS puede explorar
decenas de centímetros por debajo de la superficie, las mismas reflejan un volumen de
aproximadamente 1 m3 [35.3 pie3] alrededor del
detector. A partir de los datos GRS solos, los
científicos no pudieron determinar si el agotamiento de Fe es una propiedad composicional
global del asteroide Eros o una propiedad localizada de la zona donde se posó la nave.
Si bien el sistema XGRS observó al asteroide
Eros durante un período orbital de un año, el
período útil para la recolección de datos fue considerablemente más corto. Los ingenieros se
vieron limitados por los requerimientos angulares de los paneles solares respecto del sol, el
tiempo de telemetría y los períodos en los que la
superficie del asteroide Eros se encontraba bien
iluminada por el sol. Finalmente, los científicos
57
39. Trombka et al, referencia 36.
40. NASA / Laboratorio de Propulsión a Chorro–Cassini
Mission to Saturn: http://www.jpl.nasa.gov/news/
fact_sheets/cassini.pdf (Se accedió el 13 de abril de 2006).
58
Espectros GRS de la superficie
provenientes de la nave NEAR
Hierro
Potasio
106
Silicio
Intensidad relativa
descubrieron que los datos composicionales de
mejor calidad se adquirían durante las órbitas
de baja altitud y después de aterrizar en el asteroide Eros (derecha). Una vez que la nave NEAR
se posó en la superficie, el espectrómetro de
rayos gamma obtuvo mediciones locales del
regolito durante aproximadamente 14 días.39
La composición de la superficie del asteroide
Eros sugiere que el asteroide es similar, en lo que
respecta a composición volumétrica, a una gama
de meteoritos que han experimentado una alteración termal mínima desde su formación, en el
momento del nacimiento del sistema solar. Los
científicos consideran que el asteroide Eros es
primitivo en su composición química y no ha experimentado diferenciación en núcleo, manto y
corteza. Las diferencias entre los datos XRS y GRS
en la relación Fe/Si y una aparente deficiencia de
azufre en la superficie del asteroide Eros podrían
reflejar la existencia de procesos de alteración en
el regolito durante los últimos millones a miles de
millones de años, o bien el derretimiento parcial
acaecido en los primeros 10 millones de años de la
historia del sistema solar.
Estas mediciones espectrales plantearon a los
científicos una nueva serie de interrogantes. Si
bien las observaciones espectrales son consistentes con la composición de un meteorito condrítico
ordinario, las mediciones no establecieron una vinculación irrefutable entre el asteroide Eros y un
tipo de meteorito específico. Aún queda por develar si el asteroide Eros no está relacionado con
ningún tipo de meteorito conocido o si es en realidad un tipo de condrita en profundidad, debajo de
las capas superficiales que pueden haber sido alteradas por procesos de meteorización.
Los científicos se sorprendieron ante el
hecho de que el asteroide Eros parece tener un
campo magnético pequeño o nulo. La mayoría de
los meteoritos, inclusive las condritas, tienden a
estar más magnetizadas que el asteroide Eros.
Es probable que sus bajos niveles de hierro y el
hecho de que sus temperaturas jamás alcanzaron el punto de fusión intervengan en esta
diferenciación. La homogeneidad espectral del
asteroide Eros, combinada con las mediciones
del campo de gravedad, las características
estructurales y las indicaciones de coherencia
estructural sugieren que el asteroide Eros es un
fragmento de un cuerpo principal más grande
resultante de una colisión.
La misión NEAR, una misión vanguardista
del Programa Discovery de la NASA, amplió sustancialmente nuestro conocimiento de los
Oxígeno
105
Hierro
Silicio
Oxígeno
104
Hierro
Detector externo
Detector interno
103
0
2,000
4,000
6,000
8,000
10,000
Energía, keV
1
Imágenes finales del asteroide Eros:
rango 1,150 m (3,773 pies)
3
Imágenes finales del asteroide:
rango 250 m (820 pies)
2
Imágenes finales del asteroide:
rango 700 m (2,300 pies)
4
Imagen más cercana
final del asteroide
> Aterrizaje en el asteroide Eros. La localización del área de aterrizaje planeada de la nave NEAR
Shoemaker (extremo superior derecho) se muestra en este mosaico de imágenes (círculo amarillo)
tomadas el 3 de diciembre de 2000, desde una altura orbital de 200 km [124 millas]. Los sistemas de
generación de imágenes de la nave NEAR realizaban registraciones (4 imágenes inferiores), a medida
que la nave espacial llevaba a cabo un aterrizaje controlado sobre la superficie del asteroide Eros. Con
un rango de 1,150 m, la nave NEAR captó una imagen que abarca 54 m [177 pies] de la superficie del
asteroide (1). La roca grande que aparece en el extremo inferior izquierdo de la imagen mide 7.4 m
[24 pies] de ancho. La nave NEAR registró luego otras imágenes con rangos de 700 m (2) y 250 metros
(3), seguidos de la última imagen, antes de aterrizar (4), con un rango de 120 m [394 pies]. El campo
de visión en esta última imagen mide 6 m [20 pies] de ancho. La roca grande que aparece en el extremo superior de la imagen mide 4 m [12 pies] de ancho. El área rayada de la parte inferior indica que
se produjo pérdida de señal cuando la nave espacial se posó en el asteroide durante la transmisión
de la imagen. Una vez en la superficie, el sistema GRS generó datos del espectro de rayos gamma
durante un período de siete días (gráfica, extremo superior izquierdo). Estos datos científicos fueron
los primeros recolectados en la superficie de un asteroide. El instrumento de rayos gamma posee dos
sensores (líneas roja y azul) que detectaron los rasgos sísmicos claros de los elementos clave de la
composición del asteroide Eros. Estos datos, que sobrepasan en calidad todos los datos acumulados
por este instrumento desde la órbita, ayudaron al equipo científico de la misión NEAR a relacionar la
composición del asteroide Eros con la de los meteoritos que cayeron en la Tierra. (Imágenes, cortesía
de la NASA/JHUAPL).
Oilfield Review
cuerpos primitivos del sistema solar. Si bien los
datos devueltos por la nave espacial NEAR han
revelado muchos secretos de los asteroides, aún
quedan varios interrogantes sin responder y más
cosas por aprender de misiones futuras.
Exploración de los gigantes de gas
La misión Cassini tiene por meta explorar Saturno,
sus numerosas lunas ya conocidas y las que aún
quedan por descubrir. Dirigido por el Laboratorio
de Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA, con sede
en Pasadena, California, EUA, la misión Cassini es
un esfuerzo conjunto emprendido por la NASA, la
Agencia Espacial Europea (ESA) y la agencia espacial italiana (ASI, por sus siglas en italiano).
Constituye uno de los esfuerzos más ambiciosos en
materia de exploración espacial planetaria.40
Debido al bajo nivel de luz solar que llega a
Saturno, no es factible utilizar equipos solares
como fuente de energía. Los ingenieros utilizaron un conjunto de generadores termoeléctricos
radioisotópicos, similares a los empleados en las
misiones Galileo y Ulises, previas a ésta. Con
estos sistemas, el calor proveniente de la declinación natural del plutonio 238 se aprovecha
para generar la electricidad destinada a operar
los sistemas de la nave espacial Cassini.
La nave espacial Cassini está provista de 18
instrumentos, 12 en la órbita y otros seis en la
sonda Huygens, que está diseñada para separarse
de la nave espacial principal y del paracaídas a
través de la atmósfera de Titán; la luna más grande de Saturno. En estos momentos, los 12 instrumentos que están en la órbita realizan estudios
detallados de Saturno: sus lunas, sus anillos y su
entorno magnético (extremo inferior).
El Espectrógrafo Óptico Ultravioleta (UVIS),
un instrumento basado en los sensores y en los
paquetes de programas de Schlumberger, destinado a operar en ambientes rigurosos tales
como los que se encuentran en las operaciones
de adquisición de registros de pozos de petróleo
y gas (abajo), representa la clave de la misión
científica de la nave Cassini. Actualmente el
espectrógrafo UVIS ayuda a los científicos a
HDAC
HSP
h
grap
tro
spec
FUV
> Obtención de imágenes de los anillos de Saturno. El Espectrógrafo Óptico
Ultravioleta (UVIS) es un conjunto de telescopios utilizados para medir la luz
ultravioleta proveniente de las atmósferas, los anillos y las superficies del sistema Saturno. El espectrógrafo UVIS posee dos canales o instrumentos espectrográficos: el canal ultravioleta extremo y el canal ultravioleta lejano (FUV).
Cada instrumento se encuentra alojado en un soporte de aluminio y cada uno
contiene un telescopio reflector, un espectrómetro de rejilla cóncava y un detector contador de pulsos ópticos. El espectrógrafo UVIS incluye además un
canal fotométrico de alta velocidad (HSP), un canal de una célula de absorción de hidrógeno-deuterio (HDAC) y un equipo de electrónica y control.
(Imagen, cortesía de la NASA/Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial).
Antena de alta ganancia de 4 m
Antena de baja ganancia (1 de 2)
Brazo del magnetómetro
de 11 m
Recinto del radar
Antena del subsistema
de ondas de radio/plasma
(1 de 3)
Sonda Huygens
de la misión a Titán
Instrumentos de
teledetección
Generador
termoeléctrico
radioisotópico
(1 de 3)
Motor 445N (1 de 2)
> Preparando la nave Cassini para su vuelo. Los técnicos reubican y nivelan el orbitador Cassini en las Instalaciones de Tratamiento de Cargas Útiles
del Centro Espacial Kennedy en julio de 1997, después de apilar la sección del equipo superior de la nave sobre el módulo de propulsión (izquierda).
Se muestran los sistemas primarios del orbitador (derecha). (Imágenes, cortesía de la NASA/JPL).
Verano de 2006
59
determinar la química atmosférica, la naturaleza de las nubes y de los sistemas de anillos, y
el equilibrio de energía atmosférica existente en
Saturno y su luna Titán.
El espectrógrafo UVIS comprende un grupo de
telescopios que miden la luz ultravioleta proveniente de las atmósferas, anillos y superficies del
sistema de Saturno. El instrumento posee dos espectrógrafos: el canal ultravioleta distante (FUV),
ubicado a una distancia de entre 110 y 190 nm, y
el canal ultravioleta extremo (EUV), que se halla
a una distancia de entre 56 y 118 nm.
Los canales FUV y EUV del espectrómetro UVIS
requieren diferentes detectores para optimizar la
sensibilidad con respecto al rango de longitud de
onda requerido por el proyecto Cassini. En colaboración con el Laboratorio de Física Atmosférica y
Espacial (LASP) de la Universidad de Colorado,
Schlumberger diseñó la respuesta del detector
para que cumpliera con esos requisitos.
El detector FUV fue montado mediante la utilización de un fotocátodo de yoduro de cesio con
una ventana de fluoruro de magnesio. Este detector fue sellado al vacío e incluyó una bomba que
mantuvo un vacío ultra-elevado durante el montaje y el lanzamiento de la nave espacial. Una vez
en el espacio, el detector fue ecualizado con respecto al vacío del espacio para el viaje a Saturno.
El detector EUV utiliza un fotocátodo de bromuro de potasio y no posee ventanas, ya que la
transmisión de todas las sustancias conocidas es
muy pobre en este rango de longitud de onda
corta. Afortunadamente, el bromuro de potasio
es un fotocátodo muy robusto y puede verse
expuesto al aire seco durante el breve lapso que
se necesita para las pruebas y el montaje. Una
vez que estuvo en el vacío del espacio, se abrió la
cubierta del detector y esto permitió que la luz
ingresara al instrumento.
Ambos detectores utilizan placas de microcanales seleccionadas especialmente (MCP). Hace
mucho tiempo que se aplica la tecnología MCP en
los instrumentos de generación de imágenes para
vuelos espaciales. Los procedimientos de control
de la calidad implementados durante la fabricación permitieron que sólo se utilizaran MCP con
densidades de defecto muy bajo para el montaje
final. No bien se dispuso de una MCP, los científicos de LASP y Schlumberger trabajaron en forma
conjunta durante el proceso de montaje final.
Luego, las unidades fueron transportadas a los
laboratorios de la NASA para las pruebas finales.
En el Centro de Tecnología de Schlumberger
en Princeton (PTC), Nueva Jersey, se montaron
dos detectores FUV y dos detectores EUV que
cumplían con los estrictos requisitos vigentes en
materia de calidad para viajes espaciales a
60
Saturno. Dos detectores fueron designados como
unidades de vuelo, mientras que el segundo conjunto se mantuvo en reserva como refuerzo.
El espectrógrafo UVIS incluye además un
canal fotométrico de alta velocidad (HSP), una
célula de absorción de hidrógeno-deuterio
(HDAC) y un equipo de electrónica y control.
Los científicos están utilizando el HSP para realizar mediciones del ocultamiento estelar de la
estructura y densidad del material de los anillos
de Saturno.
La nave Cassini fue lanzada el 15 de octubre
de 1997, desde Cabo Kennedy, Florida, a bordo
del cohete Titán IVB/Centauro, el vehículo de
lanzamiento espacial más poderoso de la flota
estadounidense (abajo). Después de colocarse a
la nave Cassini en órbita alrededor de la Tierra,
se disparó la etapa superior para enviar la nave
en una trayectoria interplanetaria que finalmente la llevaría a Saturno.
La nave Cassini voló dos veces más allá de
Venus, y luego una pasando la Tierra y Júpiter. La
velocidad de la nave espacial con respecto al Sol
aumentaba a medida que se aproximaba y sobrevolaba alrededor de cada planeta, lo que le
brindó a la nave Cassini el refuerzo acumulativo
que necesitaba para llegar a Saturno con un
consumo mínimo de combustible. Después de
alcanzar Saturno, la nave Cassini encendió su
motor principal durante unos 96 minutos, lo que
redujo la velocidad de la nave espacial y permitió
que fuera capturada en una órbita alrededor de
Saturno. El 5 de enero de 2005, la nave Cassini
liberó su sonda Huygens, de fabricación europea,
hacia Titán.
Trayecto a una luna distante
De un diámetro superior al del planeta Mercurio, Titán es una de las lunas más interesantes
del sistema solar. La superficie de esta luna se
mantiene oculta por debajo de una atmósfera
opaca que es 50% más densa que la de la Tierra
(próxima página, arriba a la derecha).
La atmósfera de Titán está cargada de una
bruma de color naranja con tonalidades marrones compuesta de moléculas orgánicas
complejas que caen como lluvia desde el cielo
hasta la superficie. La mayoría de los científicos
está de acuerdo en que las condiciones climáticas que prevalecen en Titán son demasiado frías
para que se haya desarrollado vida; aunque existen teorías sobre la posibilidad de que existan
formas de vida en lagos cubiertos de hidrocarburos líquidos que son calentados por el calor
interno del planeta.
Swingby de Venus 04/26/98
Swingby de Venus 06/24/99
Llegada a Saturno
07/01/04
Órbita de
Júpiter
Órbita de la Tierra
Maniobra en el espacio profundo
12/03/98
Órbita de Venus
Lanzamiento 10/15/97
Órbita de
Saturno
Swingby de Júpiter
12/30/00
Swingby de la Tierra 08/18/99
> Lanzamiento de la nave Cassini. Un vehículo de lanzamiento Titán IVB/Centauro lanzó la nave espacial
Cassini y la sonda Huygens adosada a uno de sus lados, al espacio, desde el Complejo de Lanzamiento
40 de la Estación Aérea de Cabo Kennedy, en Florida. En esta vista se observan la carga útil de 20 m
[66 pies] de largo y 5 m [17 pies] de ancho, sobre el vehículo que sostiene la nave espacial Cassini. La
trayectoria de vuelo interplanetario planificada de la nave Cassini (inserto) comenzó con el lanzamiento desde la Tierra el 15 de octubre de 1997, seguido de los sobrevuelos con maniobras de asistencia
gravitacional de Venus, la Tierra y Júpiter. Los sobrevuelos con maniobras de asistencia gravitacional
de los diferentes planetas están destinados a incrementar la velocidad de la nave espacial en relación
con el Sol para que pueda llegar a Saturno. Con la trayectoria con asistencia gravitacional, la nave
Cassini tardó más de 6 años y medio en llegar a Saturno. (Imágenes, cortesía de la NASA).
Oilfield Review
Velocidad de ingreso: 6.2 km/s
1,000
Desaceleración máxima: 10gn a 25 gn
500
300
Despliegue del paracaídas principal
Altura, km
192
Se abre la
lumbrera de
admisión del
instrumento
Lanzamientos
del reductor
de velocidad
170
Despliegue del paracaídas
utilizado para el frenado
La sonda
realiza un
reconocimiento
de superficie
0
0
2.5
Tiempo, horas después del ingreso
> Descenso en Titán. La sonda Huygens analizó la atmósfera de Titán y registró un volumen significativo de datos e imágenes en su viaje a la superficie
de Titán. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL).
La sonda Huygens ingresó en la atmósfera de
Titán el 14 de enero de 2005, desplegó sus paracaídas y comenzó sus observaciones científicas
durante un descenso a través de la atmósfera
densa de la luna, que insumió cerca de 21⁄2 horas
(arriba).41 Los instrumentos instalados a bordo de
la sonda detectaron una temperatura de superficie de 94K en el lugar de aterrizaje. Las imágenes
tomadas por la sonda durante el descenso mostraron canales superficiales que parecían indicar
la presencia de lluvia o flujo de fluidos, posiblemente en forma de metano líquido. Se observó
que había dorsales de hasta 100 m de altura cerca
del área de aterrizaje (derecha). Se detectaron
grandes cantidades de metano en la atmósfera
inferior, con predominio de nitrógeno en la
atmósfera superior. No se observó presencia de
oxígeno, tal vez porque está ligado en el agua congelada. Esto también impediría la formación de
dióxido de carbono.
Las pruebas de laboratorio recrearon las
mediciones de impactos obtenidas del penetrómetro transportado a bordo. Estas pruebas
indican que la superficie del área de aterrizaje
puede estar compuesta de partículas finas con
una costra de poco espesor. Las mediciones del
acelerómetro sugieren que la sonda se introdujo
entre 10 y 15 cm [4 y 6 pulgadas] dentro de la
superficie. El calor proveniente de los instru41. Agencia Espacial Europea–Cassini-Huygens:
http://huygens.esa.int/science-e/www/object/
index.cfm?fobjectid=36396 (Se accedió el 13 de
abril de 2006).
Verano de 2006
> Imagen de Titán. En esta vista infrarroja de Titán, se muestran los rasgos
del hemisferio delantero, incluyendo el arco brillante de Hotei en forma de
media luna (a la derecha del centro), a menudo aludido como “la sonrisa” por
los investigadores. La vista está centrada en la región brillante conocida
como Xanadu. La imagen fue tomada con la cámara de angular estrecho de
la nave Cassini, utilizando un filtro espectral sensible a las longitudes de
ondas de luz infrarroja, centradas en 938 nm, y se adquirió a una distancia de
aproximadamente 1.3 millón de km [800,000 millas] de Titán. (Imagen, cortesía
de NASA/JPL/Instituto de Ciencia del Espacio).
> Bajo la atmósfera de Titán. La vista en perspectiva de la superficie de Titán cerca del área de aterrizaje de la sonda Huygens (extremo superior) está codificada en color, indicando el azul la altura más
baja y el rojo, la más alta. La superficie total cubierta por la imagen es de aproximadamente 1 por 3 km
[0.6 por 2 millas]. Se obtuvo un par de imágenes (inserto) del generador de imágenes de descenso/radiómetro espectral Huygens. La imagen de la izquierda se generó desde 14.8 km [9 millas] por encima
de la superficie con el generador de imágenes de alta resolución y la de la derecha, desde una altura
de 6.7 km [4 millas], con el generador de imágenes de resolución intermedia. (Imágenes, cortesía de
ESA/NASA/JPL/Universidad de Arizona/USGS).
61
mentos luego evaporó el metano líquido del
suelo y lo descargó alrededor de la nave espacial
como gas metano. La sonda Huygens siguió obteniendo mediciones y transmitiendo datos a la
nave Cassini durante 72 minutos, después del
aterrizaje, hasta que las limitaciones existentes
en materia de energía y el deterioro de la nave
espacial ocasionado por las condiciones de
superficie extremas presentes en Titán produjeron una pérdida de señal.
Exploración del planeta anillado
Aparte de Titán, más lunas de mayor variedad que
las de cualquier otro planeta orbitan a Saturno.
Hasta ahora, las observaciones realizadas desde
la Tierra y las efectuadas por naves espaciales
han encontrado satélites saturninos que oscilan
desde pequeños cuerpos del tamaño de un asteroide hasta cuerpos tan grandes como Titán.
Por su tamaño, Saturno es el segundo planeta
del sistema solar. Como los otros planetas exteriores gaseosos—Júpiter, Urano y Neptuno—posee
una atmósfera integrada en su mayor parte por
hidrógeno y helio, y al igual que aquellos, está
rodeado de anillos. Los característicos anillos brillantes de Saturno están compuestos por
partículas de hielo y roca y pueden ser tan pequeños como un grano de arena o incluso llegar a ser
grandes como casitas.
Aunque la cara de Saturno parece calma, el
planeta presenta una atmósfera barrida por el
viento en la que una corriente de chorro ecuatorial sopla a 1,800 km/h [1,118 mi/h], y tormentas
arremolinadas se agitan por debajo de la parte
superior de las nubes. Las primeras exploraciones realizadas por la nave espacial Pioneer 11 de
la NASA en 1979, y la Voyager 1 y 2 en 1980 y
1981, constataron que Saturno posee un
ambiente magnético inmenso y complejo donde
los protones y electrones atrapados interactúan
entre sí, y con el planeta, los anillos y las superficies de muchas de las lunas de Saturno.
Desde la Tierra, los anillos de Saturno semejan ser sólo bandas monolíticas, mientras que en
realidad constan de miles de anillos y pequeños
aros, con partículas que a veces están dispuestas
en órbitas complicadas por la interacción gravitacional de pequeñas lunas que no habían sido
observadas previamente desde la Tierra (arriba,
a al derecha). Los científicos están utilizando
datos del espectrógrafo UVIS en modelos de
computación detallados para simular el complejo
movimiento de estos anillos.
Como mayor planeta después de Júpiter,
Saturno posee un volumen que es más de 750
veces el de la Tierra. En combinación con la baja
62
> Exploración de los anillos de Saturno. Las imágenes obtenidas durante la orbitación de la nave espacial Cassini alrededor de Saturno muestran la variación composicional de sus anillos (extremo superior).
El color rojo de la imagen indica los anilletes más esparcidos que comprenden probablemente partículas “más sucias” y posiblemente más pequeñas que las de los anilletes turquesa más helados. La
banda roja, a aproximadamente tres cuartas partes del camino hacia el exterior, es conocida como el
Vacío o la Discontinuidad de Encke. Esta imagen fue tomada con el Espectrógrafo Óptico Ultravioleta
(UVIS), que es capaz de resolver los anillos para mostrar rasgos de hasta 97 km [60 mi] de ancho; es
decir, con una resolución unas 100 veces superior a la resolución de los datos ultravioletas obtenidos
por la nave espacial Voyager 2. La vista en falsos colores del anillo A de Saturno (extremo inferior
izquierdo) también fue tomada con el espectrógrafo UVIS. El anillo es el más azul del centro, donde
los bloques gravitacionales son mayores. La banda negra más espesa del anillo es el Vacío o Discontinuidad de Encke y la banda negra delgada más a la derecha es el Vacío o Discontinuidad de Keeler.
El inserto (extremo inferior derecho) corresponde a una simulación por computadora de unos 150 m
[490 pies] de ancho, que ilustra la región de partículas heladas del anillo A. (Imágenes, cortesía de la
NASA/JPL/Universidad de Colorado).
densidad del planeta, menos de la mitad de la del
agua, su rápida rotación promueve una acumulación de material cerca del ecuador. Saturno tiene
la forma de una pelota achatada; su diámetro de
polo a polo es de sólo 108,728 km [67,560 millas],
en tanto que el diámetro ecuatorial es de unos
120,536 km [aproximadamente 74,898 millas].
A diferencia de los planetas internos rocosos
como la Tierra, Saturno no tiene superficie sobre
la cual se pueda aterrizar. Simplemente, una
nave espacial que descendiera a su atmósfera
notaría que los gases circundantes se tornan
más densos y la temperatura cada vez más alta;
finalmente la nave colisionaría y se fundiría. El
análisis detallado del campo gravitacional de
Saturno lleva a los astrónomos a considerar que
es probable que el interior más profundo de
Saturno conste de un núcleo rocoso fundido de
aproximadamente el mismo tamaño que el planeta Tierra, pero mucho más denso.
Los estudios espectroscópicos realizados por
la nave espacial Voyager verificaron que Saturno
está integrado por aproximadamente 94% de
hidrógeno y 6% de helio. El hidrógeno y el helio
son los componentes fundamentales de todos los
planetas de gas gigantes, y del Sol y las estrellas.
La gravedad por encima de las nubes de Saturno
es similar a la que se presenta cerca de la superficie de la Tierra. La temperatura que prevalece
cerca de la parte superior de las nubes es de
unos -139°C [-218°F], y se incrementa hacia el
núcleo del planeta debido a la mayor presión
atmosférica. Se prevé que en el núcleo la temperatura de Saturno es de alrededor de 10,000°C
[18,000°F].
El 21 de junio de 2005, el espectrógrafo UVIS
detectó emisiones aurorales provenientes de los
polos norte y sur de Saturno (próxima página,
arriba).42 Se considera que estas emisiones son
similares a las Luces Septentrionales de la Tierra; sin embargo, son invisibles a simple vista.
Las imágenes ultravioletas captaron todo el
óvalo de las emisiones aurorales a partir del gas
de hidrógeno excitado por el bombardeo de electrones. Las imágenes adquiridas con la técnica
de repetición (técnica de lapsos de tiempo) indican que las luces de la aurora son dinámicas, ya
que responden rápidamente a los cambios producidos en el viento solar.
Oilfield Review
Keeler y los patrones ondulados de los bordes de
la discontinuidad, que son generados por la
influencia gravitacional de la luna (izquierda,
extremo inferior).
El nuevo objeto, Dafne, posee unos 7 km
[4 millas] de diámetro y refleja aproximadamente
la mitad de la luz que cae sobre él; brillo típico de
las partículas de los anillos cercanos. A medida
que la nave Cassini siga explorando Saturno y sus
lunas, los científicos esperan descubrir más
secretos de este vasto sistema planetario.
> Luces australes de Saturno. Las imágenes de Saturno obtenidas con el espectrógrafo UVIS de la nave Cassini muestran emisiones aurorales en sus
polos, similares a las Luces Septentrionales de la Tierra. Las dos imágenes
UV son las primeras imágenes de la misión Cassini-Huygens que captaron el
“óvalo” entero de las emisiones aurorales en el polo sur de Saturno. Además,
muestran emisiones similares en el polo norte de Saturno. En estas imágenes
en falsos colores, el azul representa las emisiones aurorales de gas hidrógeno
excitadas por el bombardeo de electrones, mientras que el color rojo-naranja
representa la luz solar reflejada. Estas imágenes fueron tomadas con una
hora de diferencia; durante este tiempo, el punto más brillante en la imagen
de la aurora izquierda se desvanece y aparece un punto brillante en el centro
de la aurora, en la imagen de la derecha. (Imágenes, cortesía de la NASA/JPL/
Universidad de Colorado).
Luna
Perturbaciones
causadas por la luna
> Perturbaciones causadas por una luna pequeñísima. Esta imagen confirmó las sospechas previas
acerca de que una luna pequeña orbitaba en el estrecho Vacío o Discontinuidad de Keeler, en el anillo
A de Saturno. El Vacío o Discontinuidad de Keeler está situado a unos 250 km [155 millas] dentro del
borde exterior del anillo A de Saturno, que es además el borde exterior de los anillos principales brillantes. La nueva luna, Dafne, posee unos 7 km de diámetro y refleja aproximadamente un 50% de la luz
solar incidente. Los científicos pronosticaron la presencia de la luna y su distancia orbital con respecto
a Saturno después de julio de 2004, cuando observaron la existencia de perturbaciones en la estructura del anillo del borde externo del Vacío o Discontinuidad de Keeler. Estas imágenes se obtuvieron
con la cámara de angular estrecho de la nave Cassini el 1° de mayo de 2005, a una distancia de
aproximadamente 1.1 millón de km [680,000 millas]. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL/Instituto de
Ciencia del Espacio).
Nuevas lunas
Había sólo 18 lunas conocidas que orbitaban a
Saturno cuando la nave espacial Cassini comenzó
su misión a Saturno en 1997. Durante la travesía
de siete años de la nave Cassini, los telescopios
instalados en la Tierra revelaron otras 13 lunas.
Poco después de que la nave espacial llegara a
Saturno, el equipo de la nave Cassini descubrió
otras dos lunas diminutas: Metona y Palena. Estas
dos nuevas lunas poseen un diámetro que oscila
entre aproximadamente 3 km [1.8 millas] y 4 km
[2.5 millas].
Verano de 2006
Los científicos sospechaban que se podían
encontrar más lunas saturninas diminutas dentro de las discontinuidades de los anillos de
Saturno. El 1º de mayo de 2005, mediante la utilización de una secuencia de imágenes
adquiridas con la técnica de repetición con las
cámaras de la nave Cassini, los astrónomos confirmaron la presencia de una luna muy pequeña
oculta en una discontinuidad del anillo A de
Saturno.43 Las imágenes muestran el objeto diminuto en el centro del Vacío o Discontinuidad de
Signos de una atmósfera
Aunque la luna Encelado está cubierta de hielo
compuesto de agua, como otras lunas de
Saturno, exhibe una superficie inusualmente
pareja con muy pocos cráteres de impacto. De
un diámetro de sólo 500 km [310 millas], la luna
Encelado encajaría en el Estado de Arizona.
Incluso pese a su pequeño tamaño, esta luna
muestra una de las superficies más interesantes
de todos los satélites helados. Esta luna refleja
aproximadamente el 90% de la luz solar incidente como si estuviera cubierta de nieve recién
caída, lo que la ubica entre los objetos más
reflectores del sistema solar. Aunque antes se
pensaba que la luna Encelado era una masa
rocosa fría y muerta, los datos obtenidos por la
nave espacial Cassini indican evidencias de volcanismo de hielo, lo que podría explicar sus
características de superficie pareja.
En julio de 2005, los instrumentos de la nave
Cassini detectaron una nube de vapor de agua
sobre el polo sur de la luna y fracturas calientes
donde el hielo que se evapora probablemente
provee la nube de vapor.44 Hasta ahora, la luna
Encelado es el más pequeño de los cuerpos
encontrados que presenta pruebas de volcanismo activo. Los científicos teorizan que los
puntos calientes de la superficie helada y agrietada de la luna probablemente hayan sido
producidos por el calor proveniente de la energía de las mareas como los volcanes en la luna Ío
de Júpiter. Su superficie geológicamente joven,
de hielo a base de agua, suavizada por el calor
de abajo, se asemeja a las superficies de las
lunas Europa y Ganímedes de Júpiter.
42. Laboratory for Atmospheric and Space
Physics–Cassini-UVIS Mission to Saturn and
Titan:http://lasp.colorado.edu/cassini/whats_new/ (Se
accedió el 13 de abril de 2006).
43. NASA/Laboratorio de Propulsión a Chorro–Cassini Finds
an Active, Watery World at Saturn’s Enceladus:
http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/media/
cassini-072905.html (Se accedió el 13 de abril de 2006).
44. NASA/ Laboratorio de Propulsión a Chorro, referencia 43.
63
Encelado
Flujo de
plasma caliente
Saturno
Nube de vapor
> Campos magnéticos oscilantes. La concepción de este artista muestra la
detección de una atmósfera dinámica en Encelado, la luna helada de Saturno.
El magnetómetro de la nave Cassini está diseñado para medir la magnitud y la
dirección de los campos magnéticos de Saturno y sus lunas. Durante los tres
sobrevuelos cercanos de la nave Cassini a la luna Encelado, que tuvieron lugar
el 17 de febrero, el 9 de marzo y el 14 de julio de 2005, el instrumento detectó
una torsión del campo magnético alrededor de dicha luna, causada supuestamente por las corrientes eléctricas generadas por la interacción de las partículas atmosféricas y la magnetósfera de Saturno. La gráfica muestra el
campo magnético observado por la nave Cassini, además de la nube de vapor
prevista, emitida desde el polo sur de la luna Encelado. El magnetómetro de la
nave Cassini observó la torsión del campo magnético consistente con su
drapeado en torno a un objeto conductor. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL).
A
B
Estrella Lambda
de Escorpión
Luz de la estrella
Luz de la estrella
Bellatrix
Julio
Febrero
> Indicaciones de una atmósfera. El 11 de julio de 2005, el espectrógrafo óptico ultravioleta de la nave
Cassini observó la estrella Bellatrix mientras pasaba detrás de la luna Encelado, tal como se
visualiza desde la nave espacial. Se observó que la luz de la estrella se desvanecía cuando se
acercaba a dicha luna, lo que indicaba la presencia de una atmósfera aislada en el polo sur (A).
El espectrógrafo óptico ultravioleta indicó que la atmósfera correspondía a vapor de agua en base
a las características de absorción presentes en el espectro de la estrella. Los colores muestran la
señal de la estrella no desvanecida (azul), en comparación con la señal de la estrella desvanecida
(rojo). Cuando Bellatrix resurgió desde detrás de la luna Encelado, no se observó desvanecimiento
de la luz de la estrella. En otro ocultamiento (B) de la estrella Lambda perteneciente a la constelación de Escorpión, no se detectó ningún signo de existencia de atmósfera, lo que implica que la
atmósfera está localizada en dirección hacia el polo sur. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL/Instituto
de Ciencia del Espacio).
La nave Cassini voló a 175 km [109 millas]
de distancia de la luna Encelado el 14 de julio de
2005. Los datos recabados durante ese sobrevuelo confirman una atmósfera extendida y
dinámica. Esta atmósfera fue detectada por primera vez por el magnetómetro de la nave
Cassini, durante un sobrevuelo distante realizado previamente ese año (izquierda).
El magnetómetro de la nave Cassini detectó
perturbaciones en el campo magnético causadas
por pequeñas corrientes de gas ionizado proveniente de la atmósfera existente alrededor de esta
luna. Dichas perturbaciones pudieron ser detectadas por ese magnetómetro mucho antes de que se
lograran utilizar los instrumentos de generación
de imágenes para confirmar este hallazgo.
A medida que la nave Cassini se acercaba a
este pequeño cuerpo, los instrumentos de generación de imágenes lograron obtener mediciones
que demostraron la composición del gas, y además confirmaron la presencia de una atmósfera.
Los espectrómetros de iones y de masa natural y
el espectrómetro UVIS mostraron que la atmósfera meridional contiene vapor de agua
(izquierda, extremo inferior). El espectrómetro
de masa constató que el vapor de agua comprende aproximadamente un 65% de la
atmósfera, estimándose el hidrógeno molecular
en un 20% aproximadamente. El resto es, en su
mayor parte, dióxido de carbono y cierta combinación de nitrógeno molecular y monóxido de
carbono. La variación de la densidad del vapor de
agua con la altitud sugiere que el vapor de agua
proviene de una fuente localizada, comparable
con un punto caliente geotérmico. Los resultados
ultravioletas proveen sólidos indicios de la presencia de una nube de vapor local. El hecho de
que la atmósfera persista en este mundo de baja
gravedad, en lugar de escaparse al espacio,
indica que la luna es lo suficientemente activa
desde el punto de vista geológico para reponer el
vapor de agua a un ritmo lento y continuo.
Las imágenes de alta resolución muestran
que el polo sur posee un aspecto aún más joven y
más fracturado que el resto de la luna Encelado,
completo con bloques helados que poseen el
tamaño de grandes casas, y grietas o fallas largas
y azuladas (próxima página, arriba).
Otro instrumento de la nave Cassini, el espectrómetro infrarrojo compuesto (CIRS), demuestra
que el polo sur es más caliente que lo previsto
(próxima página, abajo). Se constató que cerca
del ecuador las temperaturas alcanzaban un valor
helado de 80K. Los científicos consideran que los
polos deben de ser incluso más fríos debido al bajo
45. Sagan C: Cosmos. New York City: Carl Sagan
Productions and Random House (1980): 4.
64
Oilfield Review
El desafío del espacio
Los adelantos alcanzados en tecnología, sobre
todo durante los últimos 100 años, han ayudado a
modificar la forma en que visualizamos la Tierra,
nuestro sistema solar y el universo que se
extiende más allá de ellos. Desde los primeros
comienzos de la industria de exploración y producción (E&P), los ingenieros, los geocientíficos y
muchos otros hombres y mujeres dedicados al
tema han sido pioneros en la exploración de nuestro medio ambiente espacial interno. Hoy en día,
el mismo espíritu innovador y, en muchos casos,
tecnologías similares, nos están haciendo trascender los límites del ambiente de la Tierra hacia
la vastedad desconocida del espacio exterior.
Los ejemplos presentados en este artículo
constituyen sólo algunos de los aportes efectuados
por la industria de servicios de campos petroleros
a la exploración espacial. En el futuro podemos
esperar que se aplique más tecnología terrestre
en la búsqueda del conocimiento de lo extraterrestre. El astrofísico Carl Sagan, ya fallecido,
escribió: “A menudo la imaginación nos llevará a
mundos que jamás existieron. Pero sin ella no
vamos a ninguna parte.”45 Esta imaginación y esta
creatividad son las que han impulsado a la industria de E&P a explorar en profundidad por debajo
de la superficie de la Tierra y las que inevitablemente lanzarán las primeras expediciones de perforación a Marte y aún más lejos.
—DW
Verano de 2006
> Obtención de imágenes de la luna Encelado. Esta vista (extremo superior izquierdo) es un mosaico
de cuatro imágenes de alta resolución obtenidas con la cámara de angular estrecho de la nave
espacial Cassini durante su sobrevuelo cercano a Encelado, la luna helada de Saturno. La vista
tiene aproximadamente 300 km [186 millas] de ancho y muestra una diversidad de fallas, fracturas,
pliegues, cubetas y cráteres. Las imágenes se obtuvieron con luz visible, a distancias oscilantes
entre 26,140 y 17,434 km [16,246 y 10,833 millas]. El terreno polar sur de la luna Encelado (extremo
inferior izquierdo) aparece salpicado con grandes bloques de hielo en la imagen de la cámara de
gran angular; se muestran más detalles en la imagen tomada con la cámara de angular estrecho
de alta resolución (inserto). Las dos imágenes fueron adquiridas a una altura de aproximadamente
208 km [129 millas]. La vista en color mejorada de la luna Encelado (derecha) corresponde
principalmente al hemisferio sur. El terreno polar sur está marcado por un conjunto sobresaliente de
fracturas “azules” y se encuentra circundado por una llamativa cadena de pliegues y cordones
continuos. Este mosaico es una vista en falso color que contiene imágenes tomadas con longitudes
de onda que van desde la porción ultravioleta hasta la porción infrarroja del espectro óptico.
(Imágenes, cortesía de la NASA/JPL/ Instituto de la Ciencia del Espacio).
Mapa de la temperatura de la Luna Encelado
85
Temperatura, kelvin
nivel de energía recibida del Sol. No obstante, las
temperaturas promedio del polo sur llegaban a
85K, valor mucho más alto que lo esperado. Las
áreas pequeñas del polo, concentradas cerca de
las fracturas, son aún más cálidas; con temperaturas superiores a 140K en algunos lugares.
Los científicos consideran que las temperaturas son difíciles de explicar si la luz del sol es
la única fuente de calor. Es más probable que
una porción de la región polar, incluso las fracturas observables, sea calentada por el calor que
escapa desde el interior. La evaporación de este
hielo “caliente” en varias localizaciones dentro
de la región podría explicar la densidad de la
nube de vapor de agua detectada por los instrumentos de la nave Cassini. Cómo una luna de
500 km [310 millas] de diámetro puede generar
tanto calor interno y porqué ese calor está concentrado en el polo sur sigue siendo un misterio.
De un modo similar a los instrumentos de
adquisición de registros de pozos múltiples que
operan conjuntamente a gran profundidad por
debajo de la superficie de la Tierra, el descubrimiento de una atmósfera en la luna Encelado se
logró gracias a un arreglo de sensores diferentes
que trabajaron en forma sinérgica para adquirir
datos y obtener su máximo valor científico.
80
75
70
65
Temperaturas pronosticadas
Temperaturas observadas
> Un polo sur caliente. Este mapa representa la temperatura superficial de la
luna Encelado, como la ve el espectrómetro infrarrojo compuesto. Las temperaturas observadas incluyeron un punto caliente inesperado en el polo sur. En
promedio, la región es 15K más caliente que lo esperado; en ciertos lugares,
se observaron puntos calientes de más de 140K. Los puntos más calientes se
alinean con las fajas de fracturas azules visibles en la imagen previa (arriba).
(Imágenes, cortesía de la NASA/JPL/Centro de Vuelo Espacial Goddard).
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