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Del interior de la Tierra al espacio

Joel Lee GrovesJohn SimonettiStefan VajdaWolfgang ZieglerPrinceton Junction, Nueva Jersey, EUA

Jacob I. TrombkaCentro de Vuelo Espacial GoddardGreenbelt, Maryland, EUA

Por su colaboración en la preparación de este artículo, seagradece a Edward Durner, Steve Meddaugh, Jim Rodericky 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.

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.

Los ingenieros y científicos involucrados en elPrograma de Perforación Oceánica, sustentadocon fondos internacionales, iniciaron operacio-nes de perforación submarina en el año 1961para explorar la capa exterior dura de la cortezaterrestre o litosfera. Los científicos utilizaronherramientas y técnicas desarrolladas para laexploración de petróleo y gas con el fin de do-cumentar la deriva continental y generar unvolumen sustancial de datos relacionados con latectónica de placas.1

En el año 2004, unos ingenieros que se encon-traban realizando perforaciones en el OcéanoÁrtico, en la cresta de la dorsal de Lomonosov,

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 depozos 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 yRack FR: “Perforación de pozos profundos en losocéanos con fines científicos: Revelación de lossecretos de la Tierra,” Oilfield Review 16, no. 4(Primavera de 2005): 26–41.

4. La aceleración se expresa a menudo en unidades deaceleración de la gravedad normal (gn), lo que se definecomo 9.80665 m/s2 y equivale aproximadamente a laaceleración debida a la gravedad sobre la superficieterrestre, a nivel del mar.

Un frío día de febrero de 2001, una nave espa-cial aterrizó en 433 Eros, un asteroide entre lasórbitas de Marte y Júpiter. La nave espacialhabía completado su viaje de cinco años parainvestigar por primera vez cuestiones funda-mentales relacionadas con la naturaleza y elorigen de los objetos existentes en las proximi-dades de la Tierra.

Las demandas técnicas de la misión En-cuentro con un Asteroide Cercano a la Tierra(NEAR)-Shoemaker eran inmensas. Un equipomultidisciplinario de científicos e ingenieros dela Administración Nacional de la Aeronáutica ydel Espacio de EUA (NASA) fue seleccionado de

entre diversos recursos científicos e industriales,incluyendo la industria del petróleo y el gasorientada predominantemente hacia el estudiodel interior de la Tierra.

La aplicación de tecnologías desarrolladaspara la exploración de petróleo y gas en pro-gramas científicos no es práctica nueva. Lastecnologías de campos petroleros a menudo hansido empleadas para beneficio de la ciencia. Porejemplo, los proyectos de perforación de pozosprofundos llevados a cabo en tierra firme y en lamayoría de los grandes océanos del mundo hancontribuido a nuestro conocimiento tanto delpasado como del futuro del planeta Tierra.

> Galaxia espiral distante. El Telescopio Espacial Hubble captó esta imagen de luz dejada por la galaxiaespiral NGC1300 hace más de 69 millones de años. Las espirales barradas difieren de las galaxiasespirales normales en que los brazos del objeto no surgen desde su centro sino que están conecta-dos a los dos extremos de una barra recta de estrellas que en su centro contiene el núcleo. Con laresolución del telescopio Hubble, se revelan detalles finos, nunca antes vistos, el disco, abultamiento ynúcleo a lo largo de los brazos de la galaxia. El núcleo muestra su propia estructura en espiral quemide aproximadamente 3,300 años luz. La imagen fue construida a partir de muestras tomadas enseptiembre de 2004 con la Cámara Avanzada para Levantamientos. (Imagen, cortesía de la NASA).

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proporcionaron las primeras evidencias de queel Ártico no tenía hielo y era cálido hace alre-dedor de 56 millones de años.2 Los científicosanalizaron núcleos recuperados en el proyectode perforación para determinar cuándo, por quéy cómo había cambiado la temperatura delÁrtico. Además aprendieron sobre la actual ten-dencia al calentamiento global.3

La comprensión de los procesos fundamenta-les que tienen lugar en la profundidad de lacorteza terrestre ha contribuido a nuestro cono-cimiento de muchos de los hechos ocurridos enel interior de la Tierra, incluyendo la actividadvolcánica, las placas tectónicas, las fluctua-ciones climáticas y los procesos químicos ytermodinámicos que conducen al depósito deminerales.

En la mayoría de los casos, los hidrocarburosse encuentran en ambientes casi inaccesibles.Las herramientas y los sensores son exigidos almáximo conforme se realizan perforaciones cadavez más profundas en la corteza terrestre, dondeson comunes las altas temperaturas y altas pre-siones y las vibraciones excesivas, y donde losesfuerzos y los impactos alcanzan a miles deveces la aceleración de la gravedad (gn).4 Lasherramientas y los instrumentos asimismo, debensobrevivir a amplitudes térmicas extremas, desdela superficie fría del Ártico hasta temperaturas demás de 204ºC [400ºF] en el ambiente de fondo depozo. Los instrumentos de perforación, adquisi-ción de registros y mediciones han evolucionadopara hacer frente a estos desafíos. En la actuali-dad, las herramientas e instrumentos deexploración y producción de petróleo y gas estándiseñados para operar durante períodos prolonga-dos de exposición a esos entornos inclementes yson sometidos a exhaustivas pruebas para sopor-tar esas condiciones.

De un modo similar, las fuerzas que se expe-rimentan cuando se lanza y acelera un vehículoen el espacio pueden ser traumáticas para loscomponentes de los equipos. Por ejemplo, elchoque de la separación en la etapa pirotécnicapuede alcanzar más de 4,000 gn, sometiendo a ungran esfuerzo tanto al vehículo como a su cargaútil. Una vez en el espacio, según la orientacióncon relación al Sol, las temperaturas extremasoscilan entre más de 100ºC [212ºF] y menos de-200ºC [-328ºF]. Debido a la necesidad de operaren entornos rigurosos, los paquetes de herra-mientas e instrumentos diseñados para laperforación de pozos profundos son intrínseca-mente aplicables a otros ambientes desafiantes,tales como el espacio exterior.

Ya sea en la exploración del espacio interiorcon fines científicos, en la búsqueda de petróleo

y gas o en el sondeo de las inmensidades del espa-cio exterior, el deseo de explorar ha impulsado lahistoria de las civilizaciones modernas. Esteimpulso ha desembocado, al menos en parte, enla conquista de la Luna en la década de 1960, loque marcó el comienzo de una nueva generaciónen materia de exploración y viajes espaciales.

Más recientemente, naves espaciales tales comoel Telescopio Espacial Hubble (HST), ayudadopor tecnologías desarrolladas para la explora-ción de petróleo y gas, han escudriñado desde laórbita de la Tierra cada vez con más agudeza yprofundidad el universo que reside más allá denuestro sistema solar (página anterior).

A medida que avanzamos de la exploracióndel espacio interior a la del espacio exterior, lasherramientas y técnicas desarrolladas paraexplorar bien por debajo de la superficie terres-tre están contribuyendo a develar los misteriosde nuestro sistema solar y los confines del espa-cio. En este artículo comentamos algunos de losaportes recientes que han hecho a la explora-ción espacial los científicos e ingenieros de laindustria del petróleo y el gas. Si bien la misiónde la nave espacial NEAR ya ha concluido, latecnología de campos petroleros existente abordo del telescopio HST y de la nave Cassini-Huygens en Saturno continúan ampliandonuestros conocimientos y trazando el rumbo ennuestra búsqueda de más conocimientos.

El objetivo del telescopio HubbleA lo largo de la historia, lo que entendíamos deluniverso se limitaba al alcance de nuestra vista.La invención del telescopio expandió nuestravisión y permitió a Copérnico, Kepler y Galileoen los siglos XVI y XVII, hacer observaciones quedemostraban que la Tierra no era el centro deluniverso.5 Durante el siglo XVIII, el desarrollodel telescopio ayudó a los científicos a investigarel cosmos. Con telescopios cada vez más grandesy mejores, gradualmente se han ido descu-briendo y documentando planetas, estrellas ynebulosas invisibles a simple vista.

Aún a principios del siglo XX la mayor partede los astrónomos creía que el universo estabacompuesto por una sola galaxia, la Vía Láctea;una colección de estrellas, polvo y gas en la vaste-dad del espacio. Sin embargo, el universo talcomo lo conocíamos cambió en 1924, cuando elastrónomo estadounidense Edwin Hubble utilizóel Telescopio Hooker de 2.54 m [100 pulgadas] enel Monte Wilson, cerca de Los Ángeles, paraobservar miles de millones de otras galaxias másallá de la Vía Láctea.6

Para astrónomos como Edwin Hubble, siem-pre ha existido un gran obstáculo para lograruna clara visión del universo: la atmósfera de laTierra. Los gases y las partículas flotantes en laatmósfera obnubilan la luz visible, hacen que lasestrellas centelleen o brillen, y obstaculizan oabsorben totalmente los rayos infrarrojos, ultra-violetas, gamma y las longitudes de onda de losrayos X.

Para minimizar la distorsión atmosférica, loscientíficos construyeron observatorios en lascimas de las montañas, lejos de las zonas congran radiación de luz o brillo en el cielo, como seobserva cerca de las grandes ciudades. Con esteesfuerzo se obtuvieron éxitos de diversos grados.En la actualidad, la óptica adaptativa y otras téc-

nicas de procesamiento de imágenes han mini-mizado pero no han eliminado totalmente losefectos de la atmósfera.7

En 1946, el astrofísico de la Universidad dePrinceton Lyman Spitzer documentó los benefi-cios potenciales de contar con un telescopio enel espacio, bien por encima de la atmósferaterrestre. Luego del lanzamiento del satélitesoviético Sputnik en 1957, la NASA colocó en laórbita de la Tierra dos observatorios astronómi-cos orbitales (OAO). Los OAO realizaron un grannúmero de observaciones ultravioletas y estable-cieron los principios básicos para el diseño,fabricación y lanzamiento de futuros observato-rios espaciales.8

Grupos científicos, estatales e industrialessiguieron explorando el espacio y planeando elpróximo paso más allá del programa OAO. Spit-zer logró el apoyo de otros astrónomos paraconstruir un gran telescopio orbital, que mástarde recibió el nombre de Telescopio EspacialHubble, y en 1969 la Academia Nacional de Cien-cias aprobó el proyecto.9

El Centro de Vuelo Espacial Goddard de laNASA en Greenbelt, Maryland, EUA, fue el res-ponsable de diseñar el instrumento y de realizarel control terrestre del observatorio espacial. En1983, se creó el Instituto de Ciencia TelescópicaEspacial (STScl) en la Universidad Johns Hopkinsde Baltimore, Maryland. El personal del STSclmanejó el tiempo y los datos de observación deltelescopio. La NASA eligió el Centro de VueloEspacial Marshall en Huntsville, Alabama, EUA,como centro conductor de la NASA a cargo deldiseño, desarrollo y construcción del telescopioespacial. La empresa Perkin-Elmer Corporation,actualmente denominada Hughes Danbury Opti-cal Systems, desarrolló el arreglo telescópicoóptico y el sistema de sensores de guía fina (FGS).

El 24 de abril de 1990, luego de numerosasdemoras del proyecto, el trasbordador espacialDiscovery se elevó de la Tierra llevando al telesco-pio HST en su bodega de carga. Al día siguiente, eltelescopio espacial del tamaño de un autobús detransporte escolar fue puesto en órbita terrestrebaja (abajo). Libre de la distorsión atmosférica, el

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> Servicio de mantenimiento del Telescopio Espacial Hubble (HST). El Trasbor-dador Espacial Discovery, en su misión STS 82, eleva el HST de su bodega decarga después de la segunda misión de servicio del Hubble. Con un peso delanzamiento de 11,304 kg [25,000 lbm], la estructura principal del Hubble mide13 m [42.6 pies] de largo por 4.27 m (14 pies) de ancho. Sus paneles solaresgemelos abarcan 13.7 m [45 pies] cuando están desplegados. El telescopio ensí es una configuración de reflexión denominada Cassegrain, que comprendeun espejo primario de 2.4m [94.5 pulgadas], y un espejo secundario de 30 cm[12.2 pulgadas]. (Imagen, cortesía de la NASA).

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gigantesco espejo del telescopio comenzó sumisión de reunir fotones desde lugares tan lejanoscomo el borde del universo conocido.

Para el buen rendimiento del telescopio HSTes de importancia crítica que se mantenga en elobjetivo durante largos períodos. Las ondas elec-tromagnéticas emitidas desde objetos distantes amenudo son leves o débiles, de modo que el teles-copio debe permanecer perfectamente posicionadomientras se reúnen fotones en cantidades suficien-tes para formar una imagen. Con este fin, losingenieros han utilizado la tecnología de tubosfoto-multiplicadores para campos petroleros deSchlumberger para diseñar el Sistema FGS.10

Un FGS es básicamente una cámara orienta-ble hacia el objetivo capaz de obtener medicionescelestiales, fijándose sobre estrellas guía y pro-porcionando datos para maniobrar el telescopio.11

Se utilizan dos FGS para apuntar el telescopiohacia un objetivo astronómico y para mantenerese objetivo dentro del campo visual del telesco-pio; el tercer FGS se puede utilizar paramediciones astrométricas.12

El sistema FGS puede mantener una preci-sión de apuntamiento de 0.007 arcosegundos, loque permite que el sistema de control de apun-tamiento (PCS) mantenga el telescopio Hubble

Schlumberger (abajo).14 Estos PMT están basa-dos en la misma construcción sólida que seutiliza para los instrumentos de adquisición deregistros de pozos. El fotocátodo se fabricó uti-lizando la misma tecnología que los tubosempleados en aplicaciones de servicios de cam-pos petroleros. Para el caso del telescopio HST,los PMT fueron diseñados con sensibilidad porencima de un rango espectral de 400 a 700nanómetros (nm), con una eficiencia de aproxi-madamente 18% en el extremo azul del espectroelectromagnético y disminuyendo en forma linealhasta aproximadamente 2% en el extremo rojo.

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 mediantela reducción de los efectos de la distorsión óptica quecambia rápidamente y que se origina típicamente encambios producidos en las condiciones atmosféricas. Laóptica adaptativa funciona midiendo la distorsión y com-pensándola rápidamente mediante el uso de espejos omaterial deformable con propiedades de refracciónvariables.

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,BradyJ, Flaum C, Melcher C, Roscoe B, Vittachi A y Schnorr D:“Saturation Monitoring With the RST Reservoir SaturationTool,” 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 accedióel 14 de marzo de 2006).Una estrella guía es una de las muchas estrellasbrillantes utilizadas para el posicionamiento y latriangulación de los telescopios.

12. La astrometría es una rama de la astronomía que seocupa de las posiciones de las estrellas y otros cuerposcelestiales, sus distancias y movimientos.

13. Un segundo de arco, o arcosegundo, es una unidad demedición angular que comprende una sexta parte de unarcominuto, 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 unobjeto de 1 diámetro unitario, a una distancia de360x60x60/(2π) ≈ 206,265 unidades, tal como(aproximadamente) 1 cm a 2.1 km.

14. Los interferómetros fueron utilizados por primera vez porMichaelson, quien recibió el Premio Nobel en 1907 porun trabajo en el que utilizó un interferómetro óptico paramedir con precisión la velocidad de la luz.

Espejos selectoresde estrellas

Grupo de corrección

Prisma de desviación

Espejo guíaFiltros (5 en rueda)

Prisma separadorde haces

Prisma Koesters

Lente de doblete (4)

Tubo fotomultiplicadorcon arreglo de lentespuntiformes (4)

Espejo colimador deforma esférica imperfecta

PMT B

Diafragmade campo

Diafragmade campoLente de

campoLente decampo

Doblete positivo

PrismaKoestersSeparador

de haces dieléctrico

Frente de ondaincidenteÁngulo Alfa

A C

D

B

Doblete positivo

PMT A

Banco óptico

apuntando a su objetivo durante tiempos deexposición de la cámara de 10 o más horas.13 ElPCS combina una serie de subsistemas de senso-res diferentes para lograr esta precisión deapuntamiento de milisegundos. Este nivel deexactitud y precisión es comparable con dirigirun rayo láser a un objetivo del tamaño de unauña desde una distancia de 442 km [275 millas].

Dentro del receptáculo de cada instrumentoFGS se encuentran dos interferómetros de ciza-lladura ortogonales, de luz blanca, suselementos ópticos y mecánicos relacionados ycuatro tubos fotomultiplicadores S-20 (PMT) de

> Orientación del telescopio Hubble. La luz del Arreglo Telescópico Óptico (OTA) HST es interceptada porun 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 unespejo colimador de forma esférica imperfecta y guiados hacia los elementos ópticos del arregloselector 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 conrespecto al prisma Koesters (derecha). A medida que el frente de onda rota alrededor del Punto B, lafase relativa de los rayos transmitidos y reflejados cambia en función del ángulo alfa. Cuando el vectorde propagación del frente de onda está paralelo al plano de la superficie dieléctrica, las intensidadesrelativas 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 sistemade 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)].

Cada uno de los interferómetros FGS constade un separador de haces polarizador seguido dedos prismas Koesters. Para medir la dirección dela luz emitida por una estrella guía, se orientan lospares de prismas Koesters perpendiculares entresí. El ángulo del frente de onda en los planos X e Yprovee la orientación angular precisa de la estre-lla guía con relación a la trayectoria óptica deltelescopio HST. Estos datos, una vez cargados enel PCS, se utilizan para controlar la orientacióndel telescopio respecto de la estrella guía.

Además de guiar el telescopio HST, los senso-res FGS, por su exactitud, son útiles paramediciones astrométricas de alta precisión.Estas mediciones permiten a los científicosdeterminar las posiciones precisas y los movi-mientos de las estrellas. Los sensores FGS

pueden proporcionar las posiciones de las estre-llas con una precisión 10 veces mayor que lasmediciones obtenidas con los telescopios instala-dos en tierra. Los científicos emplean lasmediciones astrométricas para definir el tembloren el movimiento de las estrellas que podría suge-rir la presencia de un compañero planetario(izquierda). Los movimientos de las estrellastambién pueden determinar si un par de estrellasrepresenta un sistema estelar binario verdadero osi es simplemente un binario óptico.15

Con la ayuda de elementos de la tecnologíade campos petroleros, el Telescopio EspacialHubble continúa su tarea hasta la fecha. Loscientíficos están utilizando instrumentos como

el telescopio HST con el fin de explorar las zonasmás lejanas del universo y descubrir secretos delpasado para avanzar hacia el futuro.

Asteroides de nuestro sistema solarUn poco más cerca de casa, las tecnologías desa-rrolladas para uso en campos petroleros estánayudando a los científicos a explorar los asteroi-des en nuestro sistema solar. Estas enormesmasas de roca son objetos primordiales que hanquedado después de la formación del sistemasolar. Algunos científicos han sugerido que losasteroides son los restos de un protoplaneta des-truido en una colisión masiva. No obstante, laopinión que prevalece es que los asteroides son

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+

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A

B

C

D

> Cinturón principal de asteroides. El cinturón de asteroides es una región del sistema solar situadaaproximadamente entre los planetas Marte y Júpiter, donde se puede encontrar la mayor concentra-ción de órbitas de asteroides. La región principal del cinturón contiene alrededor del 93.4% del totalde planetas menores numerados. Los asteroides de tipo Troya ocupan dos regiones centradas 60ºadelante y detrás de Júpiter. Se conocen varios cientos de Troyanos de la población total, que se esti-ma en unos 2,300 objetos de más de 15 km [9 millas] de ancho y muchos más de menor tamaño; lamayoría de esos objetos no se mueve en el plano de la órbita del planeta sino en órbitas inclinadasde hasta 40º.

Marte

Mercurio

VenusTierra

Júpiter

Asteroidesde tipo Troya

Asteroidesde tipo Troya

Unidades astronómicas

0 2.7 5.21.5

Cinturónprincipal deasteroides> Estrellas binarias verdaderas. Cada una de las

dos estrellas de un sistema binario verdaderoorbita en torno al centro de la masa del sistema.Las leyes del movimiento planetario de Kepler ri-gen la forma en que cada estrella orbita en tornoal centro de la masa. En afelio (A), cada una delas dos estrellas se encuentran en los puntos másalejados de sus respectivas órbitas. En perihelio(C), las estrellas están en los puntos más cercanos.

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residuos de materia rocosa que nunca lograronconsolidarse para formar planetas.

La teoría de los científicos es que los planetasdel sistema solar se formaron a partir de unanebulosa de gas y polvo que se fusionó para for-mar un disco de granos de polvo alrededor delSol, que se encontraba en desarrollo. Dentro deldisco, los granos diminutos de polvo se consolida-ron para constituir cuerpos cada vez más grandesdenominados planetesimales, muchos de los cua-les finalmente se concretaron en planetasdurante un período de 100 millones de años. Noobstante, más allá de la órbita de Marte, la inter-ferencia gravitacional de Júpiter impidió elcrecimiento de cuerpos protoplanetarios dediámetros de más de 1,000 km [620 millas] apro-ximadamente.16

La mayoría de los asteroides está concen-trada en un cinturón orbital entre Marte yJúpiter (página anterior, a la derecha). Estasrocas espaciales orbitan alrededor del Sol talcomo lo hacen los planetas, pero no tienenatmósfera y poseen muy poca gravedad. Losasteroides de este cinturón están compuestospor una importante cantidad de material; si jun-táramos todos los asteroides se formaría uncuerpo de alrededor de 1,500 km [930 millas] dediámetro, aproximadamente la mitad deltamaño de la luna de la Tierra.17

No todos los asteroides están tan alejados enel cinturón de asteroides. Algunos, denominadosasteroides cercanos a la Tierra (NEA), poseenórbitas que los aproximan a la Tierra. Los astró-nomos creen que los NEA son fragmentos

despedidos del cinturón principal de asteroidesa causa de una colisión entre asteroides o porperturbaciones gravitacionales de Júpiter. Algu-nos NEA también podrían ser los núcleos decometas de corta vida, ya extinguidos.

Dado que históricamente muchos asteroideshan colisionado con la Tierra y su luna, la com-prensión de su composición y origen puede serde importancia clave para nuestro pasado asícomo para nuestro futuro. Los científicos creenque los componentes químicos básicos de la viday gran parte del agua de la Tierra pueden haberllegado en asteroides o cometas que bombar-dearon el planeta en las primeras etapas de sudesarrollo (arriba). Una teoría ampliamenteaceptada sugiere que un asteroide que medía porlo menos 10 km [6 millas] de ancho chocó contrala Tierra hace unos 65 millones de años, cau-sando extinciones masivas entre muchas formasde vida, incluidos los dinosaurios.

Los astrónomos sospechan que los aproxima-damente 800 NEA descubiertos hasta la fecharepresentan tan sólo un pequeño porcentaje de supoblación total. El más grande que se conoce hastael momento es el 1036 Ganímedes, con un diáme-tro de aproximadamente 41 km [25.5 millas]. LosNEA con diámetros de más de 1 km [0.6 millas]se conocen como asteroides potencialmentepeligrosos, lo que sugiere que si chocaran con laTierra, podrían amenazar la vida tal como laconocemos.

De los más de 700 asteroides potencialmentepeligrosos conocidos, uno de los más grandes esTutatis, un asteroide de casi 1.6 km [1 milla] de

largo que orbita alrededor del Sol a una distan-cia de medio grado del plano orbital de la Tierra.En diciembre de 1992, Tutatis pasó dentro de las0.024 unidades astronómicas (UA), o 9.4 dis-tancias lunares de la Tierra.18 Luego, el 29 deseptiembre de 2004, la trayectoria orbital deTutatis lo colocó dentro de 0.01 UA de la Tierra;el mayor acercamiento de cualquier asteroidegrande producido en el siglo XX.

Aunque los astrónomos han conocido la exis-tencia de los asteroides por casi 200 años, hastahace poco sus propiedades básicas, su relacióncon los meteoritos encontrados en la Tierra y susorígenes seguían siendo un misterio. La NASA yla comunidad científica, impulsados tanto por eldeseo de comprender los asteroides como por laamenaza que los NEA de más de 1 km de diáme-tro representan para la Tierra, pusieron enmarcha los planes para el proyecto NEAR.

15. El término estrella binaria se refiere a un sistema deestrellas dobles, o a una unión de dos estrellas en unsistema, en base a las leyes de la atracción. Cualquierpar de estrellas estrechamente espaciadas entre sípodría aparecer desde la Tierra como un par deestrellas dobles cuando, en realidad, es un parconstituido por una estrella cercana y una lejana, conuna gran separación en el espacio. Estos sistemas seconocen 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 queexiste entre la Tierra y el Sol, o aproximadamente149,000,000 km [92,500,000 millas].

> Impacto sobre la Tierra. Un asteroide que chocó contra la Tierra hace unos 49,000 años laceró lasuperficie dejando un cráter de 1.2 km [0.7 millas]. Esta vista aérea muestra la expresión dramáticadel cráter en el paisaje árido de Arizona, EUA. (Imagen cortesía de D. Roddy, del Servicio Geológicode EUA, y del Instituto Lunar y Planetario).

Una misión vanguardistaEn 1990, la NASA introdujo un nuevo programade misiones planetarias denominado programaDiscovery. En 1991, se seleccionó la primeramisión; un encuentro con un asteroide cercano ala Tierra, el 433 Eros. El Laboratorio de FísicaAplicada de la Universidad Johns Hopkins(JHUAPL) fue elegido para dirigir el proyecto, yen 1995 se despachó la nave espacial NEAR haciael Centro Espacial Kennedy en Florida.19

Descubierto en 1898, el asteroide Eros es unode los más grandes y mejor observados.20 Condimensiones de 33 por 13 por 13 km [21 por 8 por 8millas], el asteroide Eros posee aproximadamenteel tamaño de Manhattan, Nueva York, EUA (abajo)

y cuenta con casi la mitad del volumen de todos losasteroides cercanos a la Tierra juntos.

Este gran asteroide en forma de papa tipo Ses uno de los más alargados. Orbita alrededordel Sol rotando sobre su eje una vez cada 5.27horas, con un perihelio de 1.13 UA y un afelio de1.78 UA (abajo).21

La nave NEAR partió de la Tierra rumbo alasteroide Eros el 17 de febrero de 1996, montadosobre el vehículo de lanzamiento Delta II. Unaño más tarde, el 18 de febrero de 1997, la naveNEAR alcanzó su punto más distante del Sol,2.18 UA, estableciendo un nuevo récord de dis-tancia para una nave espacial con instrumentalalimentado por células solares.

Al final de su misión quinquenal, la naveNEAR se hallaba a la vanguardia como naveespacial por varias razones: la primera naveespacial con instrumental alimentada exclusiva-mente por células solares que operó más allá dela órbita de Marte, la primera en encontrarse conun asteroide tipo C, la primera en encontrarsecon un asteroide cercano a la Tierra, la primeraen orbitar alrededor de un cuerpo pequeño, y laprimera nave espacial en aterrizar en un cuerpopequeño.

La misión científica NEARAntes de la misión NEAR, nuestro conocimientode los asteroides provenía principalmente de

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Matilde Gaspra Ida

Manhattan

Silueta delasteroide Eros

> Silueta del gran asteroide Eros (rojo) se super-pone sobre la isla de Manhattan, Ciudad de NuevaYork, ilustrando el tamaño relativo del asteroide.

> Acercamiento al asteroide Eros. Esta imagen del hemisferio sur del asteroide Eros ofrece una vista alarga distancia del terreno cubierto de cráteres del asteroide. (Imagen, cortesía de la NASA/JHUAPL).

> Primer plano de los asteroides. Se muestran vistas de los tres asteroides de los que se obtuvieronimágenes cercanas con naves espaciales, antes de la llegada de la nave NEAR al asteroide Eros. Laimagen 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 espacialGalileo en 1991 y 1993, respectivamente. Estos tres objetos se presentan en la misma escala. La partevisible del asteroide Matilde tiene 59 km de ancho por 47 km de largo [37 por 29 millas]. (Imágenes,cortesía de la NASA/JHUAPL).

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tres fuentes: los sensores remotos con base enTierra, los datos obtenidos de los sobrevuelos dela misión Galileo de los dos asteroides tipo S per-tenecientes al cinturón principal, el 951 Gaspra yel 243 Ida, y los análisis de laboratorio de losmeteoritos recuperados después de su impactocon la Tierra.

Aunque los astrónomos tienen la teoría deque la mayoría de los meteoros son el resultadode la colisión de asteroides, éstos pueden no sertotalmente representativos de todos los materia-les comprendidos en los NEA.22 Resulta muydifícil establecer lazos claros entre tipos demeteoritos y tipos de asteroides.23

Algunos asteroides tipo S parecen ser frag-mentos de cuerpos que estuvieron sometidos aun proceso de derretimiento y diferenciaciónsustancial, en tanto que otros consisten de loque parecen ser materiales primitivos no derre-tidos, como las condritas.24 Los científicos creenque los asteroides tipo S no derretidos puedenhaber preservado las características del ma-terial sólido a partir del cual se formaron losplanetas interiores.

Los sobrevuelos de la misión Galileo propor-cionaron las primeras imágenes de asteroides dealta resolución a principios de la década de1990. Las imágenes revelaron superficies com-plejas cubiertas de cráteres, fracturas, surcos yvariaciones de colores sutiles (página anterior,derecha extremo inferior).25 Sin embargo, el ins-trumental de la nave Galileo no fue capaz de

medir la composición elemental, de modo queantes de la misión NEAR, los científicos seguíansin conocer a ciencia cierta la relación entre lascondritas ordinarias y los asteroides del tipo S.

Los ingenieros de la misión creían que losdatos suministrados por la nave NEAR, combina-dos con los obtenidos en los sobrevuelos de lamisión Galileo, ayudarían a los científicos aentender la relación entre los asteroides tipo S yotros cuerpos pequeños del sistema solar. Losobjetivos primarios de la misión NEAR eranencontrarse con un asteroide cercano a la Tierra,orbitar alrededor de él y llevar a cabo la primeraexploración científica de uno de estos asteroides.

La nave espacial NEARLos ingenieros diseñaron los sistemas de la naveNEAR para que funcionaran con energía solar yfueran simples y altamente redundantes.26

A bordo de la nave NEAR habían cinco instru-mentos diseñados para realizar observacionescientíficas detalladas de las propiedades físicasbrutas, la composición de la superficie y la morfo-logía del asteroide Eros. Estos cinco instrumentoseran el generador de imágenes multiespectral(MSI), un espectrómetro de infrarrojo cercano(NIS), un magnetómetro (MAG), un telémetroláser NEAR (NLR) y el espectrómetro combinadode rayos X y rayos gamma (XGRS) (arriba).

19. La nave espacial NEAR recibió el nuevo nombre deNEAR–Shoemaker en honor al geólogo planetarioEugene Shoemaker (1928–1997).

20. Farquhar RW: “NEAR Shoemaker at Eros: MissionDirector’s Introduction,” Johns Hopkins APL TechnicalDigest 23, no. 1 (2002): 3–5.

21. Los asteroides se clasifican en base al espectro dereflectancia y las características de reflexión de la luz, oalbedo, que son indicadores de la composición de lasuperficie. Los asteroides del tipo S (silíceos) predominanen la parte interna del cinturón principal de asteroides,mientras que los asteroides del tipo C (carbonáceos) seencuentran en las porciones central y externa delcinturón. Juntos, estos dos tipos dan cuenta deaproximadamente un 90% de la población de asteroides.Perihelio y afelio son los puntos orbitales más cercano ymás alejado del centro de atracción; en este caso, el Sol.

22. Un meteorito es una porción sólida de un meteoroideque sobrevive a su caída en la Tierra. Los meteoritos sedividen en meteoritos pétreos, férricos y férrico-pétreosy se clasifican adicionalmente de acuerdo con sucontenido mineralógico. Su tamaño oscila entremicroscópico y con varios metros de ancho. De las

muchas decenas de toneladas de material cósmico queingresa en la atmósfera de la Tierra todos los días, sólouna 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 compuestoprincipalmente por minerales silíceos que contienenhierro y magnesio. Las condritas son el tipo más comúnde meteorito, representando aproximadamente el 86%que cae a la Tierra. Se originan a partir de los asteroidesque nunca se fusionaron o experimentaron procesos dediferenciación. Como tales, poseen la misma composi-ción elemental que las nebulosas solares originales. Elnombre condritas proviene del hecho de que lascondritas contienen cóndrulos; pequeñas gotitasredondas de olivina y piroxeno que aparentemente secondensaron y cristalizaron en la nebulosa solar y luegose acumularon con otros materiales para formar unamatriz dentro del asteroide.

25. Cheng et al, referencia 23.26. Cheng et al, referencia 23.

Espectrómetro de rayos gamma

Espectrómetro de rayos X

Monitores solaresde rayos X

Telémetro láser NEAREspectrómetro deinfrarrojo cercano

Generador deimágenes multiespectral

Plataformade popa

Plataforma de proaPaneles laterales

Sistema de propulsión

Panel solar

> Sistemas de la nave espacial NEAR. Se muestran el diseño básico y los sistemas primarios de lanave NEAR. (Imagen, cortesía de la NASA/JHUAPL).

Espaciadores de teflón

Soporte Plataforma de popa

Espaciadorestermales

Detector derayos gamma

Conector

Grampa

Resorte

ResorteCuña de teflón

PMTpequeño

Acoplamientoóptico

Cristalde NaI (TI)

EscudoBGO PMT

grande

Acoplamientoóptico

> Sistemas de generación de imágenes XGRS. La gráfica muestra el sistema espectrómetro de rayos Xy 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 semonta en la plataforma de popa de la nave espacial NEAR (extremo superior derecho). El arreglo desensores (extremo inferior izquierdo) contiene el detector de NaI(Tl) posicionado en el escudo degermanato de bismuto en forma de copa (BGO) para reducir las señales de fondo indeseadas en casitres órdenes de magnitud. Los tubos fotomultiplicadores de Schlumberger (PMT), situados en cada unode los extremos, convierten la salida de la luz de los detectores de centelleos en señales eléctricas.(Imagen y diagrama, cortesía de la NASA/JHUAPL).

La herramienta MSI generó imágenes de lamorfología de la superficie del asteroide Eros conresoluciones espaciales de hasta 5 m [16.4 pies],en tanto que los científicos utilizaron el espec-trómetro NIS para medir la abundancia deminerales con una resolución espacial del ordende los 300 m [984 pies]. El magnetómetro MAGse utilizó para definir y mapear los campos mag-néticos intrínsecos del asteroide Eros.

Los científicos utilizaron el telémetro NLRpara mejorar los perfiles de la morfología de lasuperficie derivados de la cámara de generaciónde imágenes de la nave NEAR. El NLR es un altí-metro láser que mide la distancia entre la naveespacial y la superficie del asteroide, emitiendoun corto disparo de luz láser y registrando luegoel tiempo que requiere la señal para volver desdeel asteroide. Se emplearon clasificadores de datospara construir un modelo y un mapa topográficoglobal del asteroide Eros con una resolución espa-cial de aproximadamente 5 m.

La sonda XGRS fue la principal herramientautilizada para el análisis elemental de superficiey de la región cercana a la superficie del aste-roide Eros. Los científicos combinaron los datosde los instrumentos XGRS, MSI y NIS para pro-ducir mapas globales de la composición de lasuperficie del asteroide Eros.

El desarrollo del complejo sistema XGRScomenzó unos tres años antes del lanzamiento.El instrumento se diseñó para detectar y anali-zar las emisiones de rayos X y rayos gamma de lasuperficie del asteroide, desde alturas orbitalesde 35 a 100 km [22 a 62 millas]. Si bien es posi-ble realizar la espectroscopía de superficiesremotas durante las operaciones de sobrevuelode la nave, las mediciones obtenidas mientrasésta estaba en órbita posibilitan tiempos deobservación más prolongados y producen datosespectrales de mejor calidad.

Los rayos X emitidos por el Sol que brillasobre el asteroide Eros producen fluorescenciade rayos X a partir de los elementos contenidosen el milímetro [0.04 pulgada] superior de lasuperficie del asteroide. No habiendo una atmós-fera significativa que pudiera absorber de otromodo las emisiones de rayos X, los elementosemiten fluorescencias con niveles de energíaque son característicos de los elementos especí-ficos. Los científicos utilizaron la energía de lafluorescencia de rayos X detectada en el nivel de1 a 10 keV para inferir la composición elementalde la superficie.

La subunidad XRS consta de tres contadoresproporcionales idénticos, llenos de gas, que brin-dan una amplia superficie activa y, por lo tanto,

la sensibilidad necesaria para los sensores remo-tos. Se han empleado detectores similares en lasmisiones orbitales a la luna y, más reciente-mente, en las misiones Apolo.

Los tubos de gas de rayos X no son especial-mente sensibles a los cambios de temperatura, yaque el efecto de multiplicación depende más delnúmero de moléculas de gas que de la presión delgas. Sin embargo, la ganancia en los tubos de gases sensible a las variaciones de voltaje.

La espectrometría de rayos gamma propor-ciona una medición adicional de la composiciónelemental cerca de la superficie. El espectróme-tro de rayos gamma (GRS) detecta las emisionesde rayos gamma de línea discreta dentro de unrango de energía de 0.1 a 10 MeV. En estos nive-les de energía, el oxígeno [O], el silicio [Si], elhierro [Fe] y el hidrógeno [H] se excitan o seactivan radioactivamente debido a la afluenciacontinua de rayos cósmicos. El GRS tambiéndetecta los elementos naturalmente radioactivostales como el potasio [K], el torio [Th] y el ura-nio [U]. Estas mediciones han sido utilizadasdesde hace años en la adquisición de registros depozos de petróleo y gas para determinar la com-posición física y elemental de la roca yacimiento.

A diferencia de los rayos X de baja energía, losrayos gamma no son absorbidos tan fácilmente y,por lo tanto, pueden escapar de regiones situadasdebajo de la superficie, permitiendo que el espec-trómetro GRS revele la composición elemental, aprofundidades de hasta 10 cm [4 pulgadas] pordebajo de la superficie. Comparando el análisiselemental del XRS y del GRS, los científicos dedu-jeron la profundidad y el alcance de la capa depolvo, o regolito, que cubre la superficie del aste-roide Eros.27

El arreglo del detector central GRS estábasado en una unidad de centelleo reforzada deyoduro de sodio [Nal] activada con talio [TI],utilizada en las operaciones de adquisición deregistros de pozos de petróleo, diseñada yconstruida por Schlumberger (izquierda). Loscentelladores a base de NaI son muy utilizados enaplicaciones de herramientas de adquisición deregistros de fondo de pozo para obtener medi-ciones de densidad, radioactividad natural yespectros elementales. Por ejemplo, la herra-mienta de funciones múltiples de adquisición deregistros durante la perforación EcoScope utilizaun detector de Nal para obtener medicionesespectroscópicas durante la perforación.28 Otrasherramientas de adquisición de registros utilizandiferentes materiales.

Las interacciones de los rayos gamma conmateriales sólidos dependen de la energía de losrayos gamma y de la densidad y el númeroatómico de los materiales que se estén investi-

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Verano de 2006 55

gando. Estas interacciones se pueden clasificarpor el nivel de energía absorbida por el materialdel sustrato.

En los niveles de energía más bajos, prevaleceel efecto fotoeléctrico, o dispersión Compton. Eneste caso, se deposita sólo una fracción de laenergía de rayos gamma y el resto deja el mate-rial en forma de fotones de baja energía. En losniveles de energía de rayos gamma más altos, porencima de 3 MeV, predomina la producción depares.29

La identificación de las composiciones ele-mentales se realiza principalmente midiendo laenergía fotoeléctrica característica de las va-riedades nucleares individuales cuando sonexcitadas por una fuente de radiación externa, talcomo el viento solar u otros rayos cósmicos. Enlos niveles de energía más altos, el mecanismo deproducción de pares genera espectros bien defini-dos. De este modo, las mediciones GRS másprecisas se obtuvieron durante períodos de granactividad de erupción solar, cuando los niveles deenergía de rayos gamma se encontraban en supunto más alto.

Para mejorar la capacidad de identificaciónelemental del GRS, se diseñó un escudo detectoractivo en forma de copa especialmente para lanave NEAR. Fue fabricado con un solo cristal degermanato de bismuto [BGO]. La densa copa deBGO actuaba como centellador activo a la vez quebrindaba protección directa y pasiva frente alentorno local de rayos gamma, reduciendo asi-mismo las señales de fondo indeseadas.

El nuevo diseño reemplazó a los botalones lar-gos más caros y menos confiables utilizados enotras misiones para reducir las señales indeseadasprovenientes de la activación del propio cuerpo dela nave por la radiación cósmica. El GRS ademásbrindaba sensibilidad con respecto a la direcciónde la cual provenían los rayos gamma.

Desvío hacia un asteroide tipo CA principios de diciembre de 1993, los directoresde la misión NEAR en el Laboratorio de FísicaAplicada de la Universidad Johns Hopkinsrevisaron la lista de asteroides que podrían estarcerca de la ruta de vuelo de la nave NEAR(arriba). Se encontró que el asteroide 253 Matildeestaba dentro de las 0.015 UA, o aproximada-mente 2.25 millones de km [1.4 millón de millas],de la ruta orbital planeada para la nave NEAR.Los ingenieros calcularon que mediante unospequeños cambios en la trayectoria planeadapara la nave NEAR, la nave podría encontrase conel asteroide 253 Matilde con un cambio de veloci-

dad de tan solo 57 m/s [187 pies/s], valor que sehallaba bien dentro del margen de velocidad dela nave espacial.30

Si bien el asteroide oscuro había sido descu-bierto en 1985, poco era lo que se sabía sobre elasteroide Matilde. En nuevas observaciones astro-nómicas con telescopios instalados en tierra sevio que se trataba de un asteroide del tipo C conun período de rotación inusual de 15 días, casi unorden de magnitud más lento que la mayoría de losotros períodos de rotación de asteroides conocidos.

La nave NEAR se encontró con el asteroideMatilde en el camino al asteroide Eros despuésde efectuarse cinco maniobras de corrección dela trayectoria de aproximadamente 2 UA desdeel Sol.31 A esta distancia, la energía disponibledel sistema alimentado a energía solar de lanave había descendido casi un 75%. Con estaenergía limitada, los astrónomos sólo podían uti-lizar el MSI para explorar la superficie delasteroide y los datos de radiolocalización, antesy después del acercamiento, para poder determi-nar la masa del asteroide.

Durante el sobrevuelo, el asteroide Matildeejerció leve atracción gravitatoria sobre la naveespacial NEAR. Debido a la masa del asteroideMatilde, fue posible detectar en los datos deradiolocalización de la nave los efectos gravita-cionales ejercidos sobre la ruta de la nave NEAR.

Los datos de las estimaciones de la magnitudde las masas por radiolocalización, junto con lasaproximaciones volumétricas, ayudaron a loscientíficos a calcular la densidad aproximada delasteroide de 1.3 ± 0.3 g/cm3 [81.16 ± 18.73 lbm/pie3].Debido a sus espectros, el asteroide Matilde seconsideró similar, en lo que respecta a compo-sición, a los meteoritos de tipo condritascarbonáceas. No obstante, la densidad del aste-roide Matilde resultó ser la mitad del valoresperado, lo que implicó la existencia de una altaporosidad interna o bien un significativo espaciointersticial en el asteroide.

Los científicos obtuvieron imágenes del aste-roide Matilde a lo largo de un período de 25minutos, durante el acercamiento de la naveespacial a una distancia de 1,200 km [746 millas]y a una velocidad de 9.93 km/s [22,213 mi/h].

27. El regolito es una capa de material suelto, incluyendo elsuelo, el subsuelo y la roca disgregada, que cubre laroca firme de fondo. En la luna de la Tierra y en muchosotros cuerpos del sistema solar, está compuestoprincipalmente por los detritos producidos por losimpactos de los meteoritos y cubre la mayor parte de lasuperficie.

28. Para obtener más información sobre medicionesespectroscópicas 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 yWhite D: “Evaluación de formaciones durante laperforación,” Oilfield Review 17, no. 3 (Invierno de2005/2006): 4–25.

Sol

Órbita dela Tierra

Navegación con asistenciagravitacionalde la Tierra (Swingby)01/22/981,186 km de altura

Llegada al asteroide Eros01/09–02/06/99

Maniobra enel espacioprofundo03/07/97∆V = 215 m/s

Órbita delasteroide Eros

Lanzamiento 02/17/96C3 = 25.9 km2/s2

> Destino: Asteroide Eros. La nave espacial NEAR fue lanzada con éxito enfebrero de 1996, aprovechando la alineación única de la Tierra y el asteroideEros que tiene lugar sólo una vez cada siete años. Un cohete Delta II colocó lanave NEAR en una trayectoria de asistencia gravitacional de la Tierra durantedos años. La maniobra de asistencia gravitacional redujo la distancia del afelio,incrementando al mismo tiempo la inclinación de 0 a aproximadamente 10°.

29. La producción de pares es el método principal por elcual se observa la energía de los rayos gamma en lamateria condensada. Siempre que exista suficienteenergía disponible para crear el par, un fotón de altaenergía interactúa con un núcleo atómico y se creanuna partícula elemental y su antipartícula.

30. Dunham DW, McAdams JV y Farquhar RW: “NEARMission Design,” Johns Hopkins APL Technical Digest23, no. 1 (2002): 18–33.

31. Cheng et al, referencia 23.

Durante este intervalo, se generaron 534 imáge-nes con resoluciones fluctuantes entre 200 y 500 m [656 y 1,640 pies] (arriba).

Las imágenes obtenidas durante el sobre-vuelo al asteroide Matilde muestran un cuerpocon una superficie cubierta de cráteres. Almenos cuatro cráteres gigantes poseen diáme-tros comparables con el radio medio delasteroide de 26.5 km [16.5 millas]. La magnitudde los impactos requeridos para crear cráteres deestas dimensiones es significativa. Los científicossospechan que el asteroide Matilde no se separódurante estos impactos, debido a su alta porosi-dad. Los datos de laboratorio indican que laformación de cráteres en objetivos altamenteporosos es regida más por la compactación delmaterial del objetivo que por la fragmentación yla excavación.32 Los procesos de formación decráteres, controlados por las propiedades estruc-turales tales como la porosidad, producencráteres con paredes empinadas, bordes acen-tuados y pocas deyecciones, similares a losdetectados en las imágenes del asteroide Matilde.

Las imágenes muestran además que el aste-roide Matilde es llamativamente uniforme. Lasobservaciones de la nave NEAR no revelaron evi-dencia alguna de albedo regional, o variacionesespectrales, lo que implica una composiciónhomogénea. Además, el albedo medido fue con-sistente con las observaciones telescópicasterrestres.

Si bien se obtuvieron datos significativos conel sobrevuelo al asteroide Matilde, aún quedansin responder numerosos interrogantes acercade los asteroides del tipo C. La densidad delasteroide Matilde resultó inconsistente con losmeteoritos de tipo condritas carbonáceas en-contrados en la Tierra, y su superficie parece

homogénea. De modo que ahora la pregunta porresponder es qué conexión existe, si la hubiere,entre los asteroides oscuros y los meteorosencontrados en el sistema solar.

Detección de estallidos de rayos gammaLos estallidos de rayos gamma (GRB) siguensiendo uno de los grandes misterios de los astrofí-sicos desde su descubrimiento hace más de 30años. El Telescopio Espacial Hubble de la NASArealizó la primera observación de un objeto aso-ciado con un GRB, que fue detectado por elsatélite italiano BeppoSAX en febrero de 1997.33

Los científicos creen que las GRB son elresultado de explosiones masivas producidas enel universo distante, que emiten ondas de fotonesde alta energía. Las GRB parecen producirse dia-riamente y emanar desde porciones aleatoriasdel cielo. Constituyen los episodios más podero-sos que se conocen en el universo, emitiendo enun segundo tanta energía como la que emitirá elSol a lo largo de toda su vida. Los análisis espec-troscópicos de las débiles pero duraderas incan-descencias residuales ópticas de los GRB hanindicado, en varios casos, corrimientos Doppleren el espectro rojo que sugieren un origen cos-mológico para las GRB.34 El tiempo es crucialcuando se trata de llevar a cabo observaciones deseguimiento, ya que las incandescencias residua-les de las GRB se desvanecen rápidamente, tantoen el espectro radial como en el espectro óptico,lo que dificulta la localización de la fuente deemisión para los astrónomos.

Desde el año 1993, los astrónomos han utili-zado naves espaciales especialmente instrumen-tadas para ayudar a identificar la fuente de lasGRB. Entre las mismas se encuentran la naveUlises y otras varias naves espaciales cercanas a

la Tierra: el satélite BeppoSAX, el ObservatorioEólico, el Observatorio de Rayos Gamma Compton(CGRO) y el Explorador Sincrónico Rossi deRayos X. Desafortunadamente, estas naves espa-ciales cercanas a la Tierra se encuentran muypróximas entre sí para permitir una triangulacióndefinitiva de las localizaciones de los estallidos.

La pérdida del orbitador Pioneer Venus y dela nave Mars Observer a comienzos de la décadade 1990 implicó que los astrónomos carecierande una tercera fuente de detección para la trian-gulación precisa de los GRB en el espacioprofundo. La incorporación de la nave espacialNEAR a la red interplanetaria aumentó conside-rablemente la probabilidad de asociar un GRBcon una fuente en particular utilizando telesco-pios ópticos y radiales.

El GRS instalado a bordo de la nave NEAR nofue programado originalmente para iniciar sutrabajo hasta que la nave espacial llegara al aste-roide Eros. No obstante, durante el viaje alasteroide Eros, se hicieron modificaciones sim-ples en el software del sistema XGRS quepermitieron a los científicos utilizar el espectró-metro para la detección de GRB. Mediante laincorporación de la nave NEAR a la red interpla-netaria (IPN) GRB, y gracias al aprovechamientode las mejoras significativas introducidas en lavelocidad de los sistemas de telemetría y en lacapacidad computacional, la nave NEAR ayudó areducir los tiempos de detección y triangulaciónde los GRB, de meses a segundos.

A modo de ejemplo, los detectores de rayosgamma de las naves NEAR y Ulises registraronpor primera vez el estallido de rayos gammaGRB000301C el 1° de marzo de 2000.35 En uncomienzo, las coordenadas celestiales del esta-llido no estaban bien definidas pero, con losdatos de las naves espaciales NEAR y Ulises, seidentificó como fuente potencial un área delcielo de unos 4.2 arcominutos de ancho y 180grados de longitud. Una segunda posición delExplorador Sincrónico Rossi de Rayos X redujoel error a 4.2 grados de longitud y 8.7 arcominu-tos de ancho. La triangulación de los tres puntosde medición redujo aún más la zona de emisiónde rayos gamma a un cuadrado de 50 arcominu-tos, permitiendo así una exploración mucho másrápida del cielo con el telescopio HST y otrostelescopios instalados en tierra.

A lo largo de un período de 15 meses, que seextendió desde diciembre de 1999 hasta febrerode 2001, la IPN, incluyendo la nave espacialNEAR, detectó más de 100 GRB.36 De los 100GBR, 34 fueron localizados en forma suficiente-mente rápida y precisa como para posibilitarobservaciones de seguimiento con telescopiosópticos y radiales. Las supuestas localizaciones

56 Oilfield Review

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 inme-diatamente después del máximo acercamiento de la nave espacial NEAR alasteroide. 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] dediámetro. Los bordes elevados de los cráteres sugieren que parte del materialeyectado desde estos cráteres recorrió sólo distancias cortas antes de volvera caer en la superficie; las secciones rectas de algunos bordes de cráteresindican la influencia de las fallas o fracturas grandes sobre la formación decráteres. El asteroide Matilde tiene al menos cinco cráteres de más de 20 km[12 millas] de diámetro, en aproximadamente el 60% de la masa visualizadadurante el sobrevuelo de la nave NEAR. (Imagen, cortesía de la NASA/JHUAPL).

Verano de 2006 57

de las emisiones GRB fueron determinadas conprecisiones del orden de varios arcominutos.Uno de los resultados más interesantes fue ladetección de un GRB originado en la constela-ción austral Carina. Las observaciones ópticasde un corrimiento al rojo extremo indicaron quela fuente del GRB se encontraba a aproximada-mente 12,500 millones de años luz de la Tierra,lo que lo convertía en el GRB más distante quese hubiera detectado.

Develando los secretos del asteroide ErosLa nave espacial NEAR ingresó en la órbita delasteroide Eros el 14 de febrero de 2000, comen-zando su misión de un año destinada a explorarel asteroide Eros. Las características orbitalesvariaban entre elípticas y circulares y acercarona la nave NEAR a 35 km [22 millas] de la super-ficie del asteroide Eros. Luego, a casi seis añosde su lanzamiento, los ingenieros de JHUAPLllevaron la misión NEAR a su culminación conun exitoso descenso controlado en la superficiedel asteroide Eros.

Si bien la misión principal de la nave espa-cial NEAR era la investigación de la mineralogía,composición, campos magnéticos, geología y ori-gen del asteroide Eros, la nave NEAR obtuvoinformación mucho más detallada durante suencuentro orbital con Eros.

Las imágenes, la altimetría láser y las me-diciones de la ciencia de ondas de radioproporcionaron fuertes evidencias de que el aste-roide Eros es un asteroide consolidado, y sinembargo fracturado, con una cubierta de regolitoque varía considerablemente en profundidadentre aproximadamente cero y 100 m [328 pies],en ciertas áreas.37 Los científicos creen que lapresencia de cráteres unidos y bien definidos esindicativa de la resistencia de cohesión existenteen el asteroide. Las imágenes de superficie mues-tran la relación geométrica de los surcos y loscortes presentes en la superficie, lo que sugiere

que la roca es competente y no una aglomera-ción de rocas más pequeñas ligadas entre sí sincohesión.

El campo de gravedad en el asteroide Erosparecía consistente con el esperado a partir deun objeto de densidad uniforme de la mismaforma. La densidad medida del asteroide Erosindica que su porosidad volumétrica oscila entre21 y 33%, lo que implica que aunque la masa delasteroide está distribuida en forma uniforme, essignificativamente porosa y se encuentra poten-cialmente fracturada, pero en menor grado queel asteroide Matilde.

La generación de imágenes con resolucionesde algunos centímetros por pixel reveló la pre-sencia de un regolito complejo y activo que hasido significativamente modificado y redistri-buido por procesos de pendiente controlados porla gravedad. Las características de albedo altoobservadas en las imágenes tomadas alrededor delas paredes de los cráteres que poseen una pen-diente de más de 25° fueron a menudo 1.5 vecesmás brillantes que sus adyacencias, lo queindica que se han producido cambios recientesen las características de la superficie comoresultado de la dilatación del regolito (derecha).38

El análisis mineralógico de los silicatos reali-zado con el espectrómetro NIS resultó consistentecon los meteoritos de tipo condritas ordinarias.Las mediciones de la superficie del asteroideresueltas espacialmente no proporcionaron evi-dencia alguna de la variación composicional de losminerales. Los científicos creen que la uniformi-dad espectral del asteroide Eros puede haber sidoel resultado de un grado uniformemente alto demeteorización espacial causado por el bombardeode micrometeoritos.

Los espectrógrafos XRS, GRS y NIS de lamisión NEAR midieron la composición elementaly mineral del asteroide Eros. Los datos adquiri-dos con el instrumento XRS durante la orbitaciónmostraron abundancias de calcio, aluminio, mag-nesio, hierro y silicio, consistentes con lascondritas ordinarias y ciertos meteoritos acondrí-ticos primitivos. No obstante, en el asteroideEros, el nivel de azufre típico de los meteoritoscondríticos estaba ausente o bien agotado.

Aunque la superficie del asteroide Erosparece ser elementalmente homogénea, el ins-trumento XRS puede medir solamente lacomposición de la superficie, de manera que sedesconoce si el agotamiento del azufre es unefecto superficial o consistente a través delnúcleo del asteroide. El hecho de que el agota-miento del azufre fuera consistente en la mayorparte del asteroide, implicaría una asociacióncon los meteoritos acondríticos primitivos.

Las mediciones GRS orbitales exhibieronniveles de señales más bajos que los pronostica-dos, de manera que las relaciones elementalescon la precisión más alta fueron medidas des-pués del aterrizaje. Los datos GRS indicaron quelas relaciones Mg/Si y Si/O y la abundancia de Keran consistentes con los valores de los meteori-tos condríticos, pero arrojaron niveles de Fe/Si yFe/O inferiores a los valores que son dables deesperar en esos meteoritos. Dado que estasmediciones fueron obtenidas después del aterri-zaje y el instrumento GRS puede explorardecenas de centímetros por debajo de la superfi-cie, las mismas reflejan un volumen deaproximadamente 1 m3 [35.3 pie3] alrededor deldetector. A partir de los datos GRS solos, loscientíficos no pudieron determinar si el agota-miento de Fe es una propiedad composicionalglobal del asteroide Eros o una propiedad locali-zada de la zona donde se posó la nave.

Si bien el sistema XGRS observó al asteroideEros durante un período orbital de un año, elperíodo útil para la recolección de datos fue con-siderablemente más corto. Los ingenieros sevieron limitados por los requerimientos angula-res de los paneles solares respecto del sol, eltiempo de telemetría y los períodos en los que lasuperficie del asteroide Eros se encontraba bieniluminada por el sol. Finalmente, los científicos

32. Domingue DL y Cheng AF: “Near Earth Asteroid Rendezvous:The Science of Discovery,” Johns Hopkins APLTechnical Digest 23, no. 1 (Enero a marzo de 2002): 6–17.

33. Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad JohnsHopkins–Near Spacecraft Gets Unexpected View ofMysterious Gamma-Ray Burst: http://www.jhuapl.edu/newscenter/pressreleases/1998/gamma.htm (Se accedióel 5 de abril de 2006).

34. NASA–Sistema automático de procesamiento de datosNEAR-XGRS para localizaciones de GRB rápidas y precisascon 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.

> Vista cercana de la pared de un cráter del as-teroide Eros. El material de la pared interna delcráter, en el centro de la imagen, es más brillanteque el regolito adyacente y se considera materialdel subsuelo que quedó expuesto al deslizarse elregolito más oscuro sobreyacente. El campo devisión tiene 1.2 km [0.7 millas] de ancho, tomadodesde 38 km [24 mi] por encima del asteroide Eros.(Imágenes, cortesía de la NASA/JHUAPL).

descubrieron que los datos composicionales demejor calidad se adquirían durante las órbitasde baja altitud y después de aterrizar en el aste-roide Eros (derecha). Una vez que la nave NEARse posó en la superficie, el espectrómetro derayos gamma obtuvo mediciones locales delregolito durante aproximadamente 14 días.39

La composición de la superficie del asteroideEros sugiere que el asteroide es similar, en lo querespecta a composición volumétrica, a una gamade meteoritos que han experimentado una altera-ción termal mínima desde su formación, en elmomento del nacimiento del sistema solar. Loscientíficos consideran que el asteroide Eros esprimitivo en su composición química y no ha expe-rimentado diferenciación en núcleo, manto ycorteza. Las diferencias entre los datos XRS y GRSen la relación Fe/Si y una aparente deficiencia deazufre en la superficie del asteroide Eros podríanreflejar la existencia de procesos de alteración enel regolito durante los últimos millones a miles demillones de años, o bien el derretimiento parcialacaecido en los primeros 10 millones de años de lahistoria del sistema solar.

Estas mediciones espectrales plantearon a loscientíficos una nueva serie de interrogantes. Sibien las observaciones espectrales son consisten-tes con la composición de un meteorito condríticoordinario, las mediciones no establecieron una vin-culación irrefutable entre el asteroide Eros y untipo de meteorito específico. Aún queda por deve-lar si el asteroide Eros no está relacionado conningún tipo de meteorito conocido o si es en reali-dad un tipo de condrita en profundidad, debajo delas capas superficiales que pueden haber sido alte-radas por procesos de meteorización.

Los científicos se sorprendieron ante elhecho de que el asteroide Eros parece tener uncampo magnético pequeño o nulo. La mayoría delos meteoritos, inclusive las condritas, tienden aestar más magnetizadas que el asteroide Eros.Es probable que sus bajos niveles de hierro y elhecho de que sus temperaturas jamás alcanza-ron el punto de fusión intervengan en estadiferenciación. La homogeneidad espectral delasteroide Eros, combinada con las medicionesdel campo de gravedad, las característicasestructurales y las indicaciones de coherenciaestructural sugieren que el asteroide Eros es unfragmento de un cuerpo principal más granderesultante de una colisión.

La misión NEAR, una misión vanguardistadel Programa Discovery de la NASA, amplió sus-tancialmente nuestro conocimiento de los

58 Oilfield Review

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).

1

2

3

4

Imágenes finales del asteroide Eros:rango 1,150 m (3,773 pies)

Imágenes finales del asteroide:rango 700 m (2,300 pies)

Imágenes finales del asteroide:rango 250 m (820 pies)

Imagen más cercanafinal del asteroide

106

105

104

0 2,000 4,000Energía, keV

HierroPotasio

Silicio

Oxígeno

Espectros GRS de la superficieprovenientes de la nave NEAR

Hierro

Inte

nsid

ad re

lativ

a

6,000 8,000 10,000

103

Silicio Oxígeno

Hierro

Detector externo

Detector interno

> Aterrizaje en el asteroide Eros. La localización del área de aterrizaje planeada de la nave NEARShoemaker (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 degeneración de imágenes de la nave NEAR realizaban registraciones (4 imágenes inferiores), a medidaque la nave espacial llevaba a cabo un aterrizaje controlado sobre la superficie del asteroide Eros. Conun rango de 1,150 m, la nave NEAR captó una imagen que abarca 54 m [177 pies] de la superficie delasteroide (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 campode visión en esta última imagen mide 6 m [20 pies] de ancho. La roca grande que aparece en el extre-mo superior de la imagen mide 4 m [12 pies] de ancho. El área rayada de la parte inferior indica quese produjo pérdida de señal cuando la nave espacial se posó en el asteroide durante la transmisiónde la imagen. Una vez en la superficie, el sistema GRS generó datos del espectro de rayos gammadurante un período de siete días (gráfica, extremo superior izquierdo). Estos datos científicos fueronlos primeros recolectados en la superficie de un asteroide. El instrumento de rayos gamma posee dossensores (líneas roja y azul) que detectaron los rasgos sísmicos claros de los elementos clave de lacomposición del asteroide Eros. Estos datos, que sobrepasan en calidad todos los datos acumuladospor este instrumento desde la órbita, ayudaron al equipo científico de la misión NEAR a relacionar lacomposición del asteroide Eros con la de los meteoritos que cayeron en la Tierra. (Imágenes, cortesíade la NASA/JHUAPL).

Antena de alta ganancia de 4 mAntena de baja ganancia (1 de 2)

Brazo del magnetómetrode 11 m

Antena del subsistemade ondas de radio/plasma(1 de 3)

Instrumentos deteledetección

Motor 445N (1 de 2)

Recinto del radar

Sonda Huygensde la misión a Titán

Generadortermoeléctricoradioisotópico (1 de 3)

Verano de 2006 59

cuerpos primitivos del sistema solar. Si bien losdatos devueltos por la nave espacial NEAR hanrevelado muchos secretos de los asteroides, aúnquedan varios interrogantes sin responder y máscosas por aprender de misiones futuras.

Exploración de los gigantes de gasLa misión Cassini tiene por meta explorar Saturno,sus numerosas lunas ya conocidas y las que aúnquedan por descubrir. Dirigido por el Laboratoriode Propulsión a Chorro (JPL) de la NASA, con sedeen Pasadena, California, EUA, la misión Cassini esun esfuerzo conjunto emprendido por la NASA, laAgencia Espacial Europea (ESA) y la agencia espa-cial italiana (ASI, por sus siglas en italiano).Constituye uno de los esfuerzos más ambiciosos enmateria de exploración espacial planetaria.40

Debido al bajo nivel de luz solar que llega aSaturno, no es factible utilizar equipos solarescomo fuente de energía. Los ingenieros utiliza-ron un conjunto de generadores termoeléctricosradioisotópicos, similares a los empleados en lasmisiones Galileo y Ulises, previas a ésta. Conestos sistemas, el calor proveniente de la decli-nación natural del plutonio 238 se aprovechapara generar la electricidad destinada a operarlos sistemas de la nave espacial Cassini.

La nave espacial Cassini está provista de 18instrumentos, 12 en la órbita y otros seis en lasonda Huygens, que está diseñada para separarsede la nave espacial principal y del paracaídas através de la atmósfera de Titán; la luna más gran-de de Saturno. En estos momentos, los 12 instru-mentos que están en la órbita realizan estudiosdetallados de Saturno: sus lunas, sus anillos y suentorno magnético (extremo inferior).

El Espectrógrafo Óptico Ultravioleta (UVIS),un instrumento basado en los sensores y en lospaquetes de programas de Schlumberger, desti-nado a operar en ambientes rigurosos talescomo los que se encuentran en las operacionesde adquisición de registros de pozos de petróleoy gas (abajo), representa la clave de la misióncientífica de la nave Cassini. Actualmente elespectrógrafo UVIS ayuda a los científicos a

> Preparando la nave Cassini para su vuelo. Los técnicos reubican y nivelan el orbitador Cassini en las Instalaciones de Tratamiento de Cargas Útilesdel 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).

HDAC

FUV spectrograph

HSP

> Obtención de imágenes de los anillos de Saturno. El Espectrógrafo ÓpticoUltravioleta (UVIS) es un conjunto de telescopios utilizados para medir la luzultravioleta proveniente de las atmósferas, los anillos y las superficies del sis-tema Saturno. El espectrógrafo UVIS posee dos canales o instrumentos espec-trográficos: el canal ultravioleta extremo y el canal ultravioleta lejano (FUV).Cada instrumento se encuentra alojado en un soporte de aluminio y cada unocontiene un telescopio reflector, un espectrómetro de rejilla cóncava y un de-tector contador de pulsos ópticos. El espectrógrafo UVIS incluye además uncanal fotométrico de alta velocidad (HSP), un canal de una célula de absor-ción de hidrógeno-deuterio (HDAC) y un equipo de electrónica y control.(Imagen, cortesía de la NASA/Laboratorio de Física Atmosférica y Espacial).

Órbita deJúpiter

Llegada a Saturno07/01/04

Swingby de Júpiter12/30/00

Órbita deSaturnoÓrbita de Venus

Lanzamiento 10/15/97

Órbita de la Tierra

Maniobra en el espacio profundo12/03/98

Swingby de la Tierra 08/18/99

Swingby de Venus 06/24/99

Swingby de Venus 04/26/98

determinar la química atmosférica, la natura-leza de las nubes y de los sistemas de anillos, yel equilibrio de energía atmosférica existente enSaturno y su luna Titán.

El espectrógrafo UVIS comprende un grupo detelescopios que miden la luz ultravioleta prove-niente de las atmósferas, anillos y superficies delsistema de Saturno. El instrumento posee dos es-pectrógrafos: el canal ultravioleta distante (FUV),ubicado a una distancia de entre 110 y 190 nm, yel canal ultravioleta extremo (EUV), que se hallaa una distancia de entre 56 y 118 nm.

Los canales FUV y EUV del espectrómetro UVISrequieren diferentes detectores para optimizar lasensibilidad con respecto al rango de longitud deonda requerido por el proyecto Cassini. En colabo-ración con el Laboratorio de Física Atmosférica yEspacial (LASP) de la Universidad de Colorado,Schlumberger diseñó la respuesta del detectorpara que cumpliera con esos requisitos.

El detector FUV fue montado mediante la uti-lización de un fotocátodo de yoduro de cesio conuna ventana de fluoruro de magnesio. Este detec-tor fue sellado al vacío e incluyó una bomba quemantuvo un vacío ultra-elevado durante el mon-taje y el lanzamiento de la nave espacial. Una vezen el espacio, el detector fue ecualizado con res-pecto al vacío del espacio para el viaje a Saturno.

El detector EUV utiliza un fotocátodo de bro-muro de potasio y no posee ventanas, ya que latransmisión de todas las sustancias conocidas esmuy pobre en este rango de longitud de ondacorta. Afortunadamente, el bromuro de potasioes un fotocátodo muy robusto y puede verseexpuesto al aire seco durante el breve lapso quese necesita para las pruebas y el montaje. Unavez que estuvo en el vacío del espacio, se abrió lacubierta del detector y esto permitió que la luzingresara al instrumento.

Ambos detectores utilizan placas de microca-nales seleccionadas especialmente (MCP). Hacemucho tiempo que se aplica la tecnología MCP enlos instrumentos de generación de imágenes paravuelos espaciales. Los procedimientos de controlde la calidad implementados durante la fabrica-ción permitieron que sólo se utilizaran MCP condensidades de defecto muy bajo para el montajefinal. No bien se dispuso de una MCP, los científi-cos de LASP y Schlumberger trabajaron en formaconjunta durante el proceso de montaje final.Luego, las unidades fueron transportadas a loslaboratorios de la NASA para las pruebas finales.

En el Centro de Tecnología de Schlumbergeren Princeton (PTC), Nueva Jersey, se montarondos detectores FUV y dos detectores EUV quecumplían con los estrictos requisitos vigentes enmateria de calidad para viajes espaciales a

Saturno. Dos detectores fueron designados comounidades de vuelo, mientras que el segundo con-junto se mantuvo en reserva como refuerzo.

El espectrógrafo UVIS incluye además uncanal fotométrico de alta velocidad (HSP), unacélula de absorción de hidrógeno-deuterio(HDAC) y un equipo de electrónica y control.Los científicos están utilizando el HSP para rea-lizar mediciones del ocultamiento estelar de laestructura y densidad del material de los anillosde Saturno.

La nave Cassini fue lanzada el 15 de octubrede 1997, desde Cabo Kennedy, Florida, a bordodel cohete Titán IVB/Centauro, el vehículo delanzamiento espacial más poderoso de la flotaestadounidense (abajo). Después de colocarse ala nave Cassini en órbita alrededor de la Tierra,se disparó la etapa superior para enviar la naveen una trayectoria interplanetaria que final-mente la llevaría a Saturno.

60 Oilfield Review

> Lanzamiento de la nave Cassini. Un vehículo de lanzamiento Titán IVB/Centauro lanzó la nave espacialCassini y la sonda Huygens adosada a uno de sus lados, al espacio, desde el Complejo de Lanzamiento40 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. Latrayectoria de vuelo interplanetario planificada de la nave Cassini (inserto) comenzó con el lanzamien-to desde la Tierra el 15 de octubre de 1997, seguido de los sobrevuelos con maniobras de asistenciagravitacional de Venus, la Tierra y Júpiter. Los sobrevuelos con maniobras de asistencia gravitacionalde los diferentes planetas están destinados a incrementar la velocidad de la nave espacial en relacióncon el Sol para que pueda llegar a Saturno. Con la trayectoria con asistencia gravitacional, la naveCassini tardó más de 6 años y medio en llegar a Saturno. (Imágenes, cortesía de la NASA).

La nave Cassini voló dos veces más allá deVenus, y luego una pasando la Tierra y Júpiter. Lavelocidad de la nave espacial con respecto al Solaumentaba a medida que se aproximaba y sobre-volaba alrededor de cada planeta, lo que lebrindó a la nave Cassini el refuerzo acumulativoque necesitaba para llegar a Saturno con unconsumo mínimo de combustible. Después dealcanzar Saturno, la nave Cassini encendió sumotor principal durante unos 96 minutos, lo queredujo la velocidad de la nave espacial y permitióque fuera capturada en una órbita alrededor deSaturno. El 5 de enero de 2005, la nave Cassiniliberó su sonda Huygens, de fabricación europea,hacia Titán.

Trayecto a una luna distanteDe un diámetro superior al del planeta Mercu-rio, Titán es una de las lunas más interesantesdel sistema solar. La superficie de esta luna semantiene oculta por debajo de una atmósferaopaca que es 50% más densa que la de la Tierra(próxima página, arriba a la derecha).

La atmósfera de Titán está cargada de unabruma de color naranja con tonalidades marro-nes compuesta de moléculas orgánicascomplejas que caen como lluvia desde el cielohasta la superficie. La mayoría de los científicosestá de acuerdo en que las condiciones climáti-cas que prevalecen en Titán son demasiado fríaspara que se haya desarrollado vida; aunque exis-ten teorías sobre la posibilidad de que existanformas de vida en lagos cubiertos de hidrocarbu-ros líquidos que son calentados por el calorinterno del planeta.

Verano de 2006 61

La sonda Huygens ingresó en la atmósfera deTitán el 14 de enero de 2005, desplegó sus paraca-ídas y comenzó sus observaciones científicasdurante un descenso a través de la atmósferadensa de la luna, que insumió cerca de 21⁄2 horas(arriba).41 Los instrumentos instalados a bordo dela sonda detectaron una temperatura de superfi-cie de 94K en el lugar de aterrizaje. Las imágenestomadas por la sonda durante el descenso mos-traron canales superficiales que parecían indicarla presencia de lluvia o flujo de fluidos, posible-mente en forma de metano líquido. Se observóque había dorsales de hasta 100 m de altura cercadel área de aterrizaje (derecha). Se detectarongrandes cantidades de metano en la atmósferainferior, con predominio de nitrógeno en laatmósfera superior. No se observó presencia deoxígeno, tal vez porque está ligado en el agua con-gelada. Esto también impediría la formación dedióxido de carbono.

Las pruebas de laboratorio recrearon lasmediciones de impactos obtenidas del penetró-metro transportado a bordo. Estas pruebasindican que la superficie del área de aterrizajepuede estar compuesta de partículas finas conuna costra de poco espesor. Las mediciones delacelerómetro sugieren que la sonda se introdujoentre 10 y 15 cm [4 y 6 pulgadas] dentro de lasuperficie. El calor proveniente de los instru-

41. 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).

1,000

500

300

192

Altu

ra, k

m

0 2.5

Tiempo, horas después del ingreso

Velocidad de ingreso: 6.2 km/s

Desaceleración máxima: 10gn a 25 gn

Despliegue del paracaídas principal

Despliegue del paracaídasutilizado para el frenado

La sondarealiza unreconocimientode superficie

Lanzamientosdel reductorde velocidad

Se abre lalumbrera deadmisión delinstrumento

170

0

> Bajo la atmósfera de Titán. La vista en perspectiva de la superficie de Titán cerca del área de aterri-zaje de la sonda Huygens (extremo superior) está codificada en color, indicando el azul la altura másbaja 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/ra-diómetro espectral Huygens. La imagen de la izquierda se generó desde 14.8 km [9 millas] por encimade la superficie con el generador de imágenes de alta resolución y la de la derecha, desde una alturade 6.7 km [4 millas], con el generador de imágenes de resolución intermedia. (Imágenes, cortesía deESA/NASA/JPL/Universidad de Arizona/USGS).

> Descenso en Titán. La sonda Huygens analizó la atmósfera de Titán y regis-tró un volumen significativo de datos e imágenes en su viaje a la superficiede Titán. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL).

> Imagen de Titán. En esta vista infrarroja de Titán, se muestran los rasgosdel hemisferio delantero, incluyendo el arco brillante de Hotei en forma demedia luna (a la derecha del centro), a menudo aludido como “la sonrisa” porlos investigadores. La vista está centrada en la región brillante conocidacomo Xanadu. La imagen fue tomada con la cámara de angular estrecho dela nave Cassini, utilizando un filtro espectral sensible a las longitudes deondas de luz infrarroja, centradas en 938 nm, y se adquirió a una distancia deaproximadamente 1.3 millón de km [800,000 millas] de Titán. (Imagen, cortesíade NASA/JPL/Instituto de Ciencia del Espacio).

mentos luego evaporó el metano líquido delsuelo y lo descargó alrededor de la nave espacialcomo gas metano. La sonda Huygens siguió obte-niendo mediciones y transmitiendo datos a lanave Cassini durante 72 minutos, después delaterrizaje, hasta que las limitaciones existentesen materia de energía y el deterioro de la naveespacial ocasionado por las condiciones desuperficie extremas presentes en Titán produje-ron una pérdida de señal.

Exploración del planeta anilladoAparte de Titán, más lunas de mayor variedad quelas de cualquier otro planeta orbitan a Saturno.Hasta ahora, las observaciones realizadas desdela Tierra y las efectuadas por naves espacialeshan encontrado satélites saturninos que oscilandesde pequeños cuerpos del tamaño de un aste-roide hasta cuerpos tan grandes como Titán.

Por su tamaño, Saturno es el segundo planetadel sistema solar. Como los otros planetas exterio-res gaseosos—Júpiter, Urano y Neptuno—poseeuna atmósfera integrada en su mayor parte porhidrógeno y helio, y al igual que aquellos, estárodeado de anillos. Los característicos anillos bri-llantes de Saturno están compuestos porpartículas de hielo y roca y pueden ser tan peque-ños como un grano de arena o incluso llegar a sergrandes como casitas.

Aunque la cara de Saturno parece calma, elplaneta presenta una atmósfera barrida por elviento en la que una corriente de chorro ecuato-rial sopla a 1,800 km/h [1,118 mi/h], y tormentasarremolinadas se agitan por debajo de la partesuperior de las nubes. Las primeras exploracio-nes realizadas por la nave espacial Pioneer 11 dela NASA en 1979, y la Voyager 1 y 2 en 1980 y1981, constataron que Saturno posee unambiente magnético inmenso y complejo dondelos protones y electrones atrapados interactúanentre sí, y con el planeta, los anillos y las superfi-cies de muchas de las lunas de Saturno.

Desde la Tierra, los anillos de Saturno seme-jan ser sólo bandas monolíticas, mientras que enrealidad constan de miles de anillos y pequeñosaros, con partículas que a veces están dispuestasen órbitas complicadas por la interacción gravi-tacional de pequeñas lunas que no habían sidoobservadas previamente desde la Tierra (arriba,a al derecha). Los científicos están utilizandodatos del espectrógrafo UVIS en modelos decomputación detallados para simular el complejomovimiento de estos anillos.

Como mayor planeta después de Júpiter,Saturno posee un volumen que es más de 750veces el de la Tierra. En combinación con la baja

densidad del planeta, menos de la mitad de la delagua, su rápida rotación promueve una acumula-ción de material cerca del ecuador. Saturno tienela forma de una pelota achatada; su diámetro depolo a polo es de sólo 108,728 km [67,560 millas],en tanto que el diámetro ecuatorial es de unos120,536 km [aproximadamente 74,898 millas].

A diferencia de los planetas internos rocososcomo la Tierra, Saturno no tiene superficie sobrela cual se pueda aterrizar. Simplemente, unanave espacial que descendiera a su atmósferanotaría que los gases circundantes se tornanmás densos y la temperatura cada vez más alta;finalmente la nave colisionaría y se fundiría. Elanálisis detallado del campo gravitacional deSaturno lleva a los astrónomos a considerar quees probable que el interior más profundo deSaturno conste de un núcleo rocoso fundido deaproximadamente el mismo tamaño que el pla-neta Tierra, pero mucho más denso.

Los estudios espectroscópicos realizados porla nave espacial Voyager verificaron que Saturnoestá integrado por aproximadamente 94% dehidrógeno y 6% de helio. El hidrógeno y el helioson los componentes fundamentales de todos los

planetas de gas gigantes, y del Sol y las estrellas.La gravedad por encima de las nubes de Saturnoes similar a la que se presenta cerca de la super-ficie de la Tierra. La temperatura que prevalececerca de la parte superior de las nubes es deunos -139°C [-218°F], y se incrementa hacia elnúcleo del planeta debido a la mayor presiónatmosférica. Se prevé que en el núcleo la tempe-ratura de Saturno es de alrededor de 10,000°C[18,000°F].

El 21 de junio de 2005, el espectrógrafo UVISdetectó emisiones aurorales provenientes de lospolos norte y sur de Saturno (próxima página,arriba).42 Se considera que estas emisiones sonsimilares a las Luces Septentrionales de la Tie-rra; sin embargo, son invisibles a simple vista.Las imágenes ultravioletas captaron todo elóvalo de las emisiones aurorales a partir del gasde hidrógeno excitado por el bombardeo de elec-trones. Las imágenes adquiridas con la técnicade repetición (técnica de lapsos de tiempo) indi-can que las luces de la aurora son dinámicas, yaque responden rápidamente a los cambios pro-ducidos en el viento solar.

62 Oilfield Review

> Exploración de los anillos de Saturno. Las imágenes obtenidas durante la orbitación de la nave espa-cial 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 partí-culas “más sucias” y posiblemente más pequeñas que las de los anilletes turquesa más helados. Labanda roja, a aproximadamente tres cuartas partes del camino hacia el exterior, es conocida como elVacío 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; esdecir, con una resolución unas 100 veces superior a la resolución de los datos ultravioletas obtenidospor la nave espacial Voyager 2. La vista en falsos colores del anillo A de Saturno (extremo inferiorizquierdo) también fue tomada con el espectrógrafo UVIS. El anillo es el más azul del centro, dondelos bloques gravitacionales son mayores. La banda negra más espesa del anillo es el Vacío o Discon-tinuidad 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 laNASA/JPL/Universidad de Colorado).

Verano de 2006 63

Los científicos sospechaban que se podíanencontrar más lunas saturninas diminutas den-tro de las discontinuidades de los anillos deSaturno. El 1º de mayo de 2005, mediante la uti-lización de una secuencia de imágenesadquiridas con la técnica de repetición con lascámaras de la nave Cassini, los astrónomos con-firmaron la presencia de una luna muy pequeñaoculta en una discontinuidad del anillo A deSaturno.43 Las imágenes muestran el objeto dimi-nuto en el centro del Vacío o Discontinuidad de

Keeler y los patrones ondulados de los bordes dela discontinuidad, que son generados por lainfluencia gravitacional de la luna (izquierda,extremo inferior).

El nuevo objeto, Dafne, posee unos 7 km[4 millas] de diámetro y refleja aproximadamentela mitad de la luz que cae sobre él; brillo típico delas partículas de los anillos cercanos. A medidaque la nave Cassini siga explorando Saturno y suslunas, los científicos esperan descubrir mássecretos de este vasto sistema planetario.

Signos de una atmósferaAunque la luna Encelado está cubierta de hielocompuesto de agua, como otras lunas deSaturno, exhibe una superficie inusualmentepareja con muy pocos cráteres de impacto. Deun diámetro de sólo 500 km [310 millas], la lunaEncelado encajaría en el Estado de Arizona.Incluso pese a su pequeño tamaño, esta lunamuestra una de las superficies más interesantesde todos los satélites helados. Esta luna reflejaaproximadamente el 90% de la luz solar inci-dente como si estuviera cubierta de nieve reciéncaída, lo que la ubica entre los objetos másreflectores del sistema solar. Aunque antes sepensaba que la luna Encelado era una masarocosa fría y muerta, los datos obtenidos por lanave espacial Cassini indican evidencias de vol-canismo de hielo, lo que podría explicar suscaracterísticas de superficie pareja.

En julio de 2005, los instrumentos de la naveCassini detectaron una nube de vapor de aguasobre el polo sur de la luna y fracturas calientesdonde el hielo que se evapora probablementeprovee la nube de vapor.44 Hasta ahora, la lunaEncelado es el más pequeño de los cuerposencontrados que presenta pruebas de volca-nismo activo. Los científicos teorizan que lospuntos calientes de la superficie helada y agrie-tada de la luna probablemente hayan sidoproducidos por el calor proveniente de la ener-gía de las mareas como los volcanes en la luna Íode Júpiter. Su superficie geológicamente joven,de hielo a base de agua, suavizada por el calorde abajo, se asemeja a las superficies de laslunas Europa y Ganímedes de Júpiter.

42. Laboratory for Atmospheric and Space Physics–Cassini-UVIS Mission to Saturn andTitan:http://lasp.colorado.edu/cassini/whats_new/ (Seaccedió el 13 de abril de 2006).

43. NASA/Laboratorio de Propulsión a Chorro–Cassini Findsan 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.

Luna

Perturbacionescausadas por la luna

Nuevas lunasHabía sólo 18 lunas conocidas que orbitaban aSaturno cuando la nave espacial Cassini comenzósu misión a Saturno en 1997. Durante la travesíade siete años de la nave Cassini, los telescopiosinstalados en la Tierra revelaron otras 13 lunas.Poco después de que la nave espacial llegara aSaturno, el equipo de la nave Cassini descubrióotras dos lunas diminutas: Metona y Palena. Estasdos nuevas lunas poseen un diámetro que oscilaentre aproximadamente 3 km [1.8 millas] y 4 km[2.5 millas].

> Luces australes de Saturno. Las imágenes de Saturno obtenidas con el es-pectrógrafo UVIS de la nave Cassini muestran emisiones aurorales en suspolos, similares a las Luces Septentrionales de la Tierra. Las dos imágenesUV 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 imágenesen falsos colores, el azul representa las emisiones aurorales de gas hidrógenoexcitadas por el bombardeo de electrones, mientras que el color rojo-naranjarepresenta la luz solar reflejada. Estas imágenes fueron tomadas con unahora de diferencia; durante este tiempo, el punto más brillante en la imagende la aurora izquierda se desvanece y aparece un punto brillante en el centrode la aurora, en la imagen de la derecha. (Imágenes, cortesía de la NASA/JPL/Universidad de Colorado).

> Perturbaciones causadas por una luna pequeñísima. Esta imagen confirmó las sospechas previasacerca de que una luna pequeña orbitaba en el estrecho Vacío o Discontinuidad de Keeler, en el anilloA de Saturno. El Vacío o Discontinuidad de Keeler está situado a unos 250 km [155 millas] dentro delborde exterior del anillo A de Saturno, que es además el borde exterior de los anillos principales brillan-tes. La nueva luna, Dafne, posee unos 7 km de diámetro y refleja aproximadamente un 50% de la luzsolar incidente. Los científicos pronosticaron la presencia de la luna y su distancia orbital con respectoa Saturno después de julio de 2004, cuando observaron la existencia de perturbaciones en la estruc-tura del anillo del borde externo del Vacío o Discontinuidad de Keeler. Estas imágenes se obtuvieroncon la cámara de angular estrecho de la nave Cassini el 1° de mayo de 2005, a una distancia deaproximadamente 1.1 millón de km [680,000 millas]. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL/Instituto deCiencia del Espacio).

La nave Cassini voló a 175 km [109 millas]de distancia de la luna Encelado el 14 de julio de2005. Los datos recabados durante ese sobre-vuelo confirman una atmósfera extendida ydinámica. Esta atmósfera fue detectada por pri-mera vez por el magnetómetro de la naveCassini, durante un sobrevuelo distante reali-zado previamente ese año (izquierda).

El magnetómetro de la nave Cassini detectóperturbaciones en el campo magnético causadaspor pequeñas corrientes de gas ionizado prove-niente de la atmósfera existente alrededor de estaluna. Dichas perturbaciones pudieron ser detecta-das por ese magnetómetro mucho antes de que selograran utilizar los instrumentos de generaciónde imágenes para confirmar este hallazgo.

A medida que la nave Cassini se acercaba aeste pequeño cuerpo, los instrumentos de gene-ración de imágenes lograron obtener medicionesque demostraron la composición del gas, y ade-más confirmaron la presencia de una atmósfera.Los espectrómetros de iones y de masa natural yel espectrómetro UVIS mostraron que la atmós-fera meridional contiene vapor de agua(izquierda, extremo inferior). El espectrómetrode masa constató que el vapor de agua com-prende aproximadamente un 65% de laatmósfera, estimándose el hidrógeno molecularen un 20% aproximadamente. El resto es, en sumayor parte, dióxido de carbono y cierta combi-nación de nitrógeno molecular y monóxido decarbono. La variación de la densidad del vapor deagua con la altitud sugiere que el vapor de aguaproviene de una fuente localizada, comparablecon un punto caliente geotérmico. Los resultadosultravioletas proveen sólidos indicios de la pre-sencia de una nube de vapor local. El hecho deque la atmósfera persista en este mundo de bajagravedad, en lugar de escaparse al espacio,indica que la luna es lo suficientemente activadesde el punto de vista geológico para reponer elvapor de agua a un ritmo lento y continuo.

Las imágenes de alta resolución muestranque el polo sur posee un aspecto aún más joven ymás fracturado que el resto de la luna Encelado,completo con bloques helados que poseen eltamaño de grandes casas, y grietas o fallas largasy azuladas (próxima página, arriba).

Otro instrumento de la nave Cassini, el espec-trómetro infrarrojo compuesto (CIRS), demuestraque el polo sur es más caliente que lo previsto(próxima página, abajo). Se constató que cercadel ecuador las temperaturas alcanzaban un valorhelado de 80K. Los científicos consideran que lospolos deben de ser incluso más fríos debido al bajo

64 Oilfield Review

45. Sagan C: Cosmos. New York City: Carl SaganProductions and Random House (1980): 4.

Flujo deplasma caliente

Saturno

Encelado

Nube de vapor

A

Luz de la estrella

Bellatrix

Estrella Lambdade Escorpión

Luz de la estrella

Julio Febrero

B

> Campos magnéticos oscilantes. La concepción de este artista muestra ladetección de una atmósfera dinámica en Encelado, la luna helada de Saturno.El magnetómetro de la nave Cassini está diseñado para medir la magnitud y ladirección de los campos magnéticos de Saturno y sus lunas. Durante los tressobrevuelos cercanos de la nave Cassini a la luna Encelado, que tuvieron lugarel 17 de febrero, el 9 de marzo y el 14 de julio de 2005, el instrumento detectóuna torsión del campo magnético alrededor de dicha luna, causada supuesta-mente por las corrientes eléctricas generadas por la interacción de las par-tículas atmosféricas y la magnetósfera de Saturno. La gráfica muestra elcampo magnético observado por la nave Cassini, además de la nube de vaporprevista, emitida desde el polo sur de la luna Encelado. El magnetómetro de lanave Cassini observó la torsión del campo magnético consistente con sudrapeado en torno a un objeto conductor. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL).

> Indicaciones de una atmósfera. El 11 de julio de 2005, el espectrógrafo óptico ultravioleta de la naveCassini observó la estrella Bellatrix mientras pasaba detrás de la luna Encelado, tal como sevisualiza desde la nave espacial. Se observó que la luz de la estrella se desvanecía cuando seacercaba 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 laseñal 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 desvanecimientode la luz de la estrella. En otro ocultamiento (B) de la estrella Lambda perteneciente a la constela-ción de Escorpión, no se detectó ningún signo de existencia de atmósfera, lo que implica que laatmósfera está localizada en dirección hacia el polo sur. (Imagen, cortesía de la NASA/JPL/Institutode Ciencia del Espacio).

Verano de 2006 65

nivel de energía recibida del Sol. No obstante, lastemperaturas promedio del polo sur llegaban a85K, valor mucho más alto que lo esperado. Lasáreas pequeñas del polo, concentradas cerca delas fracturas, son aún más cálidas; con temperatu-ras superiores a 140K en algunos lugares.

Los científicos consideran que las tempera-turas son difíciles de explicar si la luz del sol esla única fuente de calor. Es más probable queuna porción de la región polar, incluso las fractu-ras observables, sea calentada por el calor queescapa desde el interior. La evaporación de estehielo “caliente” en varias localizaciones dentrode la región podría explicar la densidad de lanube de vapor de agua detectada por los instru-mentos de la nave Cassini. Cómo una luna de500 km [310 millas] de diámetro puede generartanto calor interno y porqué ese calor está con-centrado en el polo sur sigue siendo un misterio.

De un modo similar a los instrumentos deadquisición de registros de pozos múltiples queoperan conjuntamente a gran profundidad pordebajo de la superficie de la Tierra, el descubri-miento de una atmósfera en la luna Encelado selogró gracias a un arreglo de sensores diferentesque trabajaron en forma sinérgica para adquirirdatos y obtener su máximo valor científico.

El desafío del espacioLos adelantos alcanzados en tecnología, sobretodo durante los últimos 100 años, han ayudado amodificar la forma en que visualizamos la Tierra,nuestro sistema solar y el universo que seextiende más allá de ellos. Desde los primeroscomienzos de la industria de exploración y pro-ducción (E&P), los ingenieros, los geocientíficos ymuchos otros hombres y mujeres dedicados altema han sido pioneros en la exploración de nues-tro medio ambiente espacial interno. Hoy en día,el mismo espíritu innovador y, en muchos casos,tecnologías similares, nos están haciendo tras-cender los límites del ambiente de la Tierra haciala vastedad desconocida del espacio exterior.

Los ejemplos presentados en este artículoconstituyen sólo algunos de los aportes efectuadospor la industria de servicios de campos petrolerosa la exploración espacial. En el futuro podemosesperar que se aplique más tecnología terrestreen la búsqueda del conocimiento de lo extrate-rrestre. El astrofísico Carl Sagan, ya fallecido,escribió: “A menudo la imaginación nos llevará amundos que jamás existieron. Pero sin ella novamos a ninguna parte.”45 Esta imaginación y estacreatividad son las que han impulsado a la indus-tria de E&P a explorar en profundidad por debajode la superficie de la Tierra y las que inevitable-mente lanzarán las primeras expediciones de per-foración a Marte y aún más lejos. —DW

Mapa de la temperatura de la Luna Encelado

Temperaturas pronosticadas Temperaturas observadas

85

75

80

70

Tem

pera

tura

, kel

vin

65

> Obtención de imágenes de la luna Encelado. Esta vista (extremo superior izquierdo) es un mosaicode cuatro imágenes de alta resolución obtenidas con la cámara de angular estrecho de la naveespacial 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 oscilantesentre 26,140 y 17,434 km [16,246 y 10,833 millas]. El terreno polar sur de la luna Encelado (extremoinferior izquierdo) aparece salpicado con grandes bloques de hielo en la imagen de la cámara degran 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 aproximadamente208 km [129 millas]. La vista en color mejorada de la luna Encelado (derecha) correspondeprincipalmente al hemisferio sur. El terreno polar sur está marcado por un conjunto sobresaliente defracturas “azules” y se encuentra circundado por una llamativa cadena de pliegues y cordonescontinuos. Este mosaico es una vista en falso color que contiene imágenes tomadas con longitudesde 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).

> Un polo sur caliente. Este mapa representa la temperatura superficial de laluna Encelado, como la ve el espectrómetro infrarrojo compuesto. Las tempe-raturas observadas incluyeron un punto caliente inesperado en el polo sur. Enpromedio, la región es 15K más caliente que lo esperado; en ciertos lugares,se observaron puntos calientes de más de 140K. Los puntos más calientes sealinean con las fajas de fracturas azules visibles en la imagen previa (arriba).(Imágenes, cortesía de la NASA/JPL/Centro de Vuelo Espacial Goddard).