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Los cuerpos menores del sistama solar, su ubicación y caracteristicas
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DISTRIBUCIÓN Y DISTRIBUCIÓN Y DISTRIBUCIÓN Y DISTRIBUCIÓN Y
CARACTERIZACIÓN DE LOS CARACTERIZACIÓN DE LOS CARACTERIZACIÓN DE LOS CARACTERIZACIÓN DE LOS
CUERPOS MENORES DEL CUERPOS MENORES DEL CUERPOS MENORES DEL CUERPOS MENORES DEL
SISTEMA SOLARSISTEMA SOLARSISTEMA SOLARSISTEMA SOLAR
2ª convocatoria del TFM - Curso 2010-2011 TRABAJO FINAL DE MASTER (TFM) Alumno: Díaz Martínez, José Vicente DNI: 52682538A e-mail: josevicente.diaz@campusviu.es Tutor: Dr. Juan Gutiérrez Soto
DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Universidad Internacional Valenciana
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ÍNDICE
Página
Resumen…………………………………………………………………………………… 3
1.- Objetivos, metodología, motivaciones e introducción……………………….............4
2.- Formación del sistema solar.
Los cuerpos menores como reliquias del sistema solar……………..…........................9
3.- Los Puntos de Lagrange, zonas de acumulación de asteroides…………………..11
4.- Los Cuerpos menores del sistema solar (CMSS)……………………………..........14
4.1.- El polvo interplanetario (IDPs)…………………..………………………………..15
4.2.- Meteoroides, meteoros y meteoritos……………..………………………………18
4.3.- Los NEAS. Objetos cercanos a la Tierra…………..………………………........26
4.4.- El Cinturón Principal de asteroides (CP)………….……………………..……...32
4.5.- Los asteroides troyanos………….…………………………………………….....38
4.6.- Los Centauros………………….…………………………………………………..39
4-7.- El Cinturón de Kuiper (CT)…………………………………………………….....40
4.8.- La Nube de Oort (NO)………………………………………………………….....42
4.8.1.- Los cometas…………………………………………………………………...44
4.9.- Objetos MBCs………….……………….………………………………………….49
5.- Formación de estructuras en cuerpos de baja gravedad………………................51
6.- Misiones espaciales a cuerpos menores……………………………………............53
Conclusiones………………………………………………………………………………..58
Bibliografía…………………………………………………………………………………..60
……………………………………………………………………………………………………
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3
Resumen. Desde los albores de la Humanidad se han observado en el cielo todo tipo de
fenómenos astronómicos, los pasos de cometas y los impactos de meteoritos eran los
más espectaculares y no dejaban indiferente a ningún ser humano.
Los cometas suponían un auténtico espectáculo y para algunos era un mal
presagio, se pensaba que el cielo estrellado era imperturbable, inamovible y cualquier
cambio en él no tendría buenos resultados para los pobres humanos. No se conocía la
mecánica del Sistema Solar y sólo se veía en las estrellas unas luces muy lejanas.
¿Pero qué son estos objetos que aparecían y desaparecían perturbando el
inamovible cielo y que desde hace tanto tiempo han cautivado y aterrorizado a tantos
seres humanos?
La respuesta es sencilla, no son más que algunos tipos de los millones de cuerpos
menores que tenemos en el sistema solar. En la actualidad se conocen miles de ellos,
hay de todo tipo y forma, y ubicados en prácticamente todo el Sistema Solar. Los
cometas y los meteoros (estrellas fugaces) son los que podemos observar a simple
vista desde la Tierra, pero hay muchos tipos más. Los NEAs (objetos que pueden
chocar con la Tierra), los Troyanos (objetos en órbitas junto a Júpiter), un cinturón
enorme de asteroides entre Marte y Júpiter o los más alejados, los objetos de la Nube
de Oort.
Todos estos objetos aunque son pequeños e irregulares en comparación con los
planetas, tienen una gran importancia, pues se han mantenido prácticamente
imperturbables desde su formación en la nube molecular que dio lugar a lo conocemos
en la actualidad como Sistema Solar. Por tanto su estudio es muy importante para
conocer como se formó el Sol y los planetas.
En este trabajo voy a explicar mediante una recopilación bibliográfica, la
caracterización y ubicación de los cuerpos menores en el Sistema Solar.
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1.- Objetivos, metodología, motivaciones e Introducción.
En este trabajo de final de Master voy a tratar de dar una visión general de todos
los cuerpos menores del sistema solar, su distribución y características más
importantes. Siendo una ampliación de lo visto en la asignatura 3 “Sistemas
Planetarios” del Máster en Astronomía y Astrofísica de la Universidad Internacional
Valenciana.
La metodología seguida es una búsqueda de información a través de Internet,
libros de astrofísica y artículos científicos de las últimas investigaciones sobre los
cuerpos menores que podemos encontrar en la actualidad. Queremos dar una visión
actual de lo que se sabe sobre la distribución y características de estos cuerpos
menores, que son una auténtica reliquia del Sistema Solar primigenio.
Las motivaciones para elegir este tema es mi vinculación a la observación de
meteoros en la Sociedad de observadores de Meteoros y Cometas de España
(SOMYCE). En sus inicios se estudió multitud de lluvias de meteoros, lluvias todas
asociadas a cometas, ahí me dí cuenta de la importancia que tiene el estudio de los
cuerpos menores del Sistema Solar.
Todos estos cuerpos están relacionados de una forma u otra con nosotros, porque
en cierto modo todos provenimos de la nebulosa solar y somos parte de ellos.
Observando una estrella fugaz estamos viendo una chispa de compuestos primigenios
del Sistema Solar. El estudio de los asteroides es también un tema de actualidad pues
se está tomando conciencia del peligro que supone para la Tierra el impacto de un
gran asteroide. Y por tanto es importante que haya divulgación sobre los cuerpos
menores, sobre todo estudiar cómo podemos actuar sobre ellos para evitar un choque
con la Tierra. De hecho actualmente se está entrenando a astronautas, simulando
condiciones de baja gravedad en el océano atlántico (figura 1), para la futura visita a
un asteroide a través de la misión NEEMO 15.
Figura 1- Póster oficial de la misión NEEMO15 (cortesía de NASA)
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Por tanto los cuerpos menores ahora más que nunca empiezan a ser grandes
cuerpos a estudiar.
Desde la nube molecular que dio lugar al sistema solar, tal y como lo conocemos en la
actualidad, han pasado millones de años y todos los objetos se han ido ubicando en el
espacio interplanetario siguiendo la propia física de la nube molecular. Un cuerpo
menor del Sistema Solar (CMSS o SSSB “small Solar System body”) es, según
la Unión Astronómica Internacional (IAU) un cuerpo celeste que orbita en torno al Sol y
que no es un planeta, planeta enano o satélite.
La IAU por tanto define los planetas y los otros cuerpos en nuestro Sistema Solar de la siguiente forma:
- Un planeta es un cuerpo celeste que:
(1) Tiene su órbita alrededor del Sol.
(2) Tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que asuma un equilibrio hidrostático (casi esférico).
(3) Ha despejado la vecindad de objetos alrededor de su órbita.
- Un planeta enano es un cuerpo celeste que cumple los puntos (1) y (2) pero no el (3).
- A todos los demás objetos (menos los satélites), que orbitan alrededor del Sol, se les denomina como cuerpos menores del sistema solar o CMSS (figura 2).
.
Figura 2: Asteroide Ida, típica forma de un asteroide, formas irregulares y pequeños cráteres-Foto cortesía de NASA
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Por tanto tendremos la siguiente clasificación de cuerpos menores:
Cuerpos Menores ó “CMSS”:
-Polvo interplanetario (IDPs). Se encontraría en prácticamente todo el sistema solar.
-Meteoroides, meteoros y meteoritos: cuerpos resultantes de eyección de cometas o
choques de asteroides.
-NEAs, (Objetos cercanos a la Tierra), tendremos tres tipos según su cercanía a la
Tierra: Atenas, Apolo y Amor.
-Cinturón principal de Asteroides (CP): asteroides entre la órbita de Marte y Júpiter.
-Los Troyanos y Griegos: asteroides en puntos de Lagrange de Júpiter.
-Centauros: objetos con órbitas cruzadas entre Júpiter y Saturno.
-Objetos Transneptunianos, el cinturón de Kuiper: objetos más allá de la órbita de
Neptuno.
-La Nube de Oort (CO) y los cometas: son los objetos menores más alejados del Sol.
-Otros objetos menores: podemos encontrarnos con los MBCs (Main Belt Comets)
que son objetos ubicados en el Cinturón principal con características cometarias, y con
los ACOs (Asteroides en orbitas cometarias).
Podemos ver en la figura 3 la ubicación de las zonas más importantes de
asteroides, según su distancia al Sol.
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Figura 3: Ubicación de los cuerpos menores en el sistema Solar. Donde podemos ver como entre Marte y
Júpiter está el cinturón principal, Tras Neptuno tenemos el Cinturón de Kuiper, y los objetos más lejanos
del sistema solar en la Nube de Oort-fuente Wikipedia.
En la actualidad se conocen miles de asteroides, principalmente en el cinturón
principal (CP), que está entre la órbita de Marte y Júpiter. Esta zona se pensaba que
debía estar ocupada por un planeta pues siguiendo la relación de Titius-Bode1:
a = 0.4+0.3 x 2n, 1
Donde “n” toma valores desde menos infinito hasta infinito, y donde “a” es el semieje mayor de la órbita, n igual a menos infinito seria mercurio, n=0 seria Venus, etc., así se predeciría que en la posición n=3 habría un astro. Sin embargo en esa zona nos encontramos con miles de asteroides. En esta región, debido al intenso campo gravitatorio de Júpiter, no se formó ningún planeta a partir de cuerpos más pequeños (fenómeno llamado de acrecimiento). Los planetesimales primigenios más
1 :Ley de Titius Bode: regla para predecir la existencia de un objeto celeste a 2,8 UA desde el Sol.
Formulada en 1766 por Johann Daniel Titius
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pequeños quedaron en órbitas resonantes respecto a los cuerpos más masivos y se dispusieron en multitud de fragmentos alrededor del sol.
En la actualidad los cuerpos más interesantes son los NEAs (Near Earth Asteroids) que son asteroides que pasan muy cerca de la Tierra, por lo que pueden ser una auténtica amenaza para la Tierra. Estos asteroides cuando entran en resonancia con Júpiter son enviados hacia el interior del sistema solar, hecho que suele ocurrir en unos pocos millones de años.
Por tanto, es precisa una catalogación muy exacta de todos estos objetos, pues son un auténtico peligro para la Tierra. Se han enviado satélites para su observación y toma de muestras, e incluso el telescopio espacial Hubble ya ha detectado centenares de ellos. Ahora hay que estar vigilantes para que podamos defendernos de cualquier impacto en la Tierra. Aunque la posibilidad en cierto modo es baja (pero está ahí), ya hubo muchos impactos en la Tierra en la antigüedad. El más reciente y catalogado fue la caída de un pequeño trozo de cometa en Siberia, concretamente en Tunguska en 1908 (figura 4), provocando una destrucción de una zona de bosque de varios kilómetros. Este impacto no provocó ningún cráter, simplemente una gran deflagración que calcinó todo lo que encontró a su paso.
En este trabajo conoceremos todos los pequeños objetos que pueblan el Sistema Solar, NEAs, TNOs, centauros, troyanos, cometas, meteoritos, meteoros, polvo interplanetario, etc., donde están, porque están ahí, sus características más importantes y su distribución. Con esto podremos saber que otros objetos, a parte de los planetas que todas las noches podemos ver transitando por las constelaciones zodiacales, transitan por el espacio interplanetario y que aunque son pequeños son las reliquias de la formación del sistema solar. Trataré también los puntos de Lagrange, que son zonas de acumulación de asteroides en planetas, sobre todo en Júpiter. Y se dará una visión general de la formación del sistema solar y su determinante influencia en la distribución de los cuerpos menores. Por último veremos las últimas misiones espaciales a cuerpos menores y sus descubrimientos más importantes.
Figura 4: Árboles caídos en Tunguska tras el impacto de un cometa. Fuente Wikipedia
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2.- La formación del Sistema Solar. Los cuerpos menores como reliquias de su formación.
Tenemos que remontarnos a hace aproximadamente 4600 millones de años
cuando a partir de una nube molecular se empezó a formar lo que hoy conocemos
como Sistema Solar. Según el autor José María Trigo en su libro “El origen del
Sistema Solar”2 varias investigaciones3 apuntan a que tal vez la formación del sistema
Solar se debió a la acción de una Supernova. El detonante que hizo que la nube
molecular (gas y polvo) colapsara dando origen a nuestro Sistema Solar pudo ser
producido por la explosión de una supernova cercana que envió una onda expansiva de
gases calientes que se topó con la nube de polvo y gas provocando el colapso de la nube.
Sería una explicación del colapso que fue necesario para la formación del sistema
Solar, pero solo es una hipótesis y actualmente se sigue investigando en ello.
En el caso de nuestro Sistema Solar las inestabilidades gravitacionales provocaron
el colapso de la nube molecular y comenzó la formación del Sistema Solar actual. La
mayor parte del momento angular estaba en la zona periférica al centro de la nube lo
que evitó el colapso sobre el protosol que estaba en su centro, en los alrededores del
sol la materia giraría más deprisa que al principio del colapso. La zona central tenía
una enorme temperatura, mucha densidad y además se producían procesos muy
intensos como, turbulencias o colisiones. Estos procesos tan intensos provocaron que
los elementos pesados estuvieran más presentes en el centro de la nube y los
elementos más ligeros más alejados del centro. Por tanto en la zona cercana al proto-
sol se formarían los planetas rocosos. A partir de unos 20UA la presencia de
elementos ligeros sería más abundante lo que permitiría la formación de los planetas
gaseosos y helados.
El proceso de formación de los planetas se debió a procesos de acreción de material,
lo que se denomina acrecimiento. Debido a la inestabilidad gravitacional de la nube se
formarían aglomeraciones de materia de forma aleatoria y asimétrica, esto instaría a
colapsos de trozos de la nube. Los trozos más grandes tendrían la masa suficiente
para empezar a retener material, este material serían pequeños granos de polvo o
hielo que colisionando a baja gravedad irían formando trozos más grandes, y
formando finalmente planetesimales. Los trozos más pequeños que los planetesimales
2 Libro: El origen del sistema Solar, año 2001-Página 92: explicación de la hipótesis de la Supernova para la formación del sistema solar. 3 Último estudio: Simulaciones efectuadas por Matthias Gritschneder “The Supernova Triggered Formation
and Enrichment of Our Solar System” M. Gritschneder, D. N. C. Lin, S. D. Murray, Q.-Z. Yin, M.-N. Gong(31 Oct
2011)
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no ejercen suficiente atracción gravitatoria como para agregar otras partículas se
agregarían entonces a partir de fuerzas intermoleculares del tipo Van der Valls4.
Además se produce lo que se denomina un movimiento browniano, este movimiento
browniano es un movimiento aleatorio que se produce cuando las pequeñas
superficies son bombardeadas por partículas del fluido sometidas a una alta agitación
térmica.
Las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dieron lugar a colisiones y a la
excitación dinámica de poblaciones de pequeños cuerpos que aún no habían sido
acretados por los protoplanetas. Esta excitación provocó que los asteroides
localizados cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales
relativas, llevando a la fragmentación de los mismos cuando se producía una colisión y
evitando la aglomeración en objetos de mayor tamaño. Así se formó el actual Cinturón
principal de asteroides entre Marte y Júpiter.
Después de 600 millones de años tras la formación inicial del sistema solar Júpiter
y Saturno entraron en resonancia 2:1 en ese momento se produjo una situación de
desestabilización que provocó que fueran afectadas las órbitas de Urano y Neptuno,
que llegarían incluso a intercambiar sus posiciones respecto al sol, es lo que
determina el Modelo de Niza5. Esas interacciones gravitatorias provocaron un barrido
de la población externa de planetesimales helados, que se quedarían en la zona que
actualmente llamamos cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos
(TNOs). Provocando además mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre
la zona externa del CP y entre los asteroides Troyanos de Júpiter. Una parte de los
planetesimales que sobrevivieron a estas colisiones a lo largo de la formación del
sistema solar los encontramos hoy en día orbitando en torno al sol, son los asteroides
(figura 5) y los cometas. De los cuales hablaremos a lo largo de este trabajo.
Figura 5: Asteroide Eros, es la primera imagen tomada de un asteroide por una sonda, la imagen fue tomada por la
misión NEAR de la NASA, foto cortesía NASA.
4 Fuerzas de Van der Valls: es la fuerza atractiva o repulsiva entre moléculas debidas al enlace covalente o a la interacción electrostática de iones con otros o con moléculas neutras. 5 Modelo de Niza: Modelo que se refiere a la migración planetaria de los Planetas gigantes del Sistema Solar a partir de una configuración inicial más compacta hacia sus posiciones actuales. Explicaría el gran bombardeo de asteroides sobre los planetas y la ubicación de los objetos más alejados del sistema Solar.
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3.- Los puntos de Lagrange, zonas de acumulación de asteroides.
Los puntos de Lagrange son lugares en el espacio donde las fuerzas gravitatorias
y el movimiento orbital del cuerpo se equilibran entre sí. Fueron descubiertos por el
matemático francés Louis Lagrange en 1772 tratando un caso particular del problema
de tres cuerpos (figura 6) usando un tercer cuerpo muy pequeño en órbita alrededor
de las orbitas de dos cuerpos más masivos.
Figura 6: Problema de tres cuerpos
Podemos decir que los puntos de Lagrange L1, L2, L3, L4 y L5 (figura 7) son las
soluciones estacionarias del problema de tres cuerpos restringido a órbitas circulares.
En el caso de órbitas elípticas no hay puntos estacionarios sino que más bien se trata
de una especie de "áreas". Los puntos de Lagrange sucesivos forman órbitas elípticas
estacionarias, geométricamente semejante a la órbita de los cuerpos mayores.
Esto se debe a la segunda ley de Newton:
(dp / dt = F), dónde p = mv (p es la cantidad de movimiento, m la masa y v la
velocidad). p es un invariante si la fuerza y posición se multiplican por un mismo factor.
Un cuerpo en un punto de Lagrange orbita con el mismo período que los dos
cuerpos grandes en el caso circular, implicando que tienen la misma proporción entre
fuerza gravitatoria y distancia radial. Este hecho es independiente de la circularidad de
las órbitas e implica por tanto que las órbitas elípticas descritas por los puntos de
Lagrange son soluciones de la ecuación de movimiento del tercer cuerpo.
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Figura 7 Áreas de Lagrange
Por tanto en esas zonas pueden quedarse atrapados de forma estacionaria algunos
asteroides. ¿Pero en qué zonas de Lagrange podemos encontrarlos?
De los cinco puntos de Lagrange, tres son inestables y dos son estables, los
puntos inestables son los L1, L2 y L3 (figura 8), que se encuentran en la línea que une
las dos grandes masas del sistema.
Figura 8: Los puntos de Lagrange en relación Sol-Planeta
Los puntos de Lagrange estables - L4 y L5 - forman el ápice de dos triángulos
equiláteros que tienen las grandes masas en sus vértices, formando un ángulo de 60º
con la masa más grande. Por tanto en esas zonas encontraríamos acumulado algún
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tipo de objeto, y de hecho así es, en Júpiter encontramos lo que se denomina
asteroides troyanos y griegos en estado de oscilación.
Estos asteroides siguen órbitas alargadas en forma de “gota” (figura 7), sus
movimientos son una combinación entre el periodo de 12 años de Júpiter y otro
periodo más largo de 150 a 200 años de duración. El primer asteroide descubierto en
esas zonas fue en 1906 por el astrónomo Max Wolf que descubrió un asteroide que
parecía oscilar entorno al punto L4 de Júpiter, tal asteroide se le llamó Aquiles. No se
tardó en encontrar más asteroides tanto en L4 como en L5. A los que se descubrieron
en L4 se les puso nombres de guerreros griegos y los del punto L5 nombres de los
defensores de la ciudad de Troya.
En el caso de la Tierra los puntos L4 y L5 están ocupados por partículas meteóricas
que aparecen en condiciones de buena visibilidad como una tenue nebulosidad, a
estas zonas se las denomina Nubes de Kordylewski6. En cuanto al punto L3 (opuesto
al sol) aparece una luminosidad visible después de la puesta del sol en el plano de la
eclíptica, este fenómeno recibe el nombre de “Gegenschein7”, y se debe a la
iluminación por parte del sol de partículas meteóricas en dicho punto.
Muchos más planetas tienen objetos en sus respectivos puntos de Lagrange L4 y L5,
por ejemplo Neptuno tiene objetos troyanos del cinturón de Kuiper.
Saturno tiene una luna, la luna Tetis que tiene dos satélites más pequeños en los
puntos L4 y L5, de nombre Telesto y Calipso. También otra luna de Saturno,
concretamente Dione tiene dos lunas menores, las lunas Helena y Pollux en los puntos
de Lagrange.
Los puntos de Lagrange L4 y L5 son muy estables. Si en algún momento un objeto
que este en estos puntos es perturbado, volvería a la estabilidad de esa órbita debido
a la fuerza de Coriolis8 que actuaría sobre el cuerpo. Esta fuerza hace que un objeto
que se desplace alejándose del eje de rotación lo empuje en sentido contrario a la
rotación del sistema.
6 Nubes de Kordylewski: Fueron vistas por astrónomo polaco Kazimierz Kordylewskii en los años sesenta, pero hay todavía controversia acerca de si realmente existen, debido a su debilidad extrema. 7 Gegenschein: Fenómeno descubierto en 1854 por el astrónomo danés Theodor Brorsen. 8 Fuerza de Coriolis: Este efecto consiste en la existencia de una aceleración relativa de un cuerpo en un sistema en rotación, por ejemplo el movimiento circular de las borrascas en la Tierra.
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4- Los Cuerpos Menores del sistema solar (CMSS).
Describiré ahora todos los cuerpos menores del sistema solar, empezando por los
más pequeños como es el polvo interplanetario y acabando con los objetos más
lejanos del sistema solar, los objetos de la nube de Oort. De todos estos hablaremos
de sus características y ubicación en el sistema solar.
Se descubren cientos de estos objetos todos los años y por tanto hay que
catalogarlos y ponerles un nombre, de esto se encarga el Centro de Planetas
Menores (Minor Planet Center o MPC). El Centro de Planetas Menores opera en
el Observatorio Astrofísico Harvard-Smithsonian (SAO) de Cambridge, bajo el auspicio
de la División III de la Unión Astronómica Internacional (IAU). El MPC es el
responsable de la designación de los cuerpos menores del Sistema Solar: planetas
menores, asteroides y cometas. También es responsable de la colección, el cálculo,
control y difusión de las observaciones astrométricas y órbitas de planetas menores,
cometas y asteroides. El equipo de computación utilizado por el MPC cuenta con el
apoyo de la Fundación Tamkin9.
Nomenclatura de los asteroides:
Al principio de ser descubiertos reciben un nombre por parte del MPC que consiste en
el año del descubrimiento, la quincena del mes y el número de asteroide descubierto
en esa quincena. Pongamos por ejemplo el hipotético asteroide 2011 MA:
Nuestro asteroide fue descubierto en el año 2011, la primera letra mayúscula
corresponde a la quincena:
Letras y periodos
A Ene. 1-15 B Ene. 16-31 - N Jul. 1-15 O Jul. 16-31
C Feb. 1-15 D Feb. 16-29 - P Ago. 1-15 Q Ago. 16-31
E Mar. 1-15 F Mar. 16-31 - R Sep. 1-15 S Sep.16-30
G Abr. 1-15 H Abr. 16-30 - V Nov. 1-15 W Nov. 16-30
L Jun. 1-15 M Jun. 16-30 - X Dic. 1-15 Y Dic. 16-31
2011 MA fue descubierto en el periodo 16-30 de Junio (M). La segunda letra
mayúscula corresponde al número de asteroide descubierto en esa quincena, en
9 Fundación Tamkin: Fundación ubicada en los Ángeles (EEUU). Disponen de una red informática de alta velocidad compuesta por 22 computadoras para el tratamiento de datos astronómicos y calculo de órbitas, a disposición de la MPC.
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nuestro caso la letra A corresponde al primer asteroide descubierto en la quincena.
Podemos ver en la siguiente tabla las correspondencias con la segunda letra:
A = 1º B = 2º C = 3º D = 4º E = 5º F = 6º G = 7º H = 8º J = 9º
K = 10º L = 11º M = 12º N = 13º O = 14º P = 15º Q = 16º R = 17º S = 18º
T = 19º U = 20º V = 21º W = 22º X = 23º Y = 24º Z = 25º
Sí en esa quincena se descubren más de 25 asteroides habría que añadir un 1 al final
de la nomenclatura, es decir si se descubre el número 26 se denominaría 2011 MA1,
A1 correspondería al número 26, B1 al 27, y así sucesivamente hasta completar los
periodos de 25.
Una vez tenemos definido el objeto y ya conocemos perfectamente su órbita y
podemos predecir futuras apariciones, se le designa un nombre y número permanente.
El número no tiene que ser ninguna continuación de otros números de asteroides, este
es asignado por un comité de la IAU. El nombre suele el del descubridor, aunque se
admiten todo tipo de nombres, desde nombres griegos, nombres de famosos, de
cosas, etc. no hay restricciones en ese sentido. Tenemos nombres clásicos como
(243) Ida, (1) Ceres, nombres de personajes de ficción como (2309) Mr. Spock, o de
cantantes famosos: (7934) Sinatra o (23990) Springsteen. A nuestro asteroide 2011
MA lo podríamos llamar perfectamente (23457) Viu, el número nos lo asignaría el IAU.
Sí queremos saber datos más directos del asteroide tendremos que consultar el
nombre científico que todo asteroide tiene a parte del nombre “comercial”.
4.1- El polvo interplanetario (IDPs).
El polvo interplanetario (Interplanetary dust particles, IDPs) está compuesto por
partículas de hasta 100 µm, a partir de ese tamaño tendríamos Meteoroides y objetos
más grandes, por tanto se trata de partículas muy pequeñas. El polvo interplanetario
es una variante del polvo cósmico, se le llama interplanetario pues está comprendido
entre el sol y los planetas. Es un polvo que ha sido eyectado por colisiones de cuerpos
o expulsado por cometas, también es parte de los restos de la formación del sistema
solar. El polvo interplanetario lo podemos en cierto modo visualizar desde la Tierra
(figura 9). Si la noche es muy oscura y con gran estabilidad podemos ver lo que se
denomina luz zodiacal, se llama así pues se puede observar una tenue luz en el plano
de la eclíptica en el amanecer o al anochecer.
Es simplemente el reflejo de la luz del Sol por parte del polvo interplanetario en las
cercanías del Sol. La Tierra en su movimiento alrededor del Sol captura diariamente
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miles de toneladas de este polvo (unas 2900 al día), a ese ritmo se calcula que si no
se destruyera este polvo en la Tierra habría una capa de un metro de altura de polvo
de color oscuro, el polvo interplanetario.
Figura 9: Luz Zodiacal: puede observarse la tenue luminiscencia sobre el plano de la eclíptica. Imagen cortesía NASA
Veamos ahora la dinámica del polvo interplanetario en el Sistema Solar. Sobre esta
micromateria interplanetaria actúan diversas fuerzas:
-La presión de radiación; que aparece como una fuerza que actúa sobre el polvo
empujándolo y por tanto frenándolo y tratando de desplazarlo hacia el exterior del
Sistema Solar. Actúa sobre el polvo un vector de Poynting10, es decir, se ve afectado
por la intensidad de la onda electromagnética proveniente del sol. Es una presión muy
débil pero muy apreciable en las colas cometarias al acercarse al Sol.
- El efecto Poynting-Robertson, La interacción del polvo con la luz solar genera una
fuerza de frenado que es débil en comparación con la generada por la presión de
radiación pero que disipa energía y momento causando que la partícula caiga muy
lentamente en órbitas en forma de espiral hacia el Sol. Este efecto es muy importante
para partículas muy pequeñas, pero cuando ya se trata de cuerpos de masa cercana
al metro ya no es apreciable. Otro efecto importante es la existencia del campo
magnético interplanetario el cual origina una fuerza que tiende a aumentar la
inclinación orbital del polvo interplanetario.
10 Vector de Poynting: es un vector cuyo módulo representa la intensidad instantánea de energía electromagnética que fluye a través de una unidad de área superficial perpendicular a la dirección de propagación de la onda y cuya dirección y sentido son los de propagación de la onda electromagnética.
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Su disposición en el Sistema Solar (figura 10) es de una mayor concentración
entre Marte y el Sol, con una forma lenticular aplastada y con su plano de simetría
principal coincidiendo con el plano invariable del sistema solar (o plano máximo de
Aries o Laplace). En las cercanías del sol por debajo de 0.5 UA habría ausencia de
ellos pues las altas temperaturas los volatizan.
Figura 10- El polvo interplanetario en el Sistema Solar, figura del autor.
En cuanto a su composición (figura 11) se han utilizado muchos métodos para
saberlo, desde aviones y globos sonda a gran altura para capturar polvo
interplanetario, hasta buscar en los fondos marinos en busca de material parecido a
los meteoritos, lo que se denomina esférulas cósmicas. En general son de color
oscuro y están compuestas por una mezcla de silicatos y compuestos de carbono. Las
composiciones típicas de los IDPs recogidos en Tierra son muy semejantes a las
contritas carbonaceas. Este polvo interplanetario que se agrega a la Tierra llega al
suelo por condensación en gotas de agua, copos de nieve o granizo. Esto es debido a
que el vapor de agua utiliza el polvo como núcleos de condensación.
Una zona en la Tierra donde se acumula mucho polvo interplanetario es en los
casquetes polares, siendo esta una auténtica reserva natural de IDPs.
Figura 11: Polvo interplanetario. Fuente Wikipedia
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4.2- Meteoroides, meteoros y meteoritos.
Un meteoroide es un cuerpo menor cuyo tamaño está comprendido entre 100 µm y
50m, esta definición puede variar pero es el utilizado por la Royal Astronomical
Society. Los meteoroides como el polvo interplanetario, proceden de los desperdicios
de la formación del Sistema Solar, de las colisiones de cuerpos, y de eyecciones de
cometas. Suelen ser de tipo condrito (rocoso), acondrito (parecido a rocas ígneas) o
metálico, de los tipos de meteoritos hablaré extensamente en el apartado de tipos de
meteoritos. Estos se mueven en órbitas alrededor del sol, y como se ha dicho en su
mayoría provienen de eyecciones de cometas o de colisiones de cuerpos celestes.
Estos se hayan concentrados en el plano de la eclíptica, disminuyendo su número
conforme nos acercamos al Sol y conforme nos acercamos a Júpiter, ya que ambos
astros capturan gravitacionalmente la mayoría de los meteoroides. Los meteoroides
asociados a cometas o asteroides se convierten en meteoros cuando interceptan la
Tierra.
Un meteoro es el fenómeno luminoso que se produce cuando el meteoroide choca
contra la atmósfera terrestre y por fricción con esta se pone incandescente,
popularmente se les denomina estrellas fugaces.
Esta interacción ocurre en la Termosfera a una altura entre 80 y 120km, la
velocidad de entrada varía desde los 11km/s para los meteoros más lentos hasta los
80km/s para los más rápidos. Las partículas atmosféricas chocan contra la superficie
del meteoroide aumentando su temperatura, este proceso aumenta conforme se
disminuye la altura, cuando el meteoroide alcanza una determinada temperatura
comienza el proceso de ablación. Es decir el calor producido por el rozamiento es
suficiente para sublimar los átomos y las moléculas del meteoroide. En esta etapa la
pérdida de masa es rápida, esta pérdida de masa ocurre de varias formas, la más
importante es la separación de átomos y moléculas individuales del meteoroide.
Aunque hay otros procesos de pérdida de masa como chispas sólidas expedidas
desde la superficie del meteoroide o fragmentos que se separan por la presión. El
destello luminoso no es causado por la masa del meteoroide sino por su alta energía
cinética. Interacciona a una altura de 120km y pueden llegar en su recorrido hasta los
25km del nivel del suelo según sea su tamaño y velocidad, a esa altura final ya han
perdido toda su energía y velocidad inicial. Cuando la mayor parte de la masa se ha
consumido, el meteoro deja de verse. En el caso de meteoroides muy pequeños, la
ablación es tan fuerte que se evapora todo el material. En los cuerpos más grandes al
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19
disminuir su velocidad queda una masa residual que termina por alcanzar la superficie
terrestre en forma de micrometeoritos tras varios minutos de vuelo sin luz.
Los meteoros están asociados a cometas y asteroides, estos cometas y asteroides
siguen órbitas alrededor del sol, entonces los restos de estos cuerpos (los
Meteoroides) estarán a lo largo de la misma órbita que el cuerpo del que ha sido
eyectado. Por tanto podemos conocer de qué cuerpo menor proviene el meteoro sólo
con determinar su órbita.
Así a lo largo del año podemos ver diversas lluvias de meteoros como es el caso de
las Perseidas de Agosto (asociada al cometa 109P/Swift-Tuttle) o de las Leónidas de
Noviembre (asociada al cometa Tempel-Tuttle). Estas lluvias se presentan en periodos
temporales según la época del año, como hemos dicho las perseidas se presentan en
agosto, concretamente del 25 de julio hasta el 27 de agosto, con un día de máximo de
apariciones de meteoros que se suele presentarse la noche del 12 al 13 de agosto.
Este día es cuando la tierra intercepta una mayor densidad de partículas en su órbita y
es cuando se pueden observar más estrellas fugaces. Al número máximo de meteoros
por hora se le denomina THZ (Tasa cenital máxima) (figura 12) cuyo valor es el
número de meteoros que se observarían si el radiante estuviera en culminación y con
una atmósfera estable y limpia. La THZ de las perseidas suele estar en 80
meteoros/hora. Si se produce el paso de su cometa asociado, en los siguientes años
se verá incrementado el número de meteoros observables pues habrá repoblado su
órbita de nuevos meteoroides.
Figura 12: THZ de las Leónidas de 1998-fuente NASA
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20
Un fenómeno muy interesante son las tormentas de meteoros, normalmente en el
tubo meteórico (se denomina tubo meteorico a la órbita donde están distribuidos los
meteoroides) las partículas meteóricas se distribuyen en filamentos, lo que provoca
que existan diversas zonas de más densidad que otras que cada cierto tiempo la
Tierra llega a interceptar. Cuando esto ocurre se produce una auténtica tormenta de
miles de estrellas fugaces, como fue el caso de las Leónidas de 1998, cuando en un
minuto se podían contar hasta 60 meteoros, lo que daba una THZ de unos 3600
meteoros por hora. Cuando estas tormentas ocurren provocan mucho entusiasmo a
los aficionados de las astronomía por el espectáculo tan bello que supone su
observación, pero para las agencias espaciales a veces puede ser un problema. La
Nasa en varias ocasiones ha tenido que corregir la órbita de algún satélite para que
intercepte el menor número de estos meteoroides, pues aunque son pequeños su alta
velocidad orbital puede provocar daños en los sensores de los satélites artificiales.
Los meteoroides que pertenecen a un determinado tubo meteórico tienen
aproximadamente los mismos elementos orbitales. Todos ellos se mueven siguiendo
direcciones paralelas, por tanto podemos definir la dirección de un radiante de una
lluvia de meteoros como la tangente a la órbita de los meteoroides en el punto donde
la tierra la corta. Entonces cuando diversos meteoros provenientes de la misma orbita
interaccionan con la atmosfera parece como si provinieran de un mismo punto en el
cielo, es decir si el trazo que dejan en la bóveda celeste lo trasladamos hacia atrás,
para varios meteoros, parece como si partieran de un mismo punto.
Es un fenómeno parecido al que se produce cuando se va circulando por un túnel,
con farolas a lo largo del recorrido, y hay una sensación de que todas estas luces
parecen venir del final del túnel. A ese punto de salida de meteoros se le denomina
radiante (figura 13), y se le pone el nombre de la constelación en la que parecen
provenir los meteoros. Este radiante varía de posición en la bóveda celeste a lo largo
del tiempo debido al movimiento de la Tierra alredor del Sol.
Figura 13: (Leónidas de Noviembre)- Movimiento del radiante (del 14-11 al 21-11), y trazos de meteoros del día 14 de
Noviembre-imagen del autor
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21
Los meteoros según su tamaño y composición pueden presentar un determinado
brillo o color. El brillo se mide por comparación con la magnitud estelar de las estrellas,
así pueden tomar valores de magnitud aparente comprendidos entre la 6-7 para los
más débiles hasta magnitudes negativas para los más brillantes. Si un meteoro
presenta una magnitud a partir -2 se le denomina bólido, y si llega a magnitud de -16
(brillo del Sol) se le llama superbólido. Los meteoros en su paso por la atmósfera
producen diversos fenómenos como estelas, fragmentaciones, explosiones, y en
algunos casos incluso ruido (sobre todo en bólidos).
De las observaciones de meteoros podemos obtener multitud de informaciones
científicas:
-A partir de imágenes CCD se puede obtener el registro de los trazos luminosos que
realiza un meteoro. Sí este es observado desde dos lugares diferentes, y sabiendo la
velocidad del meteoro, se pueden realizar análisis astrométricos de la trayectoria del
meteoro entre las estrellas. Con esto obtendríamos, a partir de la velocidad
geocéntrica, la órbita que seguía la partícula alredor del sol.
-Mediante espectroscopía se puede conocer los principales elementos químicos del
meteoroide a partir de la luz que desprende en su incandescencia. Calculada la
distancia al observador se pueden obtener las abundancias relativas entre los
diferentes componentes, con lo que se puede clasificar el meteoroide como condrito,
acondrito o metálico.
-De la información orbital extraída del meteoroide se puede analizar la evolución
temporal de esa partícula en el sistema solar, y llegar a conocer el cuerpo del que se
desprendió.
Sí el meteoroide es lo suficientemente grande como para alcanzar la superficie
terrestre se le denomina meteorito. A lo largo de la historia de la humanidad ha
habido miles de impactos de meteoritos, produciendo impresionantes cráteres. Alguno
de estos cráteres aún perduran en la actualidad y otros han desaparecido por la acción
de la erosión. La atmósfera juega un papel importante para borrar las huellas de los
meteoritos y para evitar que muchos alcancen el suelo. Podemos ver en otros planetas
sin atmósfera o con una atmósfera muy ligera como están poblados de cráteres, como
es el caso de mercurio o del planeta Marte.
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22
Pero en la Tierra aun podemos ver algunos cráteres, por ejemplo el cráter
Barrenguer de Arizona (EEUU), impacto producido hace unos 50.000 años. Se estima
que fue producido por un meteorito de unos 50m de largo y que con una velocidad
estimada de impacto de 12km/s provocó un enorme cráter de 1,2 km de diámetro y
170m de profundidad.
Otros meteoritos caídos en la Tierra provocaron grandes extinciones, como es el
caso de los dinosaurios del cretácico terciario que debido a la caída de dos trozos de
cometa provocaron un cambio climático y la consiguiente extinción paulatina de los
dinosaurios. Teorías recientes sobre la aparición de la vida en la Tierra dicen que pudo
venir del espacio, es lo que se llama la teoría de la Panspermia. En las etapas de
formación de la Tierra hubo un gran bombardeo de meteoritos y las colisiones en el
sistema solar eran continuas, pudo ser que meteoritos impactaran en planetas como
Marte y pudieran arrancarle material que vagara errante por el sistema solar hasta
impactar en la Tierra. En esas épocas, y según estudios recientes11, en Marte había
océanos (figura 14) y quizá vida microscópica, puede que seres microscópicos
provenientes de Marte llegaran a la Tierra en forma de esporas y cultivaran la Tierra
en la “sopa primordial”. Con lo que como comenta el autor Fernando Ballesteros en su
libro “Astrobiología, un puente entre el Big Bang y la vida” los marcianos seriamos
nosotros…. Realmente son teorías pero lo cierto es que esto explicaría la aparición tan
temprana de la vida en la Tierra.
Figura 14: Un vasto océano cubrió probablemente un tercio de la superficie de Marte hace unos 3.500
millones de años, cortesía NASA.
11 Huellas de Océanos en Marte: El hallazgo se ha hecho gracias al análisis de una serie de imágenes tomadas por el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (HiRise) del Orbitador de Reconocimiento de Marte (MRO).El director de la investigación científica del programa de exploración a Marte de la NASA, Michael Meyer hizo el anuncio junto con el profesor Alfred McEwen de la Universidad de Arizona, en 2006.
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Veamos a continuación de que están compuestos los meteoritos recogidos en la
Tierra ya sea tras un impacto o tras ser recogidos e identificados como meteoritos. Ya
vimos que principalmente los podemos dividir en rocosos y metálicos, pero la
clasificación es mucho más larga y compleja, veremos los más significativos según su
abundancia de caída en la Tierra.
Básicamente podemos decir que pueden ser metálicos, acondritas o contritas. Los
de tipo de condrita son los más comunes, aproximadamente el 86% de los recogidos
en Tierra. Les siguen las acondritas que sería el 8% y el resto sería de tipo metálico.
Pero hay una clasificación, la llamada clasificación de Bischoff, del año 2001 que los
divide en dos tipos, “diferenciados” y “no diferenciados” (figura 15) según hayan sufrido
o no procesos de fusión.
Figura 15: Clasificación resumida de los meteoritos según Bischoff-2001, a, b
Veamos los tipos de meteoritos:
Meteoritos no diferenciados.
- Condritas: son los más abundantes entre todos los tipos de meteoritos. Son de
tipo no diferenciado porque no han sufrido fusión tras su formación por
acreción hace unos 4550 millones de años. Tienen además muchas
características del primer material de la nube protoplanetaria de formación del
Sistema Solar aunque con algunas variaciones por metamorfismos y
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variaciones acuosas. Sin embargo poseen una característica que no ha variado
mucho, los condrulos (figura 16). Los condrulos son esferas de tamaño muy
pequeño, por lo general menor de un milímetro, que rellenan hasta el 70% del
meteorito. Provienen de la nube primordial y por acreción quedaron incrustadas
en interior de la piedra, tienen esa forma esférica o de gota púes es la forma
que adopta en ingravidez un material fluido. Además se considera que estos
condrulos eran el material más abundante en la nube primordial de formación
del sistema solar. Se observan mucho más en las Condritas carbonaceas (6%
de caídas en Tierra), que son de procedencia más primitiva y se clasifican en
diversos tipos según su grado de oxidación. Otro tipo de condrita es la condrita
ordinaria que como bien dice su nombre es el tipo más común de meteorito
recogido en la Tierra, suele ser el 80%. Por último otro tipo importante es la
condrita enstatita (2% de caídas en la Tierra), es un material más alterado, con
formas más metálicas.
Figura 16: Condrita, pueden observarse en su interior los condrulos (esferas)-cortesía de Instituto Argentino de
radioastronomía.
Meteoritos diferenciados.
Este tipo de meteoritos han sufrido muchos cambios y fueron los que acrecionaron
primero en la nube protoplanetaria, suelen ser de origen asteroidal. Dentro de este
tipo tenemos los siguientes meteoritos:
- Acondritas: No presentan formación de condrulos en su interior debido a
procesos de calentamiento que provocaron que los condrulos se fusionaran. Las
acondritas se dividen en dos clases según su contenido en calcio, con lo que
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25
tendremos acondritas ricas en calcio o pobres en calcio. Este tipo de meteorito es
parecido a la roca ígnea terrestre (volcánica). Como curiosidad los meteoritos de
origen marciano (Lucky) y los de origen lunar (lunalitos) son también de tipo
acondrita, estos son muy difíciles de encontrar. A los meteoritos de origen
marcianos se les denomina lucky (suerte) porque hay muy pocos, la mayoría se
encuentran en desiertos o en la zona de la Antártida. Estas son zonas de buena
conservación y poca erosión. Su origen es el impacto de algún asteroide en estos
astros provocando la eyección de los restos del meteorito fuera del planeta, tras
miles de años en órbita terminaron por caer en la Tierra.
Metálicos: presentan abundancia de Hierro y Níquel, el impacto entre asteroides es
su origen más común. Estos se clasifican a su vez en otros subgrupos en función
de su formar estructural (Hexaedritas y Octaedritas) y su composición química
(magmáticas y no magmáticas).
Sideritos: Están compuestos de un cincuenta por ciento de metal y la otra mitad de
silicatos, también se les denomina metalorocosos. Se clasifican en otros
subgrupos según las variaciones en esa composición inicial, estos son los
palasitos (formados por olivinio) y los mesosideritos (formados por feldespatos y
piroxenos).
Clasificación moderna de meteoritos:
Actualmente hay una clasificación mucho más completa de meteoritos, son tres
clasificaciones muy diferentes pero complementarias entre sí. Se basan en sus
cambios debido al choque de impacto (Metamorfismo de choque)12, en sus
variaciones por meteorización13 y a su composición y procedencia14:
-Metamorfismo de choque; esta clasificación tiene en cuenta la fuerza del impacto
del meteorito con la superficie de la Tierra, clasificándolos según la intensidad del
choque en Gigapascales. Dando una Clasificación de índices Sn, donde n=1, 2, 3,
4,5 y 6.
12 Desarrollada por D. Stoffler, K. Keil y R. D. Scott,. (Department of Earth Sciences & Astronomy Mt. San Antonio College) 13 Desarrollada por F. Wlotzka en 1993,. (Department of Earth Sciences & Astronomy Mt. San Antonio College) 14 Desarrollada por A. Bischoff en el año 2001.(Universidad de Munster, Alemania)
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El índice 1 indicaría que no hubo choque y sería tipo Condrita que es el más
común. El nivel 2 sería un choque débil y el nivel 6 sería el choque más fuerte
(unos 80Gps). Todos estos niveles en los que clasificamos los meteoritos tendrían
también a su vez una clasificación para cada nivel Sn según las características
ópticas (colores que se observan al verse con luz polarizada) y de composición
interna.
-Clasificación por meteorización, está basada en los cambios que ha sufrido el
meteorito por la acción del clima. El viento, la lluvia, el agua del mar, es decir los
agentes meteorizantes varían las características físicas del meteorito cambiando
su nivel de oxidación. Estos meteoritos se clasifican con el llamado índice Wn,
donde n=0, 1, 2, 3, 4, 5 y 6 según el nivel de oxidación del meteorito. Por ejemplo
el nivel 0 corresponde a un estado en el que aún no ha habido meteorización ya
que el meteorito ha sido recogido inmediatamente del impacto. Un nivel 3
correspondería a un meteorito de fuerte oxidación y en uno de nivel 6 los silicatos
han sido sustituidos por arcillas y óxidos.
-Clasificación por composición y procedencia. Correspondería completamente a la
clasificación que ya he desarrollado en los puntos anteriores, es decir a la
clasificación de A. Bischoff (2001). Que los clasificaba en meteoritos diferenciados
(o fundidos) y meteoritos no diferenciados (primitivos o no fundidos).
Otros meteoritos: Hay una serie de material que no son meteoritos pero que han
sido producidos a causa de un impacto de un meteorito, es lo que se denomina
Impactitas. Que no es más que el material eyectado de la corteza terrestre por la
fuerza del impacto del meteorito. Este material se funde y enfría rápidamente,
presentando entonces un aspecto caótico mezcla de muchas rocas. Dentro de este
grupo están las famosas tectitas, de formas vidriosas y muy oscuras.
4.3.- Los NEAS, objetos cercanos a la Tierra.
Los NEAs (Near Earth Objects-objetos cercanos a la Tierra), son asteroides
eyectados del cinturón principal de asteroides, o cometas extintos provenientes del
cinturón de Kuiper. Estos realizan órbitas muy cercanas a la Tierra y algunos de ellos
llegan a cruzan su órbita, con el consiguiente peligro de impacto. Suelen ser órbitas
excéntricas y con perihelios cerca de 1,3UA. Los NEAs de tipo asteroidal provienen del
Cinturón principal ya que debido a resonancias con Júpiter varían su órbita y se
trasladan a orbitas menores de 1,3UA.
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27
El cinturón de asteroides tiene unos huecos, llamados huecos de Kirkwood15 que son
las zonas donde se producen estas resonancias, sobre las resonancias hablaré en
profundidad en el capítulo del Cinturón Principal de asteroides. Los NEAs sobreviven
en su órbita unos pocos millones de años hasta que son eliminados por degradación
orbital colisionando con el Sol o con los planetas interiores.
Podemos agruparlos en tres grupos:
-Tipo meteoroide, que son de tamaño menor a 50m.
-Tipo asteroide, que pueden ser tamaños entre 50m y decenas de Km.
-Tipo cometa, que son cometas extintos que ya no tienen elementos volátiles y que
han quedado atrapados en orbitas cercanas al Sol.
Nos centraremos en los NEAs tipo asteroide. Estos se clasifican en tres grupos: Amor,
Apolo y Atenas (llamados grupo AAA), desde los más alejados a la tierra como es el
caso del tipo Amor, hasta los más cercanos y peligrosos que son los de tipo Atenas (o
Atón). En la figura 17 podemos ver las orbitas de estos asteroides:
Figura 17: Orbitas de los NEAs-figura del autor.
15huecos de Kirkwood: fueron observados por el astrónomo estadounidense Daniel Kirkwood en 1857, que fue también el primero en explicar correctamente su origen en las resonancias orbitales con Júpiter.
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28
-Asteroides Amor: tiene su radio orbital medio entre las órbitas de la Tierra y Marte,
con un perihelio de entre 1.017 y 1,3 UA de la Tierra, y con un afelio muy grande ya
que son órbitas excéntricas. Estos a menudo cruzan la órbita de Marte e incluso de
Júpiter, pero no llegan cruzan la órbita de la Tierra, a no ser que por alguna
perturbación sufrieran algún cambio en su órbita y llegaran a cruzar la órbita terrestre.
Pero es muy inusual en esta familia de asteroides. Su nombre es debido al
descubrimiento del asteroide (1221)Amor por el astrónomo Eugène Joseph Delporte
desde el observatorio de Uccle (Bélgica), el 12 de marzo de 1932.
Es un conjunto de asteroides muy disperso con lo que a su vez se dividen en cuatro
subgrupos: Amor I, II, III y IV. Los del grupo I tienen su semieje mayor entre la Tierra y
Marte, es decir entre 1UA y 1,532UA, se les considera parte del cinturón de asteroides
Tierra-Marte. El grupo Amor II se encuentra entre 1,532 UA y 2,12 UA que es la zona
interior del CP. El grupo Amor III llega desde los 2,12 UA hasta el extremo exterior del
CP (unos 3,57UA), este es el grupo más poblado de los asteroides Amor. Finalmente
el grupo IV tiene semieje mayor de 3,57 UA, es decir mayor que el extremo superior
del CP, es el menos poblado y además poseen gran excentricidad entre 0,6 y 0,75.
-Asteroides Apolo. Su órbita discurre por el exterior de la órbita de la Tierra, pero
debido a que su perihelio es inferior a 1UA pueden cruzar la órbita de nuestro planeta.
Su nombre proviene del asteroide (1862) Apolo descubierto por el astrónomo Karl
Reinmuth en 1932. Se han descubierto cientos de estos asteroides, de decenas de
Km. algunos de ellos como por ejemplo (1866) Sísifo de aproximadamente 10km.
-Asteroides Atenas (Atón). Son los más peligrosos para la Tierra. Tienen un semieje
menor de 1UA, pero tienen orbitas muy excéntricas, por tanto estos no tienen por qué
estar dentro de la órbita de la Tierra, de hecho la mayoría tienen un afelio de más un
1UA y cruzan la órbita de la Tierra. Son complicados de descubrir por su cercanía al
Sol y por tanto muy peligrosos, reciben el nombre del asteroide (2062) Atón un
asteroide rocoso de 1km descubierto en 1976 por E.F.Helin. A los asteroides Atenas
más peligrosos para la Tierra por su órbita y tamaño se les denomina PHA (asteroide
potencialmente peligroso). Se les considera así cuando su distancia mínima de
intersección con la órbita terrestre es de 0,05UA, y que además tengan una magnitud
absoluta de 22.0 o más brillante.
Cuando hablamos de magnitud absoluta de asteroides nos referimos a la magnitud
que un observador observaría si el asteroide estuviera a una distancia de 1UA del Sol
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y con ángulo de fase cero (ángulo entre el Sol y la Tierra visto desde el centro de la
Tierra).
A partir de la magnitud y del albedo del asteroide se puede dar un rango de
tamaños para este. Ya que el albedo no se conoce exactamente se toma por definición
un albedo estándar de entre 0.25 a 0.05. A partir de ahí se obtiene para cada magnitud
una tabla de rangos aproximados de diámetros de asteroides. Como podemos ver en
la siguiente tabla (figura 18) a modo de ejemplo.
Figura 18: Magnitudes absoluta (H) de Asteroides y su relación con su tamaño, se puede observar como a mayor
magnitud menor diámetro.
Dentro de los asteroides Atenas hay un subgrupo de asteroides llamados asteroides
Apohele (IEOs - Inner Earth objets) que tienen la particularidad de tener un perihelio y
un afelio menor que 1UA, es decir están en orbitas interiores a la órbita de la Tierra y
por tanto no interceptan la órbita nuestro planeta.
Debido a la alta peligrosidad de estos grupos de asteroides se han elaborado
diversos programas de seguimiento y de búsqueda de NEAs, ya que un posible
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30
impacto con un asteroide podría llegar a provocar desde una gran catástrofe hasta una
extinción.
La Nasa en colaboración con la fuerza aérea de EEUU tiene varios programas de
seguimiento de objetos cercanos a la Tierra, entre ellos el programa NEAT (Near
Object Earth program). Este programa usó para este propósito, desde 1995 hasta el
año 2000, el telescopio GEODSS (seguimiento de satélites), que es utilizado
normalmente por personal de la fuerza aérea. Está ubicado en Haleakala (Hawái) y
utiliza una cámara CCD de 4096x4096 píxeles y un campo de visión de 1.2x1.6 grados
para seguimiento y búsqueda de objetos cercanos a la Tierra. A partir del año 2000 se
utilizó el telescopio AMOS de 1,2 m que es más operativo pues se puede usar más
noches al año. En 2001 se unió a la búsqueda el telescopio Schmidt de Monte
Palomar (California) que tiene tres cámaras CCD de las mismas características que el
GEODSS. El programa NEAT básicamente observa la misma parte del cielo tres
veces en un intervalo de una hora, se transmiten automáticamente los datos para la
búsqueda de objetos en movimiento por comparación con las tres imágenes.
Otro proyecto que opera junto a NEAT es el proyecto LINEAL del laboratorio Lincolm
del MIT financiado por la NASA y la fuerza aérea de EEUU. Utiliza la tecnología para
seguimiento de satélites usándola para la búsqueda y seguimiento de objetos
menores. Utiliza los telescopios GTS-2 (figura 19) de diseño idéntico a los GEODSS
de vigilancia de satélites. Los laboratorios están en los terrenos del White Sands
Missile Range de la fuerza aérea en Socorro (Nuevo México). Aproximadamente el
50% de los asteroides conocidos en el sistema solar han sido descubiertos por el
programa LINEAR. Hasta la fecha han descubierto 2019 asteroides NEAs y 236
cometas.
Figura 19-Telescopio GT-2 (Nuevo Mexico).cortesía NASA
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A parte de los organismos internacionales que tienen muchos recursos para la
investigación, hay otros organismos con menos recursos pero que también aportan su
granito de arena a la busqueda de estos objetos tan peligrosos. Se trata de las
asociaciones de aficionados a la astronomía. Asociaciones como SOMYCE (Sociedad
de observadores de meteoros y cometas) en España o IMO (International Meteors
organizartion) en Bélgica, se dedican al estudio de la materia interplanetaria. SOMYCE
con casi 25 años de funcionamiento ha aportado con multitud de observaciones de
aficionados una catalogación muy exacta de multitud de lluvias menores de meteoros.
Ha habido campañas de seguimiento de asteroides y de cometas, y ha sido una de las
más importantes en el mundo en el registro de datos de meteoros. IMO por su parte es
una asociación internacional que se dedica a tutelar todas estas observaciones de
aficionados. Con su supervisación se da un carácter cientifico a los reportes de datos
indicando en todo momento al aficionado cómo tomar los datos con el máximo rigor.
A parte de estas asociaciones existen muchas más dedicadas al mismo tema y
desarrollando un trabajo semiprofesional muy útil. La tecnología en telescopios ha
avanzado mucho y cada vez podemos encontrar en el mercado telescopios más
profesionales y con un rendimiento óptimo. Este hecho es utilizado mucho por
aficionados particulares que noche tras noche buscan en el cielo un posible NEA.
Algunas veces el desubrimiento se hace por parte de aficionados en telescopios
profesionales. Unos aficionados a la astronomía descubrieron el 28 de septiembre de
2011 un NEA mediante el programa TOTAS (seguimiento de asteroides) de la ESA
mediante la estación de óptica Terrestre que poseen en el Teide (Canarias),
concretamente el asteroide 2011 SF108 . Fue gracias a un programa de
Crowdsourcing (subcontratación voluntaria) patrocinado por al SSA (programa de
conocimiento situacional del espacio de la ESA). El equipo estuvo formado por 20
voluntarios. Las imágenes tomadas por los aficionados desde la estación de óptica
Terrestre fueron distribuidas entre todos ellos para su revisión. En esta ocasión, el
descubrimiento del NEA recayó en Rainer Karcht, un maestro jubilado alemán.
Por tanto los aficionados a la astronomía también juegan un papel muy importante en el
seguimiento de estos objetos tan peligrosos para la Tierra.
DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Universidad Internacional Valenciana
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4.4.- El cinturon principal de Asteroides (CP).
El cinturon principal de Asteroides (CP) se encuentra ubicado entre Marte y Jupiter,
a una distancia del sol entre 2 y 3.6 UA, (figura 20) y esta formado por miles de
asteroides, pero su masa total es aproximadamente 1/1000 de la masa de la Tierra,
con lo que están muy dispersos entre sí. La imagen de muchas películas de ciencia
ficción en la que las naves atraviesan zonas de asteroides esquivándolos es
totalmente irreal para el caso del CP.
Si queremos observarlos desde la Tierra no tenemos más que observar la dirección
del plano de la eclíptica y tal vez podamos encontrar alguno empleando metodos de
astrometría.
Figura 20: El cinturón principal de asteroides
Estos asteroides son los restos de la formación del Sistema Solar por tanto tienen
una edad de 4,6 millones de años. Debido a la temprana formación del planeta Júpiter
se puso fin a la formación de cuerpos planetarios entre Marte y Júpiter. Esto fue
debido a las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dando lugar a colisiones
y a la excitación dinámica de poblaciones de pequeños cuerpos que aún no habían
sido acretados por los protoplanetas. Esta excitación provocó que los asteroides
localizados cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales
relativas, provocando choques entre ellos y evitando que se agruparan para formar
DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Universidad Internacional Valenciana
33
planetas. Así se formó el actual Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter.
Además cuando Júpiter y Saturno entraron en resonancia 2:1 se produjo una situación
de desestabilización que provocó que fueran afectadas las órbitas de Urano y
Neptuno, provocando que intercambiaran sus posiciones respecto al Sol. Estas
interacciones gravitatorias provocaron un barrido de la población externa de los
planetesimales helados, que se quedarían en la zona que actualmente llamamos
cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos (TNOs). Provocando
además mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre la zona externa del
CP y entre los asteroides Troyanos de Júpiter.
Los asteroides del CP se han mantenido casi inalterados desde su formación hace
millones de años, con lo que con su estudio se puede saber como era el Sistema Solar
primitivo. Todos tienen formas irregulares, algunos casi esféricos, con mucha
frecuencia se encuentran agrietados y con abundantes crateres. Son básicamente una
acumulación de rocas no compactadas. Todos giran alrededor del Sol en órbitas
elípticas y realizan pequeñas rotaciones sobre su eje, algunos son binarios es decir
dos asteroides en rotacion sobre un eje común e incluso algunos tienen pequeñas
lunas.
Como se puede ver es una zona muy heterogénea con muchos tipos diferentes de
asteroides. Pero podemos clasificarlos en tres tipos según su composición y albedo. El
albedo se puede definir basicamente como la cantidad de luz, en tanto por ciento, que
refleja una superficie de la radiación incidente. Así un albedo de 1 reflejaría el 100% y
de 0 no reflejaría nada (sería completamente negro). La mayoría de los asteroides son
objetos muy oscuros con lo que tienen albedos muy bajos, desde el 0.03 hasta el 0.22.
Partiendo de las consideraciones de albedo y composición podemos clasificarlos en
tres tipos C,S y M.
Los asteriodes de tipo C (carbonosos) son los más comunes, aproximadamente el
75% son de esta categoría. Están compuestos de arcilla y silicatos, tienen
aproximadamente la misma composición que los meteoritos de condritas carbonáceas.
Son de color oscuro en apariencia, con lo que tienen albedos que van desde el 0.03
hasta el 0.09 que corresponde a objetos muy oscuros. Se encuentran ubicados en la
parte exterior del cinturón principal y son los objetos mas antiguos del sistema solar.
El tipo S (silíceas) esta compuesto principalmente por silicatos y materiales de Hierro-
Níquel, representan el 17% de los asteroides del CP. Tienen albedos bastante
brillantes que van desde 0,10 hasta 0,22. Se encuentran en regiones interiores del
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cinturón principal de asteroides. Son un equivalente a los meteoritos tipo condrita
ordinaria.
El tipo M (metálicos) estan compuestos por Níquel y hierro, y están por la zona media
del CP.
El primer asteroide descubierto del Cinturón Principal fue en el año 1801 por parte
del astrónomo Giuseppe Piazzi, descubrió a Ceres. Fue el primer gran asteroide
descubierto (actualmente tiene la categoría de planeta enano). Se descubrió debido a
que en esa época se tenía la convicción de que entre la órbita de Marte y Júpiter debía
haber un planeta (teoría de Titius-Bode). Pero en su lugar se empezaron a encontrar
decenas de asteroides con lo que se empezó a pensar en la idea de un cinturón de
asteroides.
En la actualidad, a parte de los mencionados asteroides, se han descubierto unos
cuerpos en el CP ciertamente enigmáticos, se trata de los cometas del cinturón
principal. Estos objetos tienen un comportamiento parecido a los cometas en cuanto a
la eyección de material pero en sí no son cometas. Hay asteroides como Ceres que
contienen una gran cantidad de hielo en su superficie y muchos otros asteroides
contienen también hielo, por tanto estos cometas que se encuentran en la zona
exterior del CP son una especie de asteroide-cometa. Pero en la actualidad no se
sabe a ciencia cierta que línea los separa de asteroide o cometa, se sigue
investigando en ello. Aproximadamente un tercio de los asteroides del CP forman
parte de una familia (figuras 21 y 22), estas familias tienen en común los mismos
elementos orbitales y composición, lo que vendría a decir que son los restos de alguna
colisión.
Figura 21: Explicación visual de la formación de las familias de asteroides.Figura del autor.
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Por tanto nos podemos encontrar las familias: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis,
Eos, Themis, Cybeles o Hildas, aunque hay decenas más de familias pero con menos
número de asteroides.
Figura 22: Inclinación orbital en función de la excentricidad, los grupos más azules representan a las familias de
asteroides, cortesía NASA.
En el CP hay zonas sin asteroides, es lo que se denomina huecos de Kirkwood.
Esto se produce por las resonancias de Jupiter con los asteroides, por ejemplo como
podemos ver en la figura 23 un asteroide a 2,5 UA estará en resonancia 3:1 con
Júpiter, es decir mientras Júpiter da una revolución estos dan tres.
Figura 23-los huecos de Kirkwood, se observan cuatro huecos en 3:1,5:2,2:3 y 2:1-fuente Wikipedia
Un asteroide que coincidiera con esa órbita daría 3 vueltas y a la tercera coinicidiría
con el máximo acercamiento con Júpiter y lo expulsaría a otras órbitas. Por tanto
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36
cualquier asteroide que caiga, debido a alguna colisión, en estos huecos, será
acelerado por Júpiter y llevado a órbitas de alta excentricidad.
Estas resonancias son destructivas pues van vaciando esas zonas paulatinamente,
pero hay otras que son acomulativas de asteroides como es la conocida resonancia
1:1 de los asteroides troyanos con Júpiter, que los mantienen acumulados junto al
planeta joviano. Una curiosidad sobre esta resonancia 1:1, es lo que se denomina
resonancia síncrona. En esta un cuerpo que orbita sobre otro tarda el mismo tiempo
en rotar sobre sí mismo que en orbitar sobre el cuerpo central, con lo que siempre
veríamos el mismo hemisferio del objeto, es lo que ocurre en el caso de la Luna y la
Tierra, siempre vemos el mismo hemisferio de la Luna.
Las resonancias destructivas o no acomulativas provocan que muchos asteroides
se conviertan en NEAs, de los que ya hemos hablado en el capítulo anterior, o que
sean expulsados hacia zonas exteriores del sistema solar. Otro efecto que hace que
los asteroides cambien de órbita es el efecto Yarkovsky 16 (figura 24), este es más
significativo para cuerpos de centimetros hasta los 10km aproximadamente. Es un
efecto que aunque provoca una fuerza pequeña en el asteroide provoca a largo plazo
cambios en su órbita.
Este efecto consiste en el calentamiento diferencial en un objeto rotante por parte
de la radiación solar, éstos absorben la radiación del Sol en uno de sus lados y la
vuelven a irradiar mientras rotan. Este calentamiento asimétrico provoca que los
fotones que se reflejan en la zona mas caliente lleven mas momento que los de la
zona mas fría. Esa diferencia de momento provoca una fuerza que llega a efectuar un
pequeño empuje y una pequeña alteración en la trayectoria del objeto. Que según
como sea su movimiento de rotación, directo o retrogrado, producirá un alejamiento o
acercamiento del objeto al Sol mediante la variación paulatina de su órbita.
Para poder estudiar como afecta este fenómeno a un asteoide, tenemos que saber
muchas características de este, como es la forma, inclinación, orientación, órbita,
albedo, las zonas de sombra, el número de crateres, etc. Todas estas características
del asteroide nos dirán en que medida puede ser afectado por el efecto Yarkovsky.
Normalmente suele afectar más a objetos muy cercanos al Sol, pués al recibir más
radiación se produce un efecto Yarkovsky más intenso. Es un efecto débil pero a la
larga provoca cambios muy significativos en las órbitas de los asteroides. En el caso
16 Efecto Yarkovvsky:descubierto por el ingeniero ruso Ivan Osipovich Yarkovsky (1844–1902)
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de que el asteroide no rote este efecto provoca un encogimiento muy lento de su
órbita.
Figura 24: Efecto Yarkovsky, según la rotación del asteroide se ve afectado su movimiento por este efecto-Grafico de
Sky-telescope
De este efecto se deriva otro efecto que explicaría la alta rotación o frenado en su
rotación de asteroides pequeños e irregulares, es el denominado efecto Yorp17. Como
hemos visto en el efecto Yarkovsky la radiación solar provoca un impulso en el
asteroide, pues bien el efecto Yorp sería el causante de altas rotaciones en pequeños
asteroides provocando su ruptura. Ocurre en asteroides muy pequeños e irregulares,
debido a la irregularidad del asteroide se pueden provocar minúsculos procesos de
torsión provocados por la radicación solar.
Si un asteroide es esférico la reacción de la fuerza provocada por los fotones sigue
la dirección normal a la esfera. En el caso de asteroides irregulares puede ocurrir que
aparezca un par de fuerzas que provoquen minúsculos procesos de torsión debido a la
diferencia de superficies (inclinaciones y formas no esféricas del cuerpo menor) que
con el paso mucho tiempo puede provocar la rotura del asteroide.
17 variación de segundo-orden del Efecto Yarkovsky. El término lo introdujo el Dr. David P. Rubincam en el año 2000.
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4.5.-Los asteroides troyanos.
Un asteroide troyano es aquel que comparte su órbita con un planeta o luna más
grande, orbitando entorno a los puntos de lagrange estables L4 y L5 como ya vimos en
la sección dedicada a los puntos de Lagrange.
En la actualidad se conocen cientos de estos asteroides, siendo los más grandes el
asteroide troyano (588)Aquiles, de 137km de diámetro, y el asteroide griego
(624)Héctor de 300 km. El primer asteroide que se descubrió en un punto de Lagrange
fue (588)Aquiles en 1906 por Max Wolf, con su observación se confirmó la existencia
de los puntos de Lagrange. A partir de ahí fueron cientos los cuerpos encontrados en
esas zonas estables, estos objetos siguen órbitas entorno a L4 y L5 de periodos de
unos 150 años.
Investigaciones de los astrofísicos David C. Jewit, Chadwick y A. Trujillo
(Institute for Astronomy, University of Hawaii) año 2000, han demostrado que estas
órbitas se desestabilizan debido a colisiones entre asteroides y al caos dinámico de la
población de asteroides. Pero el origen de los troyanos es objeto de muchas
conjeturas, las hipótesis más aceptadas en la actualidad son la captura por parte de
Júpiter de planetesimales en la etapa temprana de la nebulosas solar. Estos se
estabilizaron en torno a los puntos L4 y L5 de Júpiter debido a la masa creciente del
planeta en sus ultimas etapas de crecimiento. Se produjo una disminución de
colisiones de planetesimasles, y seguidamente hubo una captura de fragmentos de
asteroides, provenientes seguramente de lo que hoy es el cinturón principal de
asteroides.
Muchos de estos se formaron cerca de Júpiter, con lo que las temperaturas en su
formación eran extremadamente bajas llevando este hecho a la hipótesis de que el
núcleo de estos asteroides puede ser de hielo, equivalente a lo que sería un núcleo
cometario. Los asteroides troyanos tienen un albedo muy bajo, aproximadamente del
4% (0.04), lo que sugiere una superficie de carbonizada, es decir muy oscura.
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4.6.-Los Centauros.
Los centauros son asteroides que se encuentran entre Júpiter y Saturno, y que
describen órbitas cruzando estos dos planetas.
Debido a que cruzan las órbitas de estos planetas tan masivos los centauros
presentan órbitas muy inestables, por tanto son objetos que evolucionan muy
rápidamente en su órbita y los convierten en caóticos. Llegando incluso a convertirse
en cometas de corto periodo o cometas activos de Júpiter, chocando finalmente con el
Sol o siendo expulsados en algunos casos fuera del Sistema Solar si se acercan
mucho a Júpiter, ya que caen muchas veces en zonas de resonancia.
Por tanto podemos decir que estos objetos a mitad de camino entre el cinturón de
Kuiper y los troyanos de Júpiter, son la fuente principal de cometas de corto periodo.
Sin embargo el origen de los propios centauros sigue todavía en debate, ya que hay
una gran variedad de estos objetos con lo que se cree que hay muchas fuentes
externas que repueblan las órbitas de los centauros.
Se cree que los centauros se repueblan a partir de objetos de los troyanos de
Neptuno y de los troyanos de Júpiter. Según los estudios de los astrofísicos Horner-
Lykawka en 2010, utilizando simulaciones sobre la dinámica del primer troyano de
Neptuno descubierto (2001) QR322, junto con simulaciones de las migraciones de las
nubes de troyanos de Neptuno en la migración planetaria, muestran que un gran
número de objetos de la problación de troyanos de Neptuno son inestables en escala
de tiempos muy grandes (unos dos millones de años). Estos objetos inestables
evolucionarían a órbitas tipo centauro. Siendo por tanto los troyanos la fuente principal
de los centauros.
Los centauros capturados por Júpiter pueden ser convertidos en cometas áctivos
de corto periodo. Están en zonas muy frías del Sistema Solar con lo que debe
contener lo que se denomina hielo amorfo, esto provoca la aparición de una coma en
su aproximación al Sol, este hielo amorfo se convierte en forma cristalina (David Jewit
05/2009) acompañado a su vez con liberación de los gases atrapados en el asteroide,
conviritiéndolos en los que se denomina cometas activos de Júpiter de periodo corto.
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4.7.- El Cinturón de Kuiper (CT).
El cinturón de Kuiper también llamado de Edgeworth-Kuiper18 (o cinturón
Transneptuniano-CT), se encuentra a 50UA desde Neptuno hacia el exterior del
Sistema Solar, y se halla repleto de objetos helados que se denominan objetos
transneptunianos TNOs (Kuiper belt objects ).
Estos objetos junto con los objetos de la nube de Oort, de los que hablaremos en el
siguiente punto, son los más abundantes del sistema solar. Están compuestos de hielo
y silicatos no procesados que han permanecido congelados debido a la alejada
distancia que se encuentran del Sol. Por tanto son los materiales mas antiguos del
Sistema Solar y su estudio es primordial para conocer las condiciones primigenias del
Sistema Solar.
A los TNOs más grandes se les considera planetas enanos o también llamados
plutoides, Pluton es un TNO así como el plutoide Eris de 2670km muy parecido a
Plutón. Como ya sabemos en epocas muy primitivas del Sistema Solar había una gran
densidad de planetesimales, mucho más que en la actualidad, en la que las colisiones
eran muy frecuentes. Debido a interacciones con los planetas exteriores y a
dispersiones internas y externas en el Sistema Solar, los encontramos ubicados tal y
como los conocemos hoy en día. El conocimiento de la composición de los TNOs y su
dinámica nos ayudará a conocer la formación de la nebulosa solar, así como los
procesos de formación de otros sistemas planetarios alrededor de estrellas jóvenes.
Sin embargo, debido a su gran distancia heliocéntrica y a su extremada debilidad,
todos los estudios sobre ellos son muy complicados. Se conocen miles de ellos así
como su órbita y todos presentan una dinámica compleja y dificil de entender.
El CT se divide en tres zonas: la zona de los objetos clásicos, los objetos en estado
de resonancia y los objetos del disco disperso.
Objetos Clásicos: Están en la zona que ocupan objetos con perihelio entre la
resonancia 4:3 y la resonancia 2:1 con Neptuno, con baja excentricidad (0.06) e
inclinación. Dentro de estos objetos clásicos podemos distinguir dos grupos, la
población fría con baja inclinación (menos de 4º) y que se han mantenido
dinámicamente poco activos desde su formación, y la población caliente, que es muy
activa dinámicamente y con inclinaciones más grandes. 18 Edgeworth-Kuiper El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años sesenta del siglo pasado, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos.
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41
Objetos Resonantes: Son los objetos que se encuentran atrapados en resonacias del
movimiento medio de Neptuno. Estar en estas resonancias (figura 25) proporciona
estabilidad a los órbitas ya que protege a estos objetos de encuentros próximos con
Neptuno, hay varias resonancias como la 3:2, 2:1, o 4:3. La resonancia 3:2 es la más
poblada y a los cuerpos que se hallan en ella se les denomina plutinos.
Figura 25 distribución de los objetos TNOs, Clásicos (en color azul),resonantes (verde)y dispersados (rojo), las lineas
verticales son las resonancias con Neptuno-diagrama de Morbidelli 2005-fuente Wikipedia.
Objetos dispersos: Son objetos con órbitas muy inestables y con una gran variedad de
inclinaciones debido a encuentros muy cercanos con Neptuno,la mayoria de ellos se
mueven en órbitas con a >50 UA y q<40 UA.
Hay otras poblaciones de asteroides que según estudios recientes podrían estar
relacionadas con los TNOs, se trata de los asteroides de tipo D del cinturón principal,
estos se cree que son TNOs que fueron dispersados hacia la zona interior del Sistema
Solar durante la época del Bombardeo Intenso Tardío “LHB” (momento en que Júpiter
y Saturno entraron en resonancia 1:2, volviendo el Sistema Solar tremendamente
inestable). Estos TNOs en el CP tienen características muy parecidas a los cometas.
También los cometas activados de Júpiter se les considera de procedencia del CT.
Las propiedades físicas se los TNOs son poco conocidas, pero se puede conocer su
tamaño, forma, masa, albedo, densidad o color utilizando diferente métodos de
obervación. Debido a la lejanía de estos objetos su composición es complicada de
resolver, pero a partir de los pocos espectros que se disponen en la actualidad
podemos decir que hay presencia de diversos tipos de hielo.
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4.8 La Nube de Oort (NO).
La Nube de Oort recibe su nombre del astrofísico Jan hendrik Oort19, es una enorme
región en forma de toroide que rodea el sol y que se extiende hasta donde la influencia
de este deja de ser importante, es decir hasta una distancia de entre 1 y 2 años luz, a
un cuarto de camino a la estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri. Estos objetos
no pueden ser observados directamente, tan sólo si son atraidos hacia el Sol y se
convierten en cometas. Esta inmensa zona del espacio está poblada por millones de
objetos helados siendo la principal fuente de los cometas. A los objetos de la nube de
Oort se les denomina OCOs.
Estos objetos están compuestos principalmente por hielo de agua, metano y
amoníaco. Son unos objetos que a igual que los TNOs se formaron en la cercanía del
Sol al principio de la formación de este, y por influencias gravitatorias de los planetas
gigantes fueron enviados al exterior del Sistema Solar.
Como hemos dicho la nube de Oort es la principal fuente de núcleos cometarios,
sobre todo los de largo periodo o de tipo Halley y de algunos centauros y cometas
activados de Júpiter. Muchos de estos por influencias gravitatorias son enviados hacia
el Sol, pudiendo ser observados y asociados a la nube de Oort.
La Nube de Oort se dividie en dos zonas (figura 26) una interior en forma de disco
y otra exterior muy esférica. La zona exterior contiene billones de núcleos cometarios,
la masa total de todos ellos no se conoce con exactitud, pero a partir de la masa del
cometa Halley que es un típico núcleo cometario de la nube, se puede llegar a la
conclusión que la masa sería unas cinco veces la masa de la Tierra.
Todos los cometas de largo período provienen de esta nube, y sólo cuatro objetos
conocidos se cree que pueden pertenecer también a la nube de Oort, estos son
(90377) Sedna, (2000) CR 105, (2006) SQ 372 y (2008) KV 42. Los dos primeros
tienen una órbita que no puede ser explicada por perturbaciones de los planetas
gigantes, con lo que se considera que son OCOs de la nube de Oort interior, todos
tienen órbitas elípticas que se pueden explicar por varias hipótesis. Una es la
existencia en la Nube de Oort de un planeta muy masivo aún no descubierto que
19 Jan Hendrik Oort astrónomo Holandes. Estimuló de manera especial la radioastronomía. Es conocido por el descubrimiento de la zona esférica de cometas que envuelve el Sistema Solar.
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43
pueda afectar a sus órbitas, y otra hipótesis es que podrían haber sido afectados por
alguna estrella cercana cuando el Sol se estaba formando.
Un efecto importante en el movimiento de los OCOs son los efectos de fuerzas de
marea, estas provocan una distorsión gravitacional de la Nube de Oort por la fuerza de
marea ejercida por la Vía Láctea. A igual que la Luna provoca fuerzas de marea en
los océanos de la Tierra, que provoca que las mareas suban o bajen, la marea
galáctica también provoca distorsiones en las órbitas de los cuerpos del sistema Solar
exterior, tirando de ellos hacia el centro galáctico. Esto es más significativo e
importante en las zonas del Sistema Solar donde la acción de la gravedad del Sol es
más débil. En esas zonas las mareas galácticas pueden deformar la nube y hacer que
se desalojen objetos de la nube de Oort y enviarlos hacia el interior del Sistema Solar.
Algunos estudios dicen que la marea galáctica puede haber contribuido a la formación
de la Nube de Oort, se cree que el 90% de los cometas procedentes de la Nube de
Oort son el resultado de la marea galáctica.
Figura 26-Partes de la Nube de Oort-Figura gentileza de la NASA.
La mayoría de los cometas de período corto son producidos en la zona dispersa del
Cinturón Transneptuniano que esta cerca del inicio de lo que sería la Nube de Oort,
pero se cree que, aún así, existe un gran número de ellos que provienen de la NO.
Los cometas que se han analizado como provenientes de la Nube de Oort tienen los
siguiente compuestos: hielo, metano, etano, monóxido de carbono y ácido cianhídrico.
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44
Pero no todos son así, el descubrimiento del asteroide (1996) PW, que tiene una órbita
de período largo, hace pensar que también hay objetos de forma rocosa. Pero en su
gran mayoría son enormes bloques de hielo sucio de kilometros de diamétro, muy
complicados de observar desde la Tierra.
4.8.1. Los Cometas.
En el apartado anterior se ha hablado un poco de los cometas, pero veamos que es
un cometa exactamente. Un cometa es un cuerpo menor del Sistema Solar que orbita
alrededor de este en forma elíptica y con grandes excentricidades. Compuesto
basicamente por hielo, que al acercase al Sol se activa y se produce la sublimación de
este (figura 27). La sublimación no es más que la volatización de los compuestos del
cometa, es decir un cambio de estado de sólido a gas sin pasar por el estado líquido.
Fruto de esta sublimación es la aparición en el cometa de la cola cometaria entre otras
características.
Figura 27 – Cometa C/2001 Q4 en estado de sublimación, puede observarse la claramente el núcleo y las diversas
partes de la cola cometaria- cortesia NASA
En 1950 un astrónomo espacialista en cometas, Fred L. Wipple, propuso que los
cometas eran “bolas sucias de hielo”, este gran experto no iba mal encaminado y de
hecho fue el precursor del estudio cometario,por tanto podemos decir que los cometas
están compuestos de: hielo seco, agua, amoníaco, metáno, hierro, magnesio, sodio y
silicatos. Todos estos compuestos cuando el cometa está muy lejos del Sol están en
estado sólido, al acercarse al Sol se produce la sublimación y por tanto la volatización
de estos elementos. Los elementos volátiles se separan del núcleo y son proyectados
DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Universidad Internacional Valenciana
45
hacia atrás, en dirección opuesta al Sol empujados por el viento solar. Por tanto el
cometa pierde masa conforme va teniendo pasos alrededor del Sol, según el método
de Wipple el número de moléculas que se pierden por segundo es proporcional a r-n,
siendo “r” la separación Sol-cometa y “n” un valor típico que se toma como 3.0
(Festou,1985).
Wallis y Wickramasinghe (1985) estimaron que la perdida de masa de un cometa
seguía la siguiente relación:
M = 4πR2q-(n-1.5) , siendo R el radio del núcleo cometario, q el perihelio y n=3.0
Entonces cuanto menor sea q, más rápidamente se desgasta el cometa, esto
correspondería para los cometas de período corto. Los de mayor período tendrían un
menor desgaste como es lógico. Sin embargo la vida de estos objetos también
depende del albedo superficial, ya que el calentamiento por el Sol es diferente según
la composición, estructura y forma del cometa. La forma del cometa suele ser irregular,
y de un tamaño de varios kilometros, hasta un tamaño de unos 70km para los más
grandes. Hay diversos modelos que explican la formación inicial de los núcleos
cometarios, según estos modelos estos se formaron por agregación y acumulación de
materiales.
Basicamente los modelos son los siguientes:
- Conglomerado helado de Whipple, desarrollado por Fred Whipple (1950).
- Acumulación de escombros primitivos, desarrollado por Littleton (1948).
- Agregación de hielo y silicatos en el disco protoplanetarios, modelo de
Wednschilling (2004).
Pero el modelo aceptado en la actualidad es el modelo de Weidnschilling (2004), el
cual explica que los núcleos cometarios se formaron en el disco protoplanetario a
través de la acreción de material orgánico, hielos y silicatos, esa aglomeración inicial
dió lugar a cuerpos kilométricos.La misión de la NASA Impacto Profundo (Deep
Impact)20 arrojó luz sobre la formación de los cometas, el objetivo fue en el año 2006 el
cometa Tempel 1. El impacto contra el cometa reveló que tenía siete capas de
diversos hielos, lo que daría una señal de que los cometas se irían formando
paulatinamente de cuerpos más pequeños.
20 Deep Impact :sonda espacial lanzada el 12 de enero de 2005. Fue diseñada para estudiar el interior del cometa 9P/Tempel , mediante la liberación de un impactador en el cometa.
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46
Cuando observamos un cometa no vemos más que el reflejo de la luz del Sol por
parte de este, veríamos básicamente un núcleo central brillante y una cola alargada
ciertamente difusa, pero el cometa tiene otras partes que con grandes telescopios
podemos observar. Las partes de este son las siguientes (figura 28): el núcleo, la
coma, la cola iónica, la cola de polvo y la envoltura de hidrógeno.
Figura 28- Cometa HaleHop-Dibujo en Foto cortesia de la Sociedad de Meteoros y cometas de España (SOMYCE)
Hablaremos de cada una de ellas en detalle.
El núcleo: El núcleo es la parte central y más brillante del cometa, desde este, por
efecto del viento y radiación solar, se eyectan los componentes iónicos y el polvo
cometario hacia el coma y la cola.
Como hemos visto la teoría más aceptada de la estructura interna del núcleo es un
conglomerado de materiales primordiales, estos son una especie de pila de
escombros, lo que es compatible con una de las características importantes de los
cometas que son sus frecuentes ruptuoras o “outbourst”. El tamaño del núcleo es dificil
de precisar con observaciones desde la Tierra, ya que son objetos muy tenues y
cubiertos por la atmósfera de la coma. Esta atmósfera provoca que la luz reflejada por
el Sol en el cometa se disperse y no se aprecie con claridad el tamaño de objeto. Una
solución para esto es tratar de observar el cometa cuando empieza a activarse, o
enviar alguna sonda al cometa, como se ha hecho en numerosas ocasiones.
Pero utilizando técnicas de radiometría para analizar la emisión térmica del núcleo
se puede calcular la inercia térmica y la rugosidad de la superficie, una vez
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47
determinado el albedo. Otra técnica es usar la ocultación estelar, esta metodología se
usa para probar la validez de los anteriores métodos calculando el tamaño y
comparandolo con el obtenido con esos procedimientos. Con el método de ocultación
de estrellas podemos incluso observar la hidrodinámica del polvo y el gas de la coma,
y localizar regiones activas en la superficie del cometa.
La coma: se describe como la nube de gas y polvo que rodea al núcleo cometario
(figura 29).
Esta tiene dos partes: la coma de colisión y la coma molecular. La coma de
colisión es la región interna de la coma donde se producen la colisiones de las
partículas que afectan a la termodinámica y química del gas, zona donde se produce
la tasa de producción de gas, tasa que aumenta a medida que el cometa se acerca al
Sol.
La coma molecular es la zona donde están las moléculas que han sebrevivido a la
fotodisociación, podemos observar en algunos cometas la coma del agua y la del
hidrogeno atómico.
Figura 29: la coma de un cometa, podemos observar la coma de agua y la de hidrógeno atómico. Fuente Wikipedia
La cola iónica: esta formada por los iones expulsados por el núcleo hacia la coma, y
que posteriormente son acelerados por el viento solar. Su dirección de desplazamiento
visual en el espacio es antisolar, es esa dirección debido a la presencia del campo
magnetico solar los iones son encauzados en dirección radial al campo magnetico
solar. Esta cola puede llegar a los millones de kilómetros de extensión, aparece en
todos los cometas, aunque en algunos presenta poca visibilidad. Esta es más
preceptible conforme está más cerca del Sol y aparece siempre mucho después de la
aparición de la cola de polvo.
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48
La cola de polvo: Al producirse la sublimación en la superficie del núcleo, el polvo del
núcleo es liberado y eyectado hacia fuera por el gas que está expandiendose. El
movimiento del polvo dependerá de la forma del núcleo y de la interacción entre el gas
y el polvo, interacción que tiene lugar en la coma cerca de la superficie. Una vez que el
grano de polvo es expulsado hacia la cola, la presión de radiación y la fuerza
gravitatoria del Sol colocan a las partículas repartidas por el espacio en función de su
forma y de su masa.
La envoltura de Hidrógeno: Alrededor del cometa se desarrolla una tenue envoltura de
hidrógeno, debido a que por procesos químicos al absorver luz ultravioleta se escapa
hidrógeno que se queda en una especie de envoltura alrededor del cometa, pero tan
sólo puede ser observada desde el espacio.
Los cometas se pueden clasificar de muchas formas, según su tamaño, su edad o su
órbita. Básicamente podemos decir que hay tres tipos de cometas:
- Cometas de la familia de Júpiter (FJ), de período corto, cuyas órbitas tiene
períodos órbitales menores de 20 años así como pequeñas inclinaciones
órbitales.
- Cometas tipo Halley (HT) con períodos entre 20 y 200 años, sería de período
medio.
- Y los cometas de periodo largo (LP) con períodos de más de 200 años. Estos
últimos cometas provienen de la nube de Oort, los dos primeros del cinturón
transneptuniano.
Otra clasificación complementaria que se usa a modo de estadística de tamaños es
la siguiente:
Tipo de cometa Diámetro (km.)
Cometa Enano: 0 - 1,5 Km.
Cometa Pequeño: 1,5 - 3 Km.
Cometa Mediano: 3-6 Km.
Cometa Grande: 6-10 Km.
Cometa Gigante: 10-50 Km.
Cometa "Goliat": >50 Km.
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Por ejemplo el cometa Encke (4 km) es un cometa mediano y el cometa Halley (12
Km) se le puede clasificar como cometa gigante. Los cometas son todo un espectáculo
para los aficionados a la astronomía y para la astrofísica, pués de su estudios
podemos conocer desde la composición de la nube de Oort hasta la formación del
sistema solar.
4.9.-Objetos MBCs.
A parte de los objetos menores de los que ya he hablado en este trabajo hay otros
objetos del sistema solar que son transiciones entre cometas y asteroides, por ejemplo
tenemos los Asteroides en órbitas cometarias (ACOs) que son de aspecto asteroidal
sin actividad cometaria pero en órbitas típicas cometarias. Luego tenemos los
asteroides activados (AAs) que son asteroides activados que no describen órbitas
cometarias pero que presentan cierta actividad cometaria, seguramente por presencia
de hielo en su superficie.
Y finalmente tenemos los cometas situados en el cinturón principal o MBCs (Main
Belt Comets). Son objetos tipo asteroide con hielo en su superficie, que debido a la
sublimación tienen la típica forma cometaria. El primero fue descubierto en 1996, se
trata de 133P/Elst-Pizarro (llamado así por sus dos descubridores) (figura 30) que
atrajo la atención por su extraña órbita y con una extraña actividad cometaria, pronto
se olvidarían de él hasta que en el año 2002 David Jewitt volvió a observar actividad
cometaria en ese asteroide, con lo que se empezó ha hablar de los MBCs.
Figura 30- MBCs 133P/Elst-Pizarro y P/2005U1, ambos con actividad cometaria. Imágenes tomadas con el Telescopio
UH de 2,2 metros por H. Hsieh y D. Jewitt Universidad de Hawai- cortesia NASA
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El MBCs 133P/Elst-Pizarro es el más estudiado se sabe que se activa durante 1 / 4 de su órbita, aproximadamente a partir de su perihelio. El mecanismo de activación ocurre cuando la placa de hielo que hay en su superficie está frente al Sol en parte de su órbita, en ese momento se activa. Por tanto tienen un componente de activación por temporadas, como podemos ver en la siguiente la figura 31.
Figura 31: el asteroide se activa cuando el hemisferio del asteroide que contien hielo se encuentra en el
sosticio de verano o cerca de él, provocando entonces la sublimación del hielo.
Por tanto es complicado encontrarlos por la baja actividad que tienen, tan solo en
un cuarto de su órbita están activos. Sí se termina su actividad ya no podrán volver a
ser vistos a no ser que sufran algún choque con otro asteroide y aflore el hielo que
hay en su interior o que estacionalmente vuelvan a sublimar. Todas las investigaciones
sobre este tipo de objetos es muy importante. Por tanto muchos asteroides ya sean
MBCs o no pueden contener hielo en su interior. Los cientificos del CSIC Jose María
Trigo y Javier Martín Torres revelan en la revista Planetary & Space Science21 que el
conocido como “gran bombardeo tardío” se inició cuando los planetas gigantes Júpiter
y Saturno migraron hasta sus actuales órbitas, lo que produjo un impulso gravitatorio
sobre cuerpos helados formados en varias regiones externas del Sistema Solar.
Como consecuencia, una gran cantidad de objetos ricos en agua y en materia
orgánica empezaron a impactar sobre los planetas rocosos formando, en el caso de la
Tierra, los océanos y por consiguiente la vida en la Tierra. La prueba de este hecho es
según estos investigadores es que el manto y la corteza terrestre tiene abundancia de
metales que sólo pudieron haber llegado a esas zonas, alejadas del núcleo terrestre,
tardíamente. Por tanto se produjo un proceso de enriquecimiento de materiales a
causa de este gran bombardeo. Otra prueba la tenemos en los volcanes, estos
emanan gases con anomalías típicas de los meteoritos condríticos.
21 “Clues on the importance of comets in the origin and evolution of the atmospheres of Titan and Earth” Planetary and Space Science- March 2011-J. M. Trigo-Rodriguez, F. J. Martín-Torres
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Es muy importante el estudio de estos objetos helados, pues son la clave para
descifrar la formación de vida en la Tierra.
5.- Formación de estructuras en cuerpos de baja gravedad.
Los asteroides estan formados por un conglomerado de “escombros” de la nube
primordial, que con el paso del tiempo han ido evolucionando por diversos factores,
como es la radiación solar, los choques con otros asteroides, formación de pequeños
cráteres, etc.
Pero lo importante es determinar qué fuerzas son las que actúan para mantener
cohesionados todos estos trozos de material en un cuerpo de tan baja gravedad como
es el caso de los asteroides. Un tipo de asteroide que ha sido estudiado en
profundidad es el asteroide de tipo amor (25143) Itokawa (figura 32). Este asteroide
fue visitado en el año 2005 por la nave Hayabusa, que pudo tomar toda una serie de
datos del asteroide, como su masa, dimensiones, densidad,etc. Se trata de un
asteroide de dimensiones 535x294x209 m , con una masa de 3.51 x 1010 Kg y una
densidad estimada de 1.9 g/cm3, su gravedad es de 0.0001m/s2 y la velocidad de
escape del asteroide de 0.0002km/s. Como se observa tiene una baja gravedad, por
tanto todo el conglomerado de escombros están unidos por fuerzas de cohesión que
son superiores a la fuerza de la propia gravedad del objeto.
Figura 32- asteroide itokawa, descubierto en 1998 por el telescopio LINEAR-fuente wikipedia
Todos los asteroides tienen una fuerza gravitatoria muy baja, como hemos visto en el
Itokawa, y unas densidades muy por debajo que la densidad de los meteoritos
recogidos en Tierra, esto indica que la mayoría de los asteroides tienen una alta
porosidad.
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Según la porosidad los podemos dividir en tres tipos:
-(1) Asteroides sólidos.
-(2) Asteroides con una macroporosidad alrededor del 20% con alta probabilidad de
fragmentación.
-(3) Asteroides con macroporosidad mayor del 30% que sería el caso de estructuras
tipo “pilas de escombros”.
En general se puede decir que los asteroides tienen una alta macroporosidad en su
interior, manteniendo así mismo el material suelto en la superficie, que debido a la
poca fricción y gravedad hace que las pequeñas partículas no puedan rellenar las
fracturas y huecos del objeto. Esta alta porosidad provoca también que los choques
sobre estos asteroides se atenúen rápidamente y que se formen cráteres por
compactación y no por eyección de material. Por tanto en el interior de estos
asteroides tan porosos hay muchos huecos.
La sonda que visitó al asteroide Itokawa despejó muchas dudas sobre la estructura
de los asteroides. Este en particular tiene una alta velocidad de rotación por lo que si
es una pila de escombros cabría pensar que las fuerzas centrípetas llegarían a vencer
a su baja gravedad y llegarían a romper el asteroide, pero no es así. La solución es la
siguiente, estos cuerpos se mantienen unidos por fuerzas de Van der Waals22.
Las fuerzas de Van der Waals que como ya hemos visto son fuerzas atractivas o
repulsivas entre molecula serían las responsables de la cohesión de los granos de
polvo del regolito de los asteroides. El regolito es una capa continua de material
fragmentario, producida por impactos meteoríticos, que forma los depósitos
superficiales en los asteroides. Las fuerzas de Van der Waals pueden explicar la
evolución de los asteroides, y su escala de tamaños, y también explicaría la estructura
y evolución de los anillos planetarios. Para el caso de los asteroides los granos de
polvo experimentan una fuerza de cohesión entre sí debido a la fuerza de Van der
Waals. Esto provoca que todo el regolito este cohesionado y no salga despedida
ninguna roca de la pila de escombros.
22 “Scaling forces to asteroid surfaces: The rol of cohesion”, Scheeres et al- Feb 2010
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Todo este material que está sobre la superficie del asteroide puede sufrir erosión,
porque aunque esté en el vacío hay ciertas influencias que pueden erosionar la
superficie del asteroide, por ejemplo los impactos, la implantación de iones de viento
solar, pulverización o bombardeo de micrometeoritos. Estas influencias provocan una
erosión espacial, para estudiar este tipo de erosión se suele tomar como referencia la
superficie lunar y compararla con la superficie de los asteroides. (figuras 33 y 34)
Figura 33 y 34 Superficie de la luna y Asteroide Gaspra (Fotos cortesia NASA)
6.- Las Misiones espaciales a cuerpos menores.
Como hemos visto los cuerpos menores son las reliquias de la formación del Sistema
Solar, por tanto su estudio es muy importante para conocer la evolución de nuestro
Sistema planetario.
Los cuerpos menores son muy pequeños y con observaciones desde la Tierra
obtenemos pocos datos, sólo cuando se observan desde sondas enviadas a su
encuentro es cuando empezamos a recabar información más relevante sobre sus
características. Desde los años 70 se han enviado muchas misiones al espacio en
busca de estos objetos, especialmente a cometas y en estas últimas decadas a
asteroides.
Repasaremos en este punto las principales misiones y sus descubrimientos más
importantes.
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Podemos ver en la siguiente tabla las principales misiones a Cuerpos menores
lanzadas hasta la fecha, hablaremos de cada una de ellas.
Misión Año
Lanzamiento Organización Destino ICE (ISEE-3) 1978 NASA Atmósfera de Halley
Vega 1 y Vega 2 1984 Antigua URSS Venus y cometa Halley Suisei -Sakigake 1985 Japón Cometa Halley
Giotto 1985 ESA Cometas Halley y Grigg-
Skjellerup Galileo 1989 ESA Júpiter SOHO 1995 ESA El Sol
Deep Space 1 1998 NASA Cometa Borrelly Stardust 1999 NASA Cometa Wild 2
Hayabusa 2003 Japón Asteroide(25153) Itokawa Rosetta 2004 ESA 67-P/Churyumov-Gerasimenko
New Horizons 2006 NASA Plutón y Cinturón de Kuiper
Probablemente la primera misión más interesante que se hizo fue la visita al cometa
Halley, este cometa de aparición cada 76 años es uno de los más vistos a lo largo de
la historia del hombre. Hay numerosas observaciones de todo tipo de culturas y es de
los más documentados, la primera observación se remonta al año 239 a.c.. Para esas
antiguas culturas era presagio de catastrofes y malas predicciones para los reyes de la
época, pero sólo era un cometa. En 1304 el pintor Giotto de Bondone lo incluyó en su
pintura del nacimiento de Belén, seguramente por alguna aparición espectacular. Por
tanto Halley fue objetivo de la comunidad científica en su paso por la Tierra en 1986.
Se enviaron seis misiones a su encuentro:
- Desde Japón las naves Suisei y Sakigake que tomaron imágenes ultravioletas
y medidas de la interacción de viento solar con el cometa.
- De la antigua URSS las sondas Vega 1 y Vega 2 que su misión principal era
Venus pero contactaron también con Halley.
- Desde EEUU se lanzó la sonda ICE que interceptó la atmósfera del cometa.
Pero la misión más importante a Halley fue la misión Giotto de la Agencia Espacial
Europea. Llegó a acercarse hasta los 596 Km. del cometa, fue un encuentro de alto
riesgo pues se temía que los impactos de los granos de polvo la destruyeran. Tras
atravesar la cola sufrió miles de impactos que la dejaron temporalmente fuera de
servicio pero se recuperó y pudo seguir su misión.
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Los resultados fueron espectaculares, determinó la composición del material
eyectado por el cometa descubriendo que el 80% de lo desprendido era agua, observó
que el núcleo (figura 35) es muy oscuro determinando su albedo en el 4%, también
determinó que la abundancia de los elementos hallados salvo el nitrógeno fueron
formados a partir de la nube protosolar. Por tanto era una auténtica reliquia de la
formación del sistema solar tal y como hemos estudiado sobre los cometas en este
TFM.
Figura 35- Halley desde Giotto- foto cortesía de la ESA.
Giotto siguió camino hacia otro cometa tras visitar Halley, fue en busca del cometa
Grigg-Skjellerup cometa menos activo y alejado del Sol del que pudo tomar datos de la
eyección cometaria sin sufrir daños.
En los años 90 es destacable el lanzamiento de la nave SOHO de observación del
Sol que ya ha observado más de 100 cometas en su aproximación a este. Una sonda
que tuvo el privilegio de observar el choque de un cometa con un planeta fue la sonda
Galileo, que se envió en 1989 para estudiar el planeta Júpiter, esta fue testigo del
choque del cometa Shoemaker-Levi con Júpiter.
La NASA en 1998 lanzó la sonda Deep Space 1 para tomas imágenes del cometa
Borrelly, que son unas de las mejores imágenes tomadas del núcleo de un cometa, y
pasó también a 15 Km. del asteroide (9969) Braille, pero no pudo tomar imágenes por
fallos en el sistema. En 1999 se lanzó por parte de la NASA la sonda Stardust hacia el
cometa Wild 2 con la misión de recogida de partículas de la cola cometaria para su
estudio en la Tierra. Para recoger este polvo cometario utilizó un “aerogel” que es un
gel muy poroso y denso donde se quedarían insertadas las partículas de polvo, la
sonda regresó en 2006 a la Tierra con las muestras de ese polvo.
En nuestro siglo se ha ido más allá, aparte de tomar muestras de eyecciones de
cometas y de tomar imágenes de asteroides se han lanzado misiones para recoger
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muestras de asteroides y cometas aterrizando en ellos. Como es el caso de la misión
Rosetta que lanzada en 2004 hacia el cometa 67-P/Churyumov-Gerasimenko lanzará
una sonda sobre el cometa que tomará las primeras muestras de un núcleo cometario.
En estos momentos tras varias órbitas por la Tierra y Marte está en estado de
hibernación a la espera del encuentro con el cometa en 2014. La nave en su viaje
hacia el cometa ya ha pasado por dos asteroides (2867) Steins en 2008 ,21 Lutetia y
P2010 A2 en 2010, este último fue todo un descubrimiento pues tenía comportamiento
cometario ya que eyectaba algún tipo de material, más tarde se descubrió que era
fruto de un choque con otro asteroide.
Cuando Rosetta llegue al cometa tomará datos sobre la caracterización global del
núcleo, la composición de los volátiles y refractarios de este, estudio de la actividad
cometaria y caracterización global de asteroides, incluyendo la determinación de las
propiedades dinámicas, morfología de la superficie y la composición. Todo esto
gracias a la sonda que aterrizará en el cometa, por tanto será un hito para el estudio
de los cometas pues significará descubrir “la piedra Rosetta” de los cometas. Así como
gracias a la piedra Rosetta que ayudó a descifrar los jeroglíficos egipcios, esta misión
denominada igual en honor a tan famosa piedra ayudará a descifrar los enigmas de los
cometas.
Pero ya hemos llegado a tomas muestras de un asteroide, fue con la sonda
Hayabusa (figura 36), llevada a cabo por la Agencia Japonesa de Exploración
Aeroespacial, cuyo objetivo fue la toma de muestras para ser llevadas a la Tierra. El
objetivo fue el asteroide (25153) Itokawa del que ya hemos hablado en varias
ocasiones en este TFM.
Figura 36: Sonda Hayabusa, recogiendo muestras. Fuente Wikipedia
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La capsula con las muestras fue recogida en junio de 2010 en el desierto central
australiano y dio a conocer una revelación importante, su composición es de tipo
condrita es decir de tipo S, exactamente igual que los meteoritos más comunes
recogidos en Tierra. También se descubrió que el asteroide tenía poca erosión
espacial (de solo 8 millones de años), con lo que se concluyó que era mucho más
grande inicialmente y por un algún choque se partió y se volvió a juntar en un montón
de escombros.
Por último mencionar una misión que puede dar muchos datos de los objetos más
alejados del sistema solar, se trata de la misión New Horizons de la NASA (figura 37).
Esta sonda fue lanzada en enero de 2006 con destino a Plutón, tras varios pasos
por Júpiter llegará a Plutón en 2014. Su misión será estudiar Plutón y todas sus lunas,
como también los objetos del cinturón de Kuiper entre los años 2015 y 2020. Poco a
poco la humanidad ira conociendo más en profundidad todos los objetos del Sistema
Solar y pronto comprenderemos como se formó y de donde provienen todos los
cuerpos menores de nuestro Sistema.
.
Figura 37- Sonda New Horizons-cortesia NASA
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Conclusiones.
A lo largo de este trabajo he ido ubicando y explicando cada uno de los diferentes
tipos de cuerpos menores del Sistema Solar, todos los cuerpos han seguido una
distribución debida a la física de la nebulosa solar. Hay un artículo muy interesante
sobre las propiedades de los troyanos y centauros en la que hay una gráfica que
explica muy bien la evolución de los planetesimales. Se trata de un trabajo de Barucci
et al del año 2002 denominado “Physical Properties of Trojans and Centaurs”-pág 283.
Tabla resumen que podemos ver a continuación:
En tabla podemos ver los diferentes caminos que tomaron los planetesimales durante
la formación del sistema solar. Tendríamos cuatro vías, la primera sería la
acumulación de planetesimales en el interior del sistema solar formando los planetas y
los asteroides rocosos, que además explicaría la amplia gama de composiciones de
asteroides en esta zona interior. Otra vía importante sería los planetesimales de la
zona de la nebulosa solar exterior que serían enviados a esas zonas por interacciones
gravitatorias con Neptuno, de ahí un 20% serian perturbados hacia el interior del
sistema solar formando los cometas de corto periodo y otros objetos serían enviados
hacia el exterior del sistema solar. Tras la formación de los primeros planetas
gaseosos se produjo un gran desplazamiento de planetesimales.
Las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dieron lugar multitud de
colisiones y a la excitación dinámica de poblaciones de cuerpos menores que
quedaban aun por acretar. Esta excitación provocó que los asteroides localizados
cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales, provocando
DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Universidad Internacional Valenciana
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multitud de colisiones y evitando la aglomeración en objetos de mayor tamaño, así se
formó el Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter.
Cuando Júpiter y Saturno entraron en resonancia se produjo una situación de
desestabilización que provocó que fueran afectadas las orbitas de Urano y Neptuno,
que llegarían incluso a intercambiar sus posiciones, esto provocó un barrido de la
población externa de planetesimales helados, ubicándose finalmente en la zona que
actualmente llamamos cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos
(TNOs). La migración planetaria también provocó el gran bombardeo de asteroides
hacia el interior del sistema solar, colisionando con los planetas interiores. Este hecho
Provocó también mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre la zona
externa del Cinturón principal y los asteroides Troyanos de Júpiter. En la nube de Oort
quedarían los objetos más primigenios del Sistema Solar, expulsados por multitud de
perturbaciones de Júpiter, Saturno o Neptuno y quedando por tanto orbitando a
distancias enormes del Sol. Estos objetos se convertirían en la principal fuente de
cometas de largo periodo.
Por tanto las perturbaciones gravitatorias son las responsables de toda la
distribución de cuerpos menores del sistema solar, siendo Júpiter y Neptuno
responsables de la mayoría de distribuciones de cuerpos menores. En este trabajo he
hablado también de los NEAS, es un tema importante pues son un autentico peligro
para la vida en la Tierra, en la actualidad hay muchos proyectos de seguimiento de
estos objetos, pero sería importante más medios para poder trabajar mejor en el
seguimiento y búsqueda de estos objetos cercanos tan peligrosos para la Tierra. De
momento no hay peligro pero no es nada raro que pueda ocurrir en algún momento
algún impacto. Pero no hay nada más bonito e interesante que ver una lluvia de
estrellas fugaces, pues estamos viendo los restos de un cometa y por consiguiente los
restos incandescentes de los primeros compuestos del sistema solar, todo un
privilegio.
Figura 38-Dos Leonidas de noviembre –foto cortesía de SOMYCE.
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Bibliografía.
Libros consultados:
-Atlas del Cielo - Giunti Editore, año 2009
-Astronomía esférica y mecánica celeste-Publicacions UB.,año 2007
-Astronomía Fundamental-V.J. Martínez-Publicacions de la Universitat de València, año 2007
-El Origen del Sistema Solar-Josep María Trigo i Rodríguez, Editorial Complutense, año 2001.
-Astrobiología, Un puente entre el Big Bang y la Vida-Editorial Akal, año 2009.
-Introducción a la teoría Física de los Meteoros- Luis Ramón Bellot Rubio- La laguna (1992).
-Revista Meteors (publicación de SOMYCE) Nº5 agosto de 1987- La luz Zodiacal
Artículos científicos consultados:
NePhysical Properties of Trojan and Centaur Asteroids. Barucci et al-2001.
La Dinámica del Polvo Cometario: Aplicación a los cometas 46P/Wirtanen,1P/Halley y 29P/Schawassmann-Wachmann- año 2010- Francisco Javier Jiménez Fernández- Dep. Física Aplicada-Universidad de Granada.
Origin and Evolution of the Unusual Objet 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud- Paul R.Weissman and Levison-año 1997
Population and size and distribution of small jovian troyan asteroids- David C. Jewit et al. – año 2000.
Propiedades Superficiales de los planetas enanos Del cinturón Transneptuniano –Tesis de Noemí Pinilla Alonso-Universidad de la Laguna-año 2009 (Anexo 5-5 de los apuntes de Sistema Solar de la Universidad Internacional Valenciana).
Asteroids Interiors- Erik Aphaug, Eileen V.Ryan, Maria T.Zuber-año 2003 – Articulo facilitado por el profesor de la asignatura de sistemas planetarios del Máster de la VIU Dr.Adriano Campo
Asteroid Density, Porosity, and structure- Britt et al. Año 2002- Articulo facilitado por el profesor de la la asignatura de sistemas planetarios del Máster Astronomía y Astrofísica de la VIU Dr.Adriano Campo
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Scaling forces to asteroid surfaces: The rol of cohesion, D.J Scheeres et al- año 2010
@ Sitios de interés sobre asteroides:
http://www.somyce.org/ -Sociedad de Observadores de meteoros y cometas de España
http://www.nasa.gov/mission_pages/newhorizons/main/index.html -NASA misión nuevos horizontes
http://map.gsfc.nasa.gov/ContentMedia/lagrange.pdf - Los puntos de Lagrange.
http://neo.jpl.nasa.gov/ - Objetos NEAs-NASA
http://eltamiz.com/2009/07/17/el-sistema-solar-el-cinturon-de-asteroides-i/ -Cinturón de Asteroides
http://www.spmn.uji.es/ESP/noveda15.html - Red de Investigación sobre Bólidos y meteoritos.
http://imo.net/ - International Meteors Organization
http://neat.jpl.nasa.gov/ - Objetos NEAT-NASA
http://newton.dm.unipi.it/ - Información sobre Asteroides
http://planetary.org/home/ - The planetary Society.
http://minorplanetcenter.net/iau/mpc.html - Seguimiento de NEAs
http://www.esa.int/esaCP/index.html - Página de la ESA
http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa – Cometas – Wikipedia
http://es.wikipedia.org/wiki/Meteorito – Meteoritos - Wikipedia
http://www.solarviews.com/span/history.htm –Todas las misiones al espacio.
http://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw&feature=player_embedded#!- Video creado por Scott Manley, en el que se puede observar cómo ha ido aumentando el número de asteroides descubiertos desde 1980 a 2010.
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