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Curso detallado sobre los componentes del sistema solar.
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EL SISTEMA SOLAR (PARTE 3)
Una mirada actualizada a los aspectos estructurales, fsicos, dinmicos
y de composicin de los planetas y sus lunas, y los asteroides, cometas
y otros cuerpos menores del Sistema Solar
Curso de iniciacin
a la astronoma en
Eureka! Zientzia
Museoa. 2013
1
ndice
ndice ............................................................................................................................................. 1
Introduccin .................................................................................................................................. 3
Fronteras del Sistema Solar. Cinturn de Kuiper y Nube de Oort ................................................ 3
Estructura del Sistema Solar y Tipos de cuerpos que lo componen ......................................... 3
Planetas y Satlites .................................................................................................................... 4
Cuerpos Menores del Sistema Solar ......................................................................................... 4
Objetos transneptunianos. ........................................................................................................ 5
El Cinturn de Kuiper ................................................................................................................ 8
Estructura del Cinturn de Kuiper ............................................................................................. 8
Composicin del Cinturn de Kuiper ........................................................................................ 9
Los colores del Cinturn de Kuiper. ........................................................................................ 10
El acantilado de Kuiper ............................................................................................................ 10
Es Tritn un cuerpo del Cinturn de Kuiper? .................................................................... 11
Anlogos extrasolares del Cinturn de Kuiper. ................................................................... 11
Objetos destacados del Cinturn de Kuiper y Planetas Enanos. ............................................. 12
Plutn .................................................................................................................................. 12
Eris ....................................................................................................................................... 14
Ceres. ....................................................................................................................................... 15
Meteoritos, meteoros, meteoroides........................................................................................... 16
Meteoritos ............................................................................................................................... 17
Clasificacin de los meteoritos ............................................................................................ 18
Meteorito lunar ................................................................................................................... 20
Meteorito Marciano ............................................................................................................ 21
Crteres e impactos de meteoritos en la Tierra .................................................................. 22
2
Meteoros ................................................................................................................................. 23
Meteoroide ............................................................................................................................. 25
Asteroides ................................................................................................................................... 25
Clasificacin de los asteroides por su posicin en el Sistema Solar ........................................ 26
Cinturn de asteroides ........................................................................................................ 26
Asteroides cercanos a la Tierra (NEA) ................................................................................. 27
Asteroides Troyanos ............................................................................................................ 28
Asteroides centauros .......................................................................................................... 28
Asteroides coorbitantes de la Tierra ................................................................................... 28
Clasificacin de los asteroides por grupo espectral. ............................................................... 29
Riesgo de impacto con la Tierra. ............................................................................................. 29
Cometas ...................................................................................................................................... 30
Los cometas en la historia ....................................................................................................... 30
Estructura y composicin de los cometas ............................................................................... 31
Origen de los cometas. ............................................................................................................ 32
Clasificacin de los cometas .................................................................................................... 33
Tamao ................................................................................................................................ 33
Edad Cometaria ................................................................................................................... 33
Segn los periodos .............................................................................................................. 33
Cometas en otros sistemas estelares ...................................................................................... 34
Cometas en el cinturn de asteroides .................................................................................... 34
Para saber ms ............................................................................................................................ 36
3
Somos polvo de estrellas que piensa acerca de la estrellas
Carl Sagan
Introduccin
El propsito de esta jornada es mostrar una visin actualizada del conocimiento de los aspectos
estructurales, fsicos, dinmicos y de composicin de los planetas y sus lunas, y de los
asteroides, cometas y otros cuerpos menores del Sistema Solar; sealando adems aquellos
objetos que resultan ms interesantes desde el punto de vista de la astrobiologa, rama de la
biologa que estudia la posible existencia actual y en el pasado de la vida fuera de la Tierra.
Fronteras del Sistema Solar. Cinturn de Kuiper y Nube de Oort
Estructura del Sistema Solar y Tipos de cuerpos que lo componen
El objetivo de este primer punto es conocer el lugar del Cinturn de Kuiper en nuestro Sistema
Solar y su relacin con el resto de cuerpos y estructuras que lo componen.
Desde el interior hacia el exterior, en el Sistema Solar podemos encontrar diferentes tipos de
cuerpos celestes comenzando por el Sol, una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra
en el centro del Sistema Solar, constituyendo la mayor fuente de energa electromagntica de
este sistema planetario. Por s solo, representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema
Solar. Con un dimetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrgeno, un 20% de
helio y el 5% de oxgeno, carbono, hierro y otros elementos. Se form hace aproximadamente
4
4.570,10 millones de aos y permanecer en la secuencia principal aproximadamente 5.000
millones de aos ms.
Planetas y Satlites Un planeta es, segn la definicin adoptada por la Unin Astronmica Internacional el 24 de
agosto de 2006, un cuerpo celeste que orbita alrededor de una estrella o remanente de ella y
que tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rgido, de
manera que asuma una forma en equilibrio hidrosttico (prcticamente esfrico), y ha
limpiado la vecindad de su rbita de planetesimales. Segn la definicin mencionada, el
Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Jpiter, Saturno, Urano
y Neptuno. Segn su estructura, los planetas se clasifican en:
- Planetas terrestres o telricos: pequeos, de superficie rocosa y slida, densidad
alta. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Tambin son llamados planetas interiores.
- Planetas jovianos o gaseosos (similares a Jpiter): cuentan con grandes dimetros,
son esencialmente gaseosos (hidrgeno y helio), y de densidad baja. Jpiter, Saturno, Urano y
Neptuno, son los planetas gigantes del Sistema Solar. Tambin son llamados planetas
exteriores. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
-Planetas enanos: Segn la Unin Astronmica Internacional, un planeta enano es
aquel cuerpo celeste que est en rbita alrededor del Sol y tiene suficiente masa para que su
propia gravedad haya superado la fuerza de cuerpo rgido, de manera que adquiera un
equilibrio hidrosttico (forma casi esfrica). Adems, no puede ser satlite de un planeta u
otro cuerpo no estelar, y no ha limpiado la vecindad de su rbita. Cuerpos como Plutn (hasta
2006 considerado noveno planeta del Sistema Solar), Ceres, Makemake, Eris y Haumea estn
dentro de esta categora.
-Satlites: Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamao, como la
Luna, en la Tierra, Ganmedes, en Jpiter, o Titn, en Saturno.
Cuerpos Menores del Sistema Solar Segn la definicin de la UAI, son cuerpos menores del Sistema Solar, independientemente de
su rbita y composicin, los asteroides, los cometas y los meteoroides. Un Asteroide es un
cuerpo rocoso, carbonceo o metlico ms pequeo que un planeta y mayor que un
meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una rbita interior a la de Neptuno. Un Cometa
es un cuerpo celeste constituido por hielo y rocas que orbita el Sol siguiendo diferentes
trayectorias elpticas, parablicas o hiperblicas. Meteoroides son los cuerpos del Sistema
Solar de menor tamao, aproximadamente, entre 100 m hasta 50 m (de dimetro mximo).
El lmite superior de tamao, 50 m, se emplea para diferenciarlo de los cometas y de los
asteroides, mientras que el lmite inferior de tamao, 100 m, se emplea para diferenciarlo del
polvo csmico, no obstante, los lmites de tamao no suelen usarse muy estrictamente siendo
ambigua la designacin de los objetos que se encuentren cercanos a estos lmites.
El cinturn de Kuiper es un conjunto de cuerpos que orbitan el Sol a una distancia entre 30 y
100 UA. Ms de 800 objetos del cinturn de Kuiper (KBOs las siglas anglosajonas de, Kuiper
5
Belt Objects) han sido observados hasta el momento. El disco disperso (tambin conocido
como disco difuso) es una regin del Sistema Solar cuya parte ms interna se solapa con el
cinturn de Kuiper (a 30 UA del Sol) hasta una distancia desconocida que podra ser de unos
cuantos centenares de UA y tambin a otras inclinaciones por encima y por debajo de la
eclptica. Est poblada por un nmero incierto de cuerpos celestes (de momento se han
descubierto unos 90) conocidos con el nombre de objetos dispersos, o simplemente objetos
del disco disperso (en ingls scattered-disk objects o SDO), y que forman parte de la familia de
los objetos transneptunianos. Son cuerpos helados, algunos de ms de 1.000 Km de dimetro,
el primero de los cuales fue descubierto el ao 1995. La Nube de Oort (tambin llamada nube
de pik-Oort) es una nube esfrica de cometas y asteroides hipottica (es decir, no observada
directamente) que se encuentra en los lmites del Sistema Solar, casi a un ao luz del Sol, y
aproximadamente a un cuarto de la distancia a Prxima Centauri, la estrella ms cercana a
nuestro Sistema Solar. Las otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el
cinturn de Kuiper y el disco disperso, estn situadas unas cien veces ms cerca del Sol que la
nube de Oort. Segn algunas estimaciones estadsticas, la nube podra albergar entre uno y
cien billones (10^12 - 10^14) de cometas, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra.
Objetos transneptunianos.
Un objeto transneptuniano o TNO es cualquier objeto del Sistema Solar cuya rbita se ubica
parcial o totalmente ms all de la rbita del planeta Neptuno. Hoy sabemos que existen
millones de estos cuerpos, pequeos y distantes, pero que se han resistido a ser observados
hasta hace muy pocos aos.
Plutn fue el primer objeto transneptuniano que se descubri en 1930. Desde 1992, se ha
observado aproximadamente un millar de objetos transneptunianos. Algunos de ellos han
adquirido nombres propios como Deucalin, Huya, Ixion, Makemake, Orcus, Quaoar,
Radamanto, Sedna, y Varuna. Otros objetos, igualmente interesantes, carecen de nombres y
slo se conocen por las designaciones provisionales como 1992 QB1.
6
Dependiendo de su distancia al Sol y de los parmetros de sus rbitas, los TNOs se clasifican en
tres grandes grupos:
- El Cinturn de Kuiper, que contiene cuerpos que distan del Sol a una distancia entre
30 y 55 U.A, y orbitan sobre el plano de la eclptica, aunque sus inclinaciones pueden ser
bastante elevadas. Los cuerpos del Cinturn de Kuiper se clasifican a su vez en dos grupos:
- Los resonantes: plutinos y twotinos: Los plutinos son objetos transneptunianos que
estn en resonancia orbital 3:2 con Neptuno. Esto significa que efectan dos rbitas alrededor
del Sol al tiempo que Neptuno realiza tres rbitas. Por esto, aunque crucen la rbita del
planeta gigante, sta no los puede expulsar gravitatoriamente. Como esta caracterstica la
comparte Plutn, estos cuerpos se denominan plutinos ("plutones pequeos"). Los plutinos
forman la parte interior del cinturn de Kuiper. Aproximadamente la cuarta parte de los
objetos conocidos del cinturn de Kuiper son plutinos. A su vez, los twotinos son objetos del
cinturn de Kuiper que estn en resonancia orbital 1:2 con Neptuno, es decir, que efectan
una rbita alrededor del Sol mientras Neptuno realiza dos. Su nombre es un acrnimo
derivado de las palabras inglesas "two" y "plutino". Hasta el momento se han descubierto
alrededor de una docena de estos objetos. Tambin se han localizado cuerpos en otras
7
resonancias. No se deben confundir los trminos plutino y plutoide. Los plutinos son objetos
que tienen caractersticas orbitales similares a Plutn, independientemente de su tamao. Los
plutoides son objetos transneptunianos con un tamao similar al de Plutn,
independientemente del grupo orbital al que pertenezcan.
-Cubewanos: Un cubewano es llamado tambin "objeto clsico del cinturn de Kuiper"
o, en ingls, Classical Kuiper Belt Object (CKBO). Un cubewano es un miembro de una clase de
asteroides que evolucionan en el cinturn de Kuiper. El nombre tan peculiar se deriva del
primer objeto de esta clase, el 1992 QB1. Los siguientes objetos de esta clase se denominaron
al principio los QB1-os, luego "cubewanos". Estos objetos se ubican a gran distancia de
Neptuno y no estn controlados por las fuerzas gravitatorias ni de ste planeta ni de otros. Sus
rbitas, no obstante, se mantienen estables por ser casi circulares, como las de los planetas; a
esta similitud con los planetas se debe el nombre de objetos "clsicos" del cinturn de Kuiper.
Su radio de revolucin promedio se localiza entre las 42 y las 48 UA.
-Disco disperso: El disco disperso (tambin conocido como disco difuso) es una regin
del Sistema Solar cuya parte ms interna se solapa con el cinturn de Kuiper (a 30 UA del Sol)
hasta una distancia desconocida que podra ser de unos cuantos centenares de UA y tambin a
otras inclinaciones por encima y por debajo de la eclptica. Est poblado por un nmero
incierto de cuerpos celestes (de momento se han descubierto unos 90) conocidos con el
nombre de objetos dispersos, o simplemente objetos del disco disperso (en ingls scattered-
disk objects o SDO), y que forman parte de la familia de los objetos transneptunianos. Son
cuerpos helados, algunos de ms de 1.000 Km de dimetro, el primero de los cuales fue
descubierto el ao 1995. El miembro ms grande del grupo es el planeta enano Eris,
descubierto en 2005.
-Nube de Oort: La nube de Oort (tambin llamada nube de pik-Oort) es una nube
esfrica de cometas y asteroides hipottica (es decir, no observada directamente) que se
encuentra en los lmites del Sistema Solar, casi a un ao luz del Sol, y aproximadamente a un
cuarto de la distancia a Prxima Centauri, la estrella ms cercana a nuestro Sistema Solar. Las
8
otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el Cinturn de Kuiper y el
disco disperso, estn situadas unas cien veces ms cerca del Sol que la nube de Oort.
El Cinturn de Kuiper
Primero aclararemos que "objeto transneptuniano" no es sinnimo de objeto del Cinturn de
Kuiper, ya que los objetos transneptunianos engloban a todos los objetos ms all de la rbita
de Neptuno, como se ha indicado antes. El Cinturn de Kuiper debe su nombre a Gerard
Kuiper, astrnomo estadounidense de origen holands, que predijo la existencia del Cinturn
en los aos 1960, 30 aos antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Todava se
desconoce el origen de la estructura del Cinturn de Kuiper, pero los astrnomos estn
esperanzados con que el telescopio Pan-STARRS, encargado de la localizacin de ms TNOs, de
pistas sobre su formacin. Diferentes simulaciones por ordenador de las interacciones
gravitatorias del periodo de formacin del Sistema Solar indican que los objetos del cinturn
de Kuiper pudieron crearse ms hacia el interior del Sistema Solar y haber sido desplazados
hasta sus posiciones actuales entre 30 y 50 UA por las interacciones con Neptuno al
desplazarse lentamente este planeta desde su posicin de formacin hacia el exterior, hasta
alcanzar su actual rbita. Estas simulaciones indican que podra haber algunos objetos de masa
significativa en el cinturn, quizs del tamao de Marte. Pero estas teoras an no han sido
demostradas.
En la actualidad se desarrollan numerosos programas de bsqueda de TNOs. La sonda espacial
New Horizons, la primera misin dedicada a la exploracin del cinturn de Kuiper, fue lanzada
el 16 de enero de 2006. Est prevista su llegada a Plutn el 14 de julio de 2015. Una vez pasado
Plutn est previsto que explore uno o varios TNOs.
Estructura del Cinturn de Kuiper
La migracin de Neptuno tuvo consecuencias importantes para el Cinturn de Kuiper. De
acuerdo con los estudios ms recientes sobre la formacin de Urano y Neptuno, stos podran
haber sufrido una importante migracin radial hacia el exterior, debido al intercambio de
momento angular con los planetesimales presentes en esa regin durante las ltimas etapas
de la formacin del Sistema Solar. Esta migracin radial habra tenido importantes
consecuencias sobre la presente estructura dinmica del cinturn de Kuiper. Tal como lo
reflejan las observaciones, la mayora de los cuerpos observados en el cinturn de Kuiper se
encuentran en resonancia de movimientos medios exteriores con Neptuno, hecho que
tambin se refleja en la presente rbita de Plutn.
Durante las formacin del Sistema Solar, la gravedad de Neptuno desestabiliz las rbitas de
los objetos que estaban en ciertas regiones, y, o bien los envi al Sistema Solar interior, o bien
hacia el disco disperso, e incluso hacia el espacio interestelar. Esto hace que el Cinturn de
Kuiper posea carencias pronunciadas en su diseo actual, similares a los huecos de Kirkwood,
en el cinturn de asteroides. En la regin situada entre 40 y 42 UA, por ejemplo, ningn objeto
puede mantener una rbita estable en estos momentos, y cualquier objeto observado all
debera haber emigrado hace poco tiempo.
9
En toda su extensin, incluyendo las regiones perifricas, el Cinturn de Kuiper se extiende
desde aproximadamente 30 a 55 UA. Tambin se pueden englobar sus dimensiones desde la
resonancia con Neptuno 2:3 (a 39,5 UA) hasta la resonancia 1:2 (a aproximadamente 48 UA). El
Cinturn de Kuiper es bastante grueso, extendindose su principal concentracin 10 grados
fuera del plano de la elptica, aunque una distribucin ms difusa se extiende mucho ms
afuera.
Composicin del Cinturn de Kuiper
Los estudios sobre el cinturn de Kuiper desde su descubrimiento por lo general han indicado
que sus miembros estn compuestos principalmente de hielos: una mezcla de hidrocarburos
ligeros (como el metano), amonaco y hielo de agua, una composicin que comparten con los
cometas. Las bajas densidades observadas en los TNOs cuyo dimetro es conocido, (menos de
1 g cm-3) es consistente con una composicin de hielo. Las observaciones muestran un amplio
rango de caractersticas en los objetos del Cinturn de Kuiper. Algunos TNOs aparecen tan
oscuros como un terciopelo negro, mientras que otros tienen una reflectividad de hielo fresco.
Algunos tienen un aspecto rojizo, mientras que otros tienen un color neutro. Los espectros
muestran que el hielo de agua domina la superficie de la mayora de los TNOs mientras que
otros revelan hielos exticos de compuestos como el metano, etano, hidratos de amoniaco,
monxido de carbono y nitrgeno. Plutn pertenece al grupo del nitrgeno.
En 2000 y 2001 Hal Levison del Southwest Research Institute, Mike Brown de Caltech y Alan
Stern descubrieron que existen dos poblaciones diferentes en referencia a las inclinaciones
orbitales en el Cinturn de Kuiper. Los investigadores discriminaron una poblacin
dinmicamente "fra" de rbitas de baja inclinacin que parecan indicar que estos cuerpos se
formaron en estos lugares. La segunda poblacin de objetos dinmicamente "calientes"
representaba a objetos con altas inclinaciones que pareca que haban sido transportados
hasta la regin por efectos dinmicos, principalmente por la migracin de los planetas gigantes
y por el vaciado de las regiones donde se formaron estos planetas. Estas extraas evidencias
resultaron sorprendentes, pero eran reales. Adems los colores de los TNOs parecan reforzar
esta idea. La poblacin "caliente" es ms rojiza en promedio que la poblacin "fra" con una
mayor diversidad de colores.
Muchos TNOs tienen lunas. A pesar de las actuales dificultades tecnolgicas para localizar las
lunas alrededor de estos dbiles y distantes objetos, ms del 20% de los TNOs conocidos
tienen satlites. Entre ellos los cuatro ms grandes: Plutn, Eris, Haumea y Makemake. Varios
TNOs tienen ms de una luna, Plutn es otra vez el ejemplo principal. A medida que progresa
la actual tecnologa de observacin, es de esperar que encontremos satlites cada vez ms
dbiles en los TNOs. Podramos aprender que la mayora de los TNOs tienen lunas y que
aquellos sin satlites son raros. La mayora de las lunas de los TNOs son pequeas comparadas
con sus compaeros primarios. Es notable advertir, que varios TNOs tienen lunas de dimetros
de la mitad del dimetro del objeto principal, con lo que podran llamarse ms propiamente
objetos binarios. En 1978, Plutn fue el primero de estos objetos binarios descubierto, aunque
en aquel tiempo nadie saba que Plutn perteneca al Cinturn de Kuiper.
10
Los colores del Cinturn de Kuiper.
La presencia de metanol en la superficie de un cuerpo del Cinturn de Kuiper depende de la
distancia a la que se form el objeto y su dimetro. La gama de colores en la superficie de un
cuerpo guarda relacin con su composicin, por ello, su estudio es de gran importancia para
comprender la naturaleza y origen de estos objetos. Los TNOs muestran una variacin
cromtica sin parangn en el Sistema Solar. Algunos reflejan la luz del Sol como si de espejos
sucios se tratasen, mientras que otros son increblemente rojizos.
El color de los TNOs est ligado a un tipo
de alteracin, o al menos este es el
resultado que arroja un modelo numrico
elaborado por John Cooper, investigador
en el Centro Espacial Goddard. El
investigador norteamericano afirma que
los TNOs presentan una estructura de
cebolla con colores que van del blanco al
negro, pasando por el rojo, sin embargo
no todos son oscuros. Esto sucede porque
estn sometidos a la erosin producida
por el bombardeo de micrometeoritos,
que les hace perder su costra negra, con lo
que aflora la capa rojiza de la estructura
de cebolla.
Por otro lado los episodios eruptivos del hielo primitivo que proceden de las capas ms
profundas son los responsables de que la superficie tenga un color blanco brillante. Cooper
espera que este modelo sobre los colores de los TNOs sea confirmado por la sonda New
Horizons que llegar a Plutn en julio de 2015.
El acantilado de Kuiper
El acantilado de Kuiper es el nombre que le dan los cientficos a la parte ms alejada del
Cinturn de Kuiper. Es una incgnita que ha dado quebraderos de cabeza durante aos. La
densidad de objetos en el cinturn de Kuiper decrece drsticamente, de ah su nombre de
acantilado. La explicacin ms lgica sera la existencia de un planeta con una masa
suficientemente grande como para atraer con su gravedad a todos los objetos de su rbita. Ese
supuesto planeta recibe el nombre de Planeta X. Hasta la fecha, nadie ha aportado ninguna
prueba de la existencia de tal planeta ni una explicacin para este fenmeno. Hay una buena
razn para ello. El Cinturn de Kuiper est demasiado lejos para que podamos observarlo
apropiadamente. Para ello tenemos que salir y echar un vistazo antes de que podamos decir
nada sobre la regin, y eso no ser posible al menos durante una dcada. La sonda de la NASA
New Horizons que se dirige hacia Plutn y el Cinturn de Kuiper, no llegar a Plutn hasta
2015, y tardar unos aos ms en alcanzar esta regin.
11
Es Tritn un cuerpo del Cinturn de Kuiper?
La rbita de Tritn es realmente extraa. Posee
una inclinacin de 157.340 con respecto al
ecuador de Neptuno, lo cual produce la
retrogradacin de la traslacin del satlite.
Adems su eje de rotacin est inclinado 30
respecto al plano de la rbita de Neptuno, con lo
cual durante el ao neptuniano cada polo apunta
al Sol, de modo similar a lo que ocurre con
Urano. Al tiempo que Neptuno orbita el Sol, las
regiones polares de Tritn se turnan frente a
ste, probablemente como resultado de los
radicales cambios estacionales que se producen cuando un polo, y luego el otro, reciben la luz
solar. Asimismo, es una rbita prcticamente circular, con una excentricidad de casi cero. A
diferencia de la Luna con la Tierra, donde el efecto de las mareas produce un alejamiento
entre ambos cuerpos y frena a nuestro planeta, la conservacin del momento angular est
acercando a Neptuno y Tritn, y acelera la rotacin del primero. Esto probablemente derive en
la colisin de ambos cuerpos o en la ruptura de esta luna dentro de 3.600 millones de aos,
momento en que Tritn pasar el Lmite de Roche de Neptuno, resultando tanto en un caso
como en otro, en un sistema de anillos similar al de Saturno.
Anlogos extrasolares del Cinturn de Kuiper.
El observatorio espacial Herschel ha conseguido capturar las imgenes ms ntidas hasta la
fecha de anillos de escombros orbitando alrededor de estrellas similares a nuestro Sol.
Estos anillos parecen los
anlogos extrasolares del
Cinturn de Kuiper, el
reservorio de cometas y otros
cuerpos helados situados en
el exterior de nuestro Sistema
Solar.
Los anillos recientemente
observados son remanentes
del proceso de formacin
planetaria, o bien, se
generaron cuando dos
planetas chocaron. Los
astrnomos usaron la tecnologa infrarroja del Herschel, para captar las dbiles emanaciones
de estos restos y poder as estudiar estos cinturones.
Una de las estrellas estudiadas, llamada Q1Eridani o HD 10647, se encuentra a 57 aos luz de
la Tierra y tiene un planeta del tamao de Jpiter orbitando a una distancia equivalente a dos
veces la distancia entre la Tierra y el Sol. El anillo luminoso alrededor de esta estrella emite a
12
una temperatura de 30 grados Kelvin, y se encuentra a un promedio de 85 unidades
astronmicas de la estrella, y posee unas 40 UA de ancho. En comparacin, el cinturn de
Kuiper del Sistema Solar, reside entre las 30 y 55 UA del Sol. Otro cinturn mucho ms dbil
parece rodear a la estrella Zeta2 Reticuli, situada a cerca de 39 aos luz de la Tierra. El cinturn
est a una distancia promedio de 100 UA de la estrella y se sabe que alberga un planeta.
Objetos destacados del Cinturn de Kuiper y Planetas Enanos.
Plutn
Plutn es un planeta enano del Sistema Solar, situado tras
la rbita de Neptuno. En la Asamblea General de la Unin
Astronmica Internacional (UAI), celebrada en Praga el 24
de agosto de 2006, se cre una nueva categora llamada
Plutoide, en la que se incluye a Plutn. Es tambin el
prototipo de una categora de objetos transneptunianos
denominada Plutinos. Posee una rbita excntrica y
altamente inclinada con respecto a la eclptica, que recorre
acercndose en su perihelio hasta el interior de la rbita de Neptuno. Plutn posee cinco
satlites: Caronte, Nix, Hidra, P4 y P5. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma
categora. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera
que la misin New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.
Plutn fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrnomo estadounidense Clyde
William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y fue
considerado el noveno y ms pequeo planeta del Sistema Solar por la Unin Astronmica
Internacional y por la opinin pblica desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al
grupo de planetas del Sistema Solar fue siempre objeto de controversia entre los astrnomos.
Tras un intenso debate, la UAI decidi el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar a
Plutn como planeta
enano, requiriendo que un
planeta debe tener
dominancia orbital.
Su gran distancia al Sol y a
la Tierra, unida a su
reducido tamao, impide
que brille por debajo de la
magnitud 13.8 en sus
mejores momentos
(perihelio orbital y
oposicin), por lo cual slo
puede ser apreciado con
telescopios a partir de los
200 mm de abertura, fotogrficamente o con cmara CCD. Incluso en sus mejores momentos
aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (dimetro
13
aparente inferior a 0,1 segundos de arco). La rbita de Plutn es muy excntrica y, durante 20
de los 249 aos que tarda en recorrerla, se encuentra ms cerca del Sol que Neptuno. Es
tambin la ms inclinada con respecto al plano de la eclptica, en el que orbitan los dems
planetas del Sistema Solar, siendo su inclinacin de 16. Por eso no hay peligro alguno de que
se encuentre con Neptuno. Cuando las rbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de
manera que, en sentido perpendicular a la eclptica, les separa una enorme distancia. Plutn
lleg por ltima vez a su perihelio en septiembre de 1989, y continu desplazndose por el
interior de la rbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol, y no
volver a estar a menor distancia del Sol que Neptuno hasta septiembre de 2226.
(1) nitrgeno helado. (2) agua helada. (3) roca.
Plutn posee una atmsfera extremadamente tenue,
formada por nitrgeno, metano y monxido de
carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a
medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta
evaporacin y posterior congelamiento lo que caus las
variaciones en el albedo del planeta, detectadas por
medio de fotmetros fotoelctricos en la dcada de
1950 (Kuiper y otros). A medida que el planeta se
aproxim, los cambios se fueron haciendo menores,
disminuyendo cuando se encontr en el perihelio
orbital (1989). Se espera que estos cambios de albedo se repitan, pero a la inversa, a medida
que el planeta se aleje del Sol rumbo a su afelio. Generalmente, se podra decir que la funcin
de su atmsfera sera proteger la superficie, pero en este caso la atmsfera de Plutn slo le
sirve para evitar impactos de pequeos meteoros.
En el sistema de Plutn se conocen un total de seis cuerpos, incluyendo al planeta enano,
habitualmente considerados la mayora satlites; aunque, en realidad, se trata un sistema
binario, formado por Plutn y Caronte, el segundo cuerpo ms grande del sistema,
aproximadamente con el 11,65% de la masa de Plutn. Caronte es el ms grande de todos los
satlites del Sistema Solar en comparacin con su planeta, es decir, ningn otro satlite es de
un tamao tan aproximado al del planeta que orbita. Alrededor de este sistema binario orbitan
a su vez otros cuatro satlites. Los ms importantes son Nix (nombre provisional S/2005 P 1) e
Hidra (S/2005 P 2), descubiertos en 2005. Los otros dos, ms pequeos y de descubrimiento
ms reciente, se denominan provisionalmente S/2011 P 1 (P4) y S/2012 P 1 (P5).
Caronte tiene 1192 kilmetros de dimetro y est a 19.640 kilmetros de distancia del
planeta. Desde que se descubri en 1978 se les ha considerado como un planeta doble, pues
sus masas son similares y el baricentro queda fuera de Plutn, el cuerpo de mayor masa. De
esta manera ambos orbitan en torno a dicho punto. Parece como si estuvieran unidos por una
barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en esa barra o eje, ms cercano a
Plutn, puesto que tiene 7 veces ms masa que Caronte.
Tras la Asamblea General de la UAI de 2006, la categora de Caronte es an incierta. Se le
considera posible candidato a planeta enano, pero la definicin no deja clara cmo realizar la
(1) nitrgeno helado. (2) agua helada. (3) roca.
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distincin entre satlite o sistema binario an no definido. Por ello se le sigue considerando un
satlite del planeta enano Plutn. Con el tiempo, la gravedad ha frenado las rotaciones de
Caronte y Plutn, por lo que ahora presentan siempre la misma cara el uno al otro. La rotacin
de esta pareja es nica en el Sistema Solar.
Eris
Eris (cuya denominacin provisional fue 2003 UB313) es un
planeta enano que se encuentra en el disco disperso, por lo
que se clasifica como un Scattered Disk Objects (SDO) y un
plutoide. Recordemos que los plutoides son todo planeta
enano que se encuentra ms all de la rbita de Neptuno.
Eris pertenece a una clase de cuerpos que han sido
arrastrados a una rbita ms lejana de lo habitual por
interacciones gravitatorias con Neptuno en las etapas
iniciales de la formacin del Sistema Solar. Cuenta con un satlite natural al que se le ha dado
el nombre de Disnomia.
El descubrimiento de Eris fue anunciado en julio de 2005 por Mike Brown, Chad Trujillo, y
David Rabinowitz, el mismo da que tambin se hizo pblico el descubrimiento de Makemake.
Aunque las imgenes del hallazgo se tomaron en 2003 usando el telescopio de 48 pulgadas
Samuel Oschin de Monte Palomar en California, fue en un segundo anlisis de las fotografas
en enero de 2005 cuando se percibi el movimiento del planeta enano. Observaciones
subsiguientes permitieron determinar la rbita, que a su vez dieron una estimacin de la
distancia y el tamao. Denominado provisionalmente 2003 UB313, la IAU tom la decisin de
denominarlo Eris el 13 de septiembre de 2006. Inicialmente fue bautizado extraoficialmente
como Xena en honor de la serie del mismo nombre por sus descubridores. Pero la IAU tiene
unas normas sobre la denominacin de los objetos celestes por lo que no se acept esta
sugerencia.
En la mitologa griega Eris es la diosa de la discordia. En la mitologa romana se le llama Discordia. Su
opuesta en la mitologa griega era Harmona, y en la romana, Concordia. La leyenda ms famosa
protagonizada por Eris cuenta cmo inici la Guerra de Troya. Tanto los dioses y diosa, as como como
diversos mortales, fueron invitados a la boda de Peleo y Tetis (padres de Aquiles). Slo la diosa Eris no
fue invitada debido a su naturaleza discordante. As que Eris apareci en la fiesta con la Manzana de la
Discordia, una manzana dorada con la palabra kallisti (para la ms hermosa o para la ms bella)
inscrita, que arroj entre las diosas provocando que Afrodita, Hera y Atenea la reclamasen para s,
inicindose una ria. Zeus, para no tener que elegir entre las diosas, puesto que una era su esposa y las
otras dos eran sus hijas, encarg ser juez a Paris. Entonces Hermes le transmiti al desventurado Paris,
prncipe de Troya, que tendra que elegir a la ms hermosa. Cada una de las tres diosas intent
sobornarle para que la eligiera: Hera le ofreci poder poltico, Atenea le prometi destreza militar y
Afrodita le tent con la mujer ms hermosa de la tierra, Helena, esposa de Menelao de Esparta. Paris
termin por conceder la manzana a Afrodita, raptando luego a Helena y provocando as la Guerra de
Troya.
Esta denominacin resulta especialmente adecuada ya que el descubrimiento de Eris supuso el
inicio del proceso de redefinicin de Plutn a planeta enano y una nueva clasificacin de los
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cuerpos del Sistema Solar. Eris tiene un perodo orbital de 557 aos. Lleg a su perihelio entre
1698 y 1699, y al afelio alrededor de 1977, y volver a su perihelio en torno a los aos 2256 y
2258.Al contrario que los planetas telricos y los gigantes de gas, cuyas rbitas estn
aproximadamente en el mismo plano que la Tierra, la rbita de 2003 UB313 est muy
inclinada, unos 44 respecto a la eclptica. Es posible que Eris se encuentre en resonancia 17:5
con Neptuno, pero todava est sin confirmar esta relacin. Cada cierto tiempo, Eris se acerca
a Plutn. Eris cuenta actualmente con una magnitud aparente de 18,7, por lo que es lo
suficientemente brillante como para ser detectado por algunos telescopios de aficionados. Un
telescopio de 200 mm con una CCD puede detectar al planeta en condiciones favorables. La
inclinacin de su rbita es responsable de que no haya sido descubierto hasta ahora, ya que la
mayora de las bsquedas de objetos grandes en las reas ms alejadas del Sistema Solar se
concentran en el plano de la eclptica, en el cual se encuentra la mayora de la materia del
sistema.
Eris se encuentra en la constelacin de Cetus, actualmente tres veces ms lejos del Sol que
Plutn. En 2036 entrar en Piscis y permanecer all hasta 2065, cuando entrar en Aries. A
continuacin, entrar Perseo en 2128 y en Camelopardalis en 2173. Debido a la gran
inclinacin de su rbita, Eris slo pasa a travs de unas pocas constelaciones del zodiaco
tradicional.
Ceres. Fue descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe
Piazzi y recibe su nombre en honor a la diosa romana
de la agricultura, las cosechas y la fecundidad, Ceres.
Este planeta enano contiene aproximadamente la
tercera parte de la masa total del cinturn de
asteroides, siendo el ms grande de todos los cuerpos
de dicho grupo. Tiene un dimetro de 960 932 km y
una superficie de 2.800.000 km, encontrndose
situado en el cinturn de asteroides entre Marte y
Jpiter. Como comparacin, su superficie es
equivalente a la de Argentina. Ceres sigue una rbita
entre Marte y Jpiter, en medio del cinturn de
asteroides, con un periodo de 4,6 aos.
Con una masa de 8,71020 kg (25% de la masa
del cinturn de asteroides), Ceres comprende
casi un tercio de la masa total estimada
(2,31021 kg) de los asteroides del Sistema Solar.
Hay algunos indicios de que su superficie es
clida y de que podra tener una dbil atmsfera
y escarcha. En el pasado, era considerado como
el mayor de una familia de asteroides (un grupo
de elementos orbitales similares). Pero estudios
avanzados han mostrado que Ceres tiene unas
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propiedades espectrales diferentes de las de los otros miembros de la familia, y ahora este
grupo es denominado como familia Gefion, nombrado con respecto al asteroide (1272) Gefion,
siendo Ceres un accidental compaero sin un origen en comn. La NASA ha lanzado una misin
llamada Dawn (en ingls, amanecer) para visitar Ceres y el asteroide (4) Vesta. Fue lanzada el
27 de septiembre de 2007. Entr en la rbita de Vesta en julio de 2011, y lo observ durante
poco ms de un ao. En septiembre de 2012 Dawn abandon Vesta y tras un viaje de tres
aos, en 2015, llegar a Ceres.
Meteoritos, meteoros, meteoroides
Lo primero que vamos a aclarar antes de entrar en materia son unas definiciones que muchas
veces se confunden y que los medios de comunicacin no siempre tratan adecuadamente.
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Meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se
desintegra por completo en la atmsfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina
meteoro. Meteoro, en su uso astronmico, es un concepto que se reserva para distinguir el
fenmeno luminoso que se produce cuando un meteoroide atraviesa nuestra atmsfera. Es
sinnimo de estrella fugaz, trmino impropio, ya que no se trata de estrellas que se
desprendan de la bveda celeste. Meteoroide es un cuerpo menor del Sistema Solar de,
aproximadamente, entre 100 m hasta 50 m (de dimetro mximo). El lmite superior de
tamao, 50 m, se emplea para diferenciarlo de los cometas y de los asteroides, mientras que el
lmite inferior de tamao, 100 m, se emplea para diferenciarlo del polvo csmico, no
obstante, los lmites de tamao no suelen usarse muy estrictamente siendo ambigua la
designacin de los objetos que se encuentren cercanos a estos lmites. Asteroide es un cuerpo
rocoso, carbonceo o metlico ms pequeo que un planeta y mayor que un meteoroide, que
orbita alrededor del Sol en una rbita interior a la de Neptuno. Cometa es un cuerpo celeste
constituido por hielo, polvo y rocas que orbita alrededor del Sol siguiendo diferentes
trayectorias elpticas, parablicas o hiperblicas.
Meteoritos
Estimaciones realizadas por mtodos independientes indican que cada ao llegan a la
superficie de nuestro planeta entre 40 y 80 mil toneladas de materia interplanetaria. La
friccin que sufren los diferentes cuerpos con la atmsfera terrestre se denomina ablacin. En
este proceso se pierde aproximadamente el 95% de la masa del cuerpo. Conformen
profundizan en la atmsfera, van sufriendo choques continuos con las molculas de la
estratosfera, que van calentando sucesivamente la superficie del meteoroide. A una altura
aproximada de un centenar de kilmetros sobre la superficie terrestre el meteoroide alcanza
una temperatura de 1.500C. En este momento comienza la ablacin. Los diferentes minerales
que componen el meteoroide comienzan a fusionarse y por ello se desprenden del cuerpo
inicial emitiendo gases en el proceso que rodean al meteoroide. De este modo se forma la
breve estela que podemos ver y que denominamos estrella fugaz, y que en general suele durar
pocos segundos. Las columnas de gas suelen alcanzar temperaturas de entre 4.000C y
5.000C, mientras que la parte frontal del meteoroide puede alcanzar temperaturas de
10.000C. Estas fuerzas de friccin y las grandes temperaturas alcanzadas provocan que el
meteoroide pierda masa en muy poco tiempo.
Los grandes meteoroides podran chocar con la Tierra con una fraccin de su velocidad
csmica, originando un crter de hipervelocidad de impacto. El tamao y tipo del crter
depender del tamao, de la composicin, del grado de fragmentacin, y del ngulo entrante
del meteorito. La fuerza de tales colisiones tiene el potencial de causar una destruccin
extensa. Los choques a hipervelocidad ms frecuentes, normalmente son causados por un
meteorito metlico, los cuales son ms resistentes y transitan intactos en la atmsfera
terrestre. Un blido o bola de fuego es todo aquel meteoro con un brillo similar o superior al
planeta Venus. Estos brillantes meteoros son producidos por partculas cuyas masas oscilan
entre unos pocos gramos y miles de toneladas. Los meteoroides con una masa superior a
varias docenas de kilogramos, si penetran en nuestra atmsfera con la geometra adecuada,
pueden sobrevivir parcialmente al proceso de ablacin, alcanzando entonces la superficie
18
terrestre en forma de meteoritos. Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde
fueron encontrados, generalmente una ciudad prxima o alguna caracterstica geogrfica. En
los casos donde muchos meteoritos son encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser
seguido por un nmero o una letra (ejemplo: Allan Hills 84001)
Clasificacin de los meteoritos
Aunque hay diversas clasificaciones, una de las ms importantes es la que recoge los aspectos
de composicin y procedencia de los meteoritos. En esta divisin podemos encontrar:
1) Primitivos: es el material ms primitivo de nuestro sistema solar (tienen varios miles de
millones de aos) que se han mantenido prcticamente inalteradas desde que se formaron, es
decir, nunca han sufrido procesos de fusin o diferenciacin. Se cree que se formaron por
condensacin directa de la nbula solar y a partir de ellas se formaron los cuerpos de nuestro
sistema solar. Es decir, estos meteoritos son muchos ms antiguos que las rocas que
componen nuestro planeta, por lo que pueden darnos informacin sobre la composicin y los
procesos fsico-qumicos que se dieron en el Sistema Solar primitivo. Los meteoritos primitivos
constituyen el 86% de los meteoritos encontrados.
En general, estos meteoritos se denominan
condritas porque en su estructura
encontramos mayoritariamente una
amalgama de esfrulas vtreas de
naturaleza gnea que se denominan
cndrulos. Los procesos que calentaron los
materiales primigenios para fundirlos y as
crear los componentes de las condritas
fueron muy variados y posiblemente
fueron variando con el tiempo. Por un lado,
el Sol recin nacido era fuente de intensos
campos magnticos, de un flujo continuo
de partculas de radiacin
electromagntica muy energtica. Existen
diferentes clases de condritas debido a
que no todas ellas poseen materiales
inalterados cuyos componentes sean completamente representativos de los materiales
primigenios, pues buena parte de ellas sufrieron algn tipo de alteracin en sus cuerpos
progenitores.
-Las condritas ordinarias: son las condritas ms comunes que han llegado hasta la
Tierra. En su composicin encontramos hierros y silicatos. Suelen proceder de asteroides
pequeos y se clasifican por su composicin proporcional de hierro.
-Las condritas de enstatita: meteoritos rocosos formados principalmente por un
mineral denominado enstatita MgSiO3. No son muy abundantes, pero constituyen los
minerales fsiles a partir de los cuales se form la Tierra, ya que su composicin es la ms
similar que existe entre los meteoritos a la de nuestro planeta. Por ello los cientficos creen
19
que una combinacin de estos meteoritos dio lugar, por agregacin, a los embriones
constitutivos de la Tierra. De esta teora tambin se puede deducir su escaso nmero: tan slo
unos pocos bloques se habran dispersado de la regin de formacin de los planetas terrestres
hacia el cinturn principal y desde all, nos llegaran a cuentagotas.
-Las condritas carbonceas: Las condritas carbonceas tambin son conocidas como
condritas C, y representan el 5% de las condritas cadas. Se caracterizan por la presencia de
compuestos de carbono, incluidos los aminocidos. Tienen la proporcin ms alta de
compuestos voltiles, por lo que se considera que son las que se han formado ms lejos del
Sol. Una de sus caractersticas principales es la presencia de agua, o de minerales alterados por
ella. As, que podemos deducir que se formaron ms all de la lnea de hielos, pero contienen
una mezcla de minerales de alta temperatura junto a otros minerales de menor temperatura.
Por consiguiente durante la agregacin de materiales en esas regiones externas junto a los
minerales ms refractarios se incorporaron partculas de hielo en su estructura y, de manera
ms puntual, raros minerales hidratados que se diesen en el disco protoplanetario. La cantidad
de agua presente en su estructura determinar su evolucin composicional. La accin de esta
agua, hidratando los minerales, result determinante alterando la composicin de estos,
dando lugar a minerales secundarios: arcillas, xidos, carbonatos,
-Condritas anmalas: Existen varias decenas de condritas cuya composicin no permite
clasificarlas en un grupo. Su origen parece estar marcado por diferentes procesos qumicos-
fsicos que han dado lugar a estas diversas composiciones, producindose en el cinturn de
Asteroides.
2) Diferenciados: Son el resultado de procesos de fusin parcial o total de sus cuerpos de
origen. Es decir, estos cuerpos han sufrido diversas transformaciones en sus componentes
originales. Proceden de cuerpos planetarios diferenciados y podemos distinguir tres tipos
principales: rocosos (o acondritas), metalorrocosos y metlicos. Sus componentes son frutos
de procesos metamrficos ocurridos en cuerpos de miles de kilmetros de dimetro. Aunque
puedan mantener firmas isotpicas y qumicas de los materiales primigenios, sus materiales
estn formados por minerales secundarios.
-Acondritas: son rocas
formadas en la superficie de
sus respectivos cuerpos
planetarios. Las fuentes ms
importantes de acondritas
descritas hasta la fecha son, de
hecho, la Luna, Marte y Vesta.
Podemos distinguir de qu
cuerpo proceden estos
meteoritos gracias a que la
exploracin espacial nos ha
permitido estudiar estos
cuerpos y su composicin en detalle.
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Estas rocas procedentes de cuerpos diferenciados estn formadas por minerales
recristalizados, es decir, por minerales caractersticos de los cuerpos de los que proceden.
Como su origen es la corteza de los cuerpos, las acondritas poseen una composicin marcada
por diversos factores: la composicin de los planetesimales que dieron lugar a los cuerpos de
los que proceden, el lugar de formacin, y el tamao del objeto marcarn por ejemplo el
tiempo en el que los materiales son sometidos a altas temperaturas promoviendo la
diferenciacin qumica. Un cuerpo planetario grande como la Tierra retendr suficiente
energa como para seguir activo durante miles de millones de aos, pero uno como la Luna se
enfriar en menos de quinientos millones de aos.
Pero no pensemos slo en la Luna y Marte como posible procedencia de estos meteoritos.
Para empezar existen ciertos grupos de acondritas de naturaleza primitiva que deben proceder
de objetos primitivamente condrticos pero que, por su composicin y tamao, debieron
atravesar una fase relativamente breve de actividad magmtica. Tambin existen otro tipo de
acondritas que poseen de grandes asteroides, pero que dada la gran cantidad de asteroides
existentes es imposible determinar por el momento su procedencia exacta.
-Meteoritos metalorrocosos: Proceden de asteroides grandes. Se componen
aproximadamente 50% de metal y 50% Silicato (ms sulfuros), y se clasifican segn las
variaciones en esta proporcin. Proceden de regiones del manto interno de los cuerpos
diferenciados que debieron ser excavados en grandes impactos. Los meteoritos
metalorrocosos ms importantes son las palasitas que contienen gran cantidad de olivinos de
color verde, aunque pueden presentar otros colores, como el amarillo, el marrn o el dorado si
han sufrido procesos de meteorizacin en la superficie terrestre.
-Meteoritos metlicos: proceden del ncleo de los cuerpos planetarios y se
desprendieron a causa de grandes impactos. Estos meteoritos estn formados por los
materiales ms densos que se conocen y que se consideran representativos de los que
componen el ncleo terrestre.
Meteorito lunar
Meteorito lunar o lunalito, un meteorito de la Luna. En otras palabras, son rocas encontradas
en la Tierra al haber sido expulsadas de la Luna por el impacto en su superficie de un meteoro
asteroidal o posiblemente un cometa. En 1979 en el continente helado, la Antrtida, se
descubri el primer meteorito lunar, Yamato 791197, aunque no se sabra su origen hasta
muchos aos despus. El meteorito Allan Hills 81005 encontrado en 1982, ser el primer
meteorito donde se averige su procedencia lunar. Despus ms de 40 meteoritos lunares se
han ido descubriendo sucesivamente, hasta un peso total de todos ellos de 30 Kg. Todos los
meteoritos lunares se han encontrado en desiertos calientes o fros ya que les protegen de la
erosin, la gran mayora en la Antrtida, en el norte de frica o en Omn.
Es posible conocer de dnde han surgido los meteoritos al comparar su mineraloga, la
composicin qumica e isotpica con las muestras tradas por el programa Apolo de la NASA.
La historia detallada por la exposicin de rayos csmicos han mostrado que todos los
meteoritos se expulsaron de la Luna en los ltimos 20 millones de aos, la mayora dejaron el
satlite en los ltimos cien mil aos. Despus, empezaron a orbitar alrededor de la Tierra hasta
21
que la gravedad les hace finalmente atravesar la atmsfera en unos pocos cientos de miles de
aos (a veces mucho menos). Algunos meteoritos expulsados por la Luna sin embargo, orbitan
alrededor del Sol. Estos permanecen durante mucho tiempo en el espacio pero algunas veces
se cruzan con la rbita terrestre y tambin terminan estrellndose, incluso despus de
millones de aos despus del comienzo de su viaje.
Las seis misiones Apolo recolectaron muestras y alunizaron en una pequea zona de la Luna,
en un rea posteriormente detallada geoqumicamente como anmala por la misin Lunar
Prospector. Sin embargo, los numerosos meteoritos lunares son de zonas aleatorias del satlite
y por lo tanto son un ejemplo ms generalizado de la superficie lunar. La mitad de los
meteoritos lunares, por ejemplo, son simplemente material de una zona extensa de la Luna.
Cuando el primer meteorito de la Luna se descubri en 1982, se especul que era algn otro
meteorito previamente formado en Marte. La identificacin correcta de meteoritos lunares en
la Tierra se apoyan en la hiptesis: un meteorito impact en Marte y pudo a su vez haber
provocado ms meteoritos. Tambin hay divagaciones sobre la posibilidad de encontrar
meteoritos terrestres en la superficie lunar. Esto podra resultar muy interesante porque en
este caso las piedras terrestres con una antigedad superior a los 3900 millones de aos, que
habran desaparecido en la Tierra por los comunes procesos geolgicos, podran seguir sin
apenas variaciones en la Luna. As algunos cientficos han propuesto nuevas misiones para la
bsqueda de rocas antiguas de origen terrestre en la superficie lunar.
Meteorito Marciano
En 2008, la NASA mantiene un catlogo de 57 meteoritos considerados provenientes de Marte
y recuperados en varios pases. Estos meteoritos son extremadamente valiosos ya que son las
nicas muestras fsicas de Marte disponibles para analizar. Los tres meteoritos listados a
continuacin, exhiben caractersticas que algunos investigadores consideran tener indicios de
posibles molculas orgnicas naturales o probables fsiles microscpicos:
Meteorito ALH84001: El meteorito ALH84001 fue encontrado en la Antrtida en
diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET; el meteorito pesa
1,93 kg. Algunos investigadores asumen que las formas regulares podran ser microorganismos
fosilizados, similares a los nanobios o nanobacterias. Tambin se le ha detectado contenido de
cierta magnetita que, en la Tierra, solamente se le encuentra en relacin con ciertos
microorganismos.
Meteorito Nakhla: El meteorito Nakhla, proveniente de Marte, cay en la Tierra en 28
de junio de 1911, aproximadamente a las 09:00 AM en la localidad de Nakhla, Alejandra,
Egipto. Un equipo de la NASA, de la divisin de 'Johnson Space Center', obtuvo una pequea
muestra de este meteorito en marzo de 1998, la cual fue analizada por medio de microscopa
ptica y un microscopio electrnico y otras tcnicas para determinar su contenido; los
investigadores observaron partculas esfricas de tamao homogneo. Asimismo, realizaron
anlisis mediante cromatografa de gases y espectrometra de masas, (GC-MS) para estudiar
los hidrocarburos aromticos de alto peso molecular. Adems, se identificaron en el interior
"estructuras celulares y secreciones exopolimericas". Los cientficos de la NASA concluyeron
que -al menos un 75% del material orgnico no puede ser contaminacin terrestre-.
22
Esto caus inters adicional por lo que en 2006, la NASA pidi una muestra ms grande del
meteorito Nakhla al Museo de Historia Natural de Londres. En este segundo espcimen, se
observ un alto contenido de carbn en forma de ramificaciones. Al publicarse las imgenes
respectivas en 2006, se abri un debate por parte de unos investigadores independientes que
consideran la posibilidad de que el carbn sea de origen biolgico. Sin embargo, otros
investigadores han recalcado que el carbn es el cuarto elemento ms abundante del
Universo, por lo que encontrarlo en curiosas formas o patrones, no sugiere la posibilidad de
origen biolgico.
Meteorito Shergotty: El meteorito Shergotty, de origen marciano y con masa de 4 kg,
cay en Shergotty, India en agosto 25 de 1865, donde testigos lo recuperaron
inmediatamente. ste meteorito est compuesto de piroxeno y se calcula fue formado en
Marte hace 165 millones de aos y fue expuesto y transformado por agua lquida por muchos
aos. Ciertas caractersticas de este meteorito sugieren la presencia de restos de membranas o
pelculas de posible origen biolgico, pero la interpretacin de sus formas mineralizadas vara.
Crteres e impactos de meteoritos en la Tierra
Los meteoritos con un gran potencial para provocar cambios ambientales de carcter global,
golpean la Tierra cada 50-100 millones de aos, mientras que objetos ms pequeos, pero
tambin significativos, golpean en una escala de tiempo ms corta, y tambin afectan al clima
y a la biosfera. Cuando uno de estos objetos impacta con la Tierra, deja evidencias claras del
impacto, aparte del crter. Sin embargo, en nuestro planeta, a diferencia de la Luna, los
crteres son menos visibles debido a fenmenos como la erosin, la actividad volcnica y la
tectnica de placas, por lo que encontrar evidencias, aparte del crter, tiene una especial
importancia en el estudio de este tipo de impactos. El efecto mayor que deja una colisin de
un meteorito con la Tierra es la extincin masiva, que en realidad est asociado a
consecuencias colaterales que deja el
impacto, como el calentamiento global,
sesmos, blidos, destruccin de la capa de
ozono, lluvia cida y nubes de polvo. Estos
cambios bruscos de las condiciones
ambientales en el planeta provocan la
prdida de la biomasa, lo que se conoce
como extincin masiva.
Los crteres de impacto son estructuras de
carcter geolgico formadas al colisionar un asteroide o cometa con un planeta o satlite.
Todos los cuerpos del Sistema Solar han sido bombardeados por meteoritos, y los recuerdos
de esos bombardeos se ven con claridad en la superficie de la Luna, Marte y Mercurio. En
nuestro planeta, los cientficos se han dado cuenta de que las estructuras de impactos de
meteoritos son abundantes, antiguas y de alta complejidad geolgica. Este tipo de impactos ha
generado cambios en la corteza terrestre, ha hecho variar la temperatura del planeta y ha
participado en las extinciones masivas. En la Tierra se han encontrado ms de 160 crteres de
impacto, la mayor parte de ellos localizados en Norteamrica, Europa y Australia, pero se cree
que quedan muchos por descubrir.
23
Hace 65 millones de aos los dinosaurios gobernaban la Tierra pero, en un tiempo corto,
desaparecieron. Qu pudo causar est extincin masiva en tan corto espacio de tiempo? Este
final catastrfico, en el Cretcico captur la atencin y la imaginacin de muchos gelogos, y
es en la actualidad uno de los temas ms debatidos en las ciencias de la Tierra. Parece ser, que
en las capas de sedimentos del lmite entre el Cretcico y el Terciario existe un
enriquecimiento anmalo de iridio y otros elementos, cuestin que apoya la tesis de una
relacin entre un impacto y la extincin masiva. El crter que parece estar asociado a este
acontecimiento masivo es el de Chicxulub, localizado en la pennsula del Yucatn en Mjico,
que tiene un dimetro de 170 km y una edad de unos 65 millones de aos. Estudios recientes
han revelado que en este crter existe un enriquecimiento anmalo de elementos siderfilos,
caractersticos de los meteoritos. El crter presenta caractersticas diagnsticas de
metamorfismo de choque, que son marcas particulares de impactos de meteoritos.
Existen acontecimientos de gran importancia histrica, aunque de efectos menores, como el
objeto extraterrestre que explot en el aire sobre la cuenca del ro Podkamennaya-Tunguska
en Siberia el 30 de junio de 1908, con una fuerza equivalente a 29 megatones (mil veces ms
que la bomba de Hiroshima). La onda resultante devast ms de 1000 km2 de bosque y los
rboles fueron arrancados de raz, pero, por fortuna, el rea estaba deshabitada y slo hubo
dos muertos. Si se asume que el meteorito tena una velocidad de 20 km/s, y que la explosin
liber la energa mencionada, entonces podemos concluir que el objeto era de unas 40000
toneladas.
Meteoros
Meteoro, en su uso astronmico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenmeno
luminoso que se produce cuando un meteoroide atraviesa nuestra atmsfera. Es sinnimo de
estrella fugaz, trmino impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la
bveda celeste.
24
La aparicin de meteoros es un hecho muy frecuente, y generalmente se ven a simple vista,
con excepcin de los llamados meteoros telescpicos que necesitan de al menos unos
binoculares para su observacin. En una noche oscura y despejada se pueden detectar sin
ayuda de instrumentos hasta 10 meteoros por hora, pero a intervalos irregulares (pueden
pasar diez o veinte minutos sin que observe ninguno); sin embargo, en las pocas
denominadas de lluvia de estrellas se llegan a observar de 10 a 60 por hora (uno cada minuto).
La contaminacin lumnica hace que en las ciudades sea muy difcil disfrutar de este tipo de
observaciones. Tambin la presencia de la luna, sobre todo en su fase llena, impide la
observacin de los meteoros.
Ms raro es un fenmeno ms deslumbrante: el de un blido (meteoros de magnitud inferior a
-4, la magnitud de Venus). Atraviesan rpidamente el cielo, dejan tras s una estela luminosa y
a veces estallan con un ruido anlogo al de un disparo de artillera. En ciertas fechas el nmero
de meteoros que se pueden observar es mucho mayor. Estos perodos son denominados
lluvias de meteoros. Adems, durante las lluvias de meteoros, que normalmente duran unos
pocos das, la mayora de los meteoros parecen provenir de un punto determinado del cielo,
denominado radiante.
Las lluvias de meteoros normalmente son denominadas con el nombre de la constelacin
donde se encuentra el punto radiante y adems se repiten anualmente durante un perodo de
tiempo muy bien definido. Por ejemplo, la lluvia de meteoros de las Lenidas, es una de las
ms conocidas popularmente, empieza cada ao alrededor del 14 de noviembre y se prolonga
hasta el 25 de ese mismo mes, con un pico de intensidad bastante bien definido en torno a los
das 17, 18 19 de noviembre. Como indica su nombre, el punto radiante se halla localizado en
la constelacin de Leo.
La naturaleza de las lluvias de meteoros sugiere que estn asociadas con el encuentro de la
Tierra con regiones de su rbita con un nmero anormalmente alto de meteoroides. Mientras
los cometas se mueven por sus rbitas, dejan tras de s un chorro de polvo y material rocoso
liberado de los hielos que se vaporizan por el calor solar. Si la Tierra cruza la rbita de un
cometa, estos restos ocasionan un aumento en el nmero de meteoros que la alcanzan; son
las tpicas lluvias de meteoros.
Durante las lluvias de meteoros,
stos parecen radiar de un
determinado punto en el cielo,
pero se trata de una ilusin ptica.
Los meteoros que producen las
lluvias e mueven esencialmente en
trayectorias paralelas, pero a
causa de la perspectiva (las lneas paralelas parecen encontrarse en el infinito), estas
trayectorias paralelas parecen provenir de un punto cuando son observadas desde un
determinado lugar de la superficie de la Tierra.
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Lluvias de meteoros ms importantes son las Cuadrntidas (enero), Lridas (abril), Perseidas
(agosto), Dracnidas (octubre), Orinidas (octubre), Lenidas (noviembre), y Gemnidas
(diciembre).
Meteoroide
Un meteoroide es un cuerpo menor del Sistema Solar de, aproximadamente, entre 100 m
hasta 50 m (de dimetro mximo). El lmite superior de tamao, 50 m, se emplea para
diferenciarlo de los cometas y de los asteroides, mientras que el lmite inferior de tamao, 100
m, se emplea para diferenciarlo del polvo csmico, no obstante, los lmites de tamao no
suelen usarse muy estrictamente siendo ambigua la designacin de los objetos que se
encuentren cercanos a estos lmites.
La mayora de los meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides, aunque tambin
pueden ser rocas de satlites o planetas que han sido eyectadas en grandes impactos o
simplemente restos de la formacin de Sistema Solar. Cuando entra en la atmsfera de un
planeta, el meteoroide se calienta y se vaporiza parcial o completamente. El gas que queda en
la trayectoria seguida por el meteoroide se ioniza y brilla. El rastro de vapor brillante se llama
tcnicamente meteoro, aunque su nombre comn es estrella fugaz. Se denominan blidos
aquellos meteoros cuya magnitud aparente es inferior a -4 (a menor valor de la magnitud
aparente, mayor brillo), que es aproximadamente la magnitud aparente del planeta Venus,
que de entre todas las estrellas y planetas es el cuerpo ms brillante desde la Tierra. De
aquellos blidos de magnitud aparente inferior a la de la Luna llena (-12,6), los superblidos,
pueden sobrevivir fragmentos que lleguen al suelo; estos fragmentos son denominados
meteoritos. La mayora de los meteoritos terrestres, excepto los metlicos de grandes
dimensiones, proceden de meteoroides.
Asteroides
Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonceo o metlico ms pequeo que un planeta y
mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una rbita interior a la de Neptuno.
Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ah su nombre (en griego
significa de figura de estrella), que les fue dado por John Herschel poco despus de que los
primeros fueran descubiertos. Hasta el 24 de marzo de 2006 a los asteroides tambin se los
llamaba planetoides o planetas menores, pero esta definicin ha cado en desuso. La mayora
de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen rbitas semiestables entre Marte y Jpiter,
conformando el llamado cinturn de asteroides, pero algunos son desviados a rbitas que
cruzan las de los planetas mayores.
El 1 de enero de 1801 el astrnomo siciliano Giuseppe Piazzi descubri el asteroide o planeta
menor Ceres, mientras trabajaba en un catlogo de estrellas. Este planeta menor fue
denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I.
Actualmente no es considerado un asteroide sino un planeta enano.
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Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos ms pequeos. Hoy se
estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un dimetro mayor que un
kilmetro tan slo en el cinturn principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total
equivale slo al 5% de la masa de la Luna.
Desde la redefinicin de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unin Astronmica
Internacional, el trmino clsico asteroide no desaparece sino que se incluye dentro de los
denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta
enano), junto con los cometas, la mayora de los objetos transneptunianos y cualquier otro
slido que orbite en torno al Sol y sea ms pequeo que un planeta enano.
Hay diferentes formas de clasificar los asteroides. Las clasificaciones ms importantes son:
Clasificacin de los asteroides por su posicin en el Sistema Solar
Cinturn de asteroides
La mayor parte de los asteroides y cometas conocidos giran alrededor del Sol en una
agrupacin que se conoce con el nombre de cinturn de asteroides, que se encuentra entre
Marte y Jpiter. Este cinturn est a una distancia del Sol comprendida entre 2 y 3,5 unidades
astronmicas (UA), y sus periodos de revolucin estn entre 3 y 6 aos.
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El 22 de agosto de 2006, el anterior asteroide Ceres, fue reclasificado como planeta enano
junto con Plutn y Eris. A esta lista se aaden Makemake y Haumea el 17 de septiembre de
2008.
Asteroides cercanos a la Tierra (NEA)
Existe un especial inters en identificar asteroides cuyas rbitas intersectan la rbita de la
Tierra. Los tres grupos ms importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los asteroides
Amor, los asteroides Apolo y los asteroides Atn.
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Asteroides Troyanos
Se denominan asteroides Troyanos a los pertenecientes a un grupo de asteroides que se
mueven sobre la rbita de Jpiter. Estn situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a
60 grados por delante, L4 (precediendo a Jpiter en su rbita), y por detrs de Jpiter, L5
(siguindolo en su rbita).
Tambin el planeta Marte tiene por
lo menos un asteroide de tipo
troyano, (5261) Eureka, que ocupa
el punto L5 del sistema Sol-Marte.
Igualmente el planeta Neptuno
tiene al menos cinco asteroides
troyanos; los primeros en ser
descubiertos fueron 2001 QR 322
(tambin denominado 2001 QR322),
y 2004 UP10, que orbita delante de
Neptuno en su punto lagrangiano L
4. En junio de 2006 se descubrieron
tres nuevos asteroides troyanos de
Neptuno.
Asteroides centauros
Se denominan asteroides centauros a los que
se encuentran en la parte exterior del
Sistema Solar orbitando entre los grandes
planetas. (2060) Quirn orbita entre Saturno
y Urano, (5335) Damocles entre Marte y
Urano.
Asteroides coorbitantes de la Tierra
Son asteroides que al acercarse a la Tierra
permanecen capturados por la gravedad terrestre por algunos aos y luego se alejan
nuevamente. Actualmente se conocen dos cuerpos de este tipo: el 2003 YN107 y el 2004 GU9.
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Clasificacin de los asteroides por grupo espectral.
Los asteroides son asignados a un tipo espectral basado en su espectro, color, y algunas veces
por su albedo. Esos tipos son considerados en correspondencia a la composicin de la
superficie del asteroide. Para pequeos cuerpos que no son diferenciados en su estructura
interna, la superficie y la composicin interna son presumiblemente similares, mientras que
grandes objetos tales como Ceres y (4) Vesta son conocidos por tener estructura interna.
Riesgo de impacto con la Tierra.
Los Asteroides Cercanos a la Tierra (Near Earth Asteroids o NEA) se dividen en tres categoras:
Atones, Apolos y Amores, siguiendo el nombre de cada prototipo (Atn, Apolo y Amor). Bajo
ciertas condiciones sera posible un impacto con nuestro planeta. Si adems consideramos a
los cometas, generalmente menos masivos pero igualmente con gran poder destructor, el
grupo que los incluye a todos se llama Objetos Cercanos a la Tierra, en ingls Near Earth
Objects (NEO). Actualmente existen unos 4000 objetos catalogados como NEO, segn
NeoDys (Near Earth Objects - Dynamic Site), un proyecto de la Universidad de Pisa que
proporciona informacin actualizada de este tipo de astros. Finalmente, si un NEA se aproxima
a menos de 0,05 unidades astronmicas (7 millones y medio de kilmetros) a la Tierra, se le
denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso, por sus siglas en ingls). De ellos hay
clasificados unos 800 en la actualidad y son los que representan un peligro para la civilizacin
si en verdad alguno llegara a chocar contra nuestro planeta, ya que afectara de manera global
al mismo. Sin embargo, los clculos de las trayectorias y de cada aproximacin a la Tierra
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tienen grandes incertidumbres, debido a que los elementos orbitales (semiejes mayor y
menor, distancia mnima al Sol, excentricidad, entre otros) no se conocen con total precisin,
de manera que cualquier prediccin est sujeta a un margen de error considerable. De hecho,
el PHA que durante los pasados aos ha representado el mayor peligro, denominado 1950 DA,
ya no se clasifica como tal y dej recientemente de ser un PHA. Hasta hace poco se pensaba
que exista cierta posibilidad de que impactara contra nuestro planeta el ao 2880; sin
embargo, el refinamiento de los elementos orbitales ha permitido que nos demos cuenta de
que tal evento no ocurrir. Otros PHA conocidos poseen probabilidades muy bajas de llegar a
chocar con la Tierra. De hecho ninguno est por encima del umbral de ruido (esto es, la
posibilidad no es significativa). Lo que no quiere decir que en cualquier momento un clculo
ms preciso de la trayectoria de uno de ellos, lo cual requiere observaciones precisas y
continuadas, o el descubrimiento de un nuevo PHA, indique que el impacto llegue a ocurrir. De
ah la importancia de los grandes proyectos que coordinen observaciones sistemticas del cielo
y el mantenimiento de bases de datos actualizadas.
En Espaa existe un centro dedicado casi exclusivamente a este tema que est ubicado en el
Observatorio Astronmico de La Sagra, situado en plena montaa (a una altura de 1580 m)
cerca de Puebla de Don Fadrique, en la provincia de Granada, miembro de la asociacin
Internacional Spaceguard Foundation.
Cometas
Los cometas en la historia
Los cometas han llamado
poderosamente la atencin de los
seres humanos en las diferentes
culturas. La aparicin repentina de un
cometa poda ser relacionada con
grandes males o entenderse como
augurio de cambios. Estas errneas
creencias han perdurado en algn
sector de la sociedad hasta nuestros
das a pesar de que hace mucho
tiempo que se conoce la naturaleza
exacta de los cometas. Los retornos
del cometa Halley tambin han provocado a lo largo de la historia curiosas ancdotas. Las
diferentes culturas han relacionado la aparicin de un cometa con diferentes aspectos de la
vida humana. En tiempos medievales, era tan grande el miedo a los cometas que los eruditos
siguieron anunciando con su aparicin en el cielo hechos terribles como muertes de reyes,
llegndose incluso a crear cometas imaginarios para justificar grandes desastres. Uno de ellos
fue el del ao 814 -inexistente- que se dijo anunci la muerte de Carlomagno. El retorno del
Halley en el ao 837, anunci la muerte del rey Luis I de Francia, eso s, lo hizo con tres aos de
anticipacin pues el monarca muri en el ao 840. El pintor italiano Giotto puso un cometa
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(probablemente el del Halley) en su Nacimiento de Jess. Paracelso en 1664 aseguraba que el
cometa que apareci era una advertencia a Alfonso IV rey de Portugal. En el siglo XVII Kepler
crea que los cometas eran emanaciones de la Tierra, es decir un fenmeno atmosfrico. Con
estas ideas queda claro que el que haba establecido las leyes con que se movan los planetas,
no se preocupase del movimiento de los cometas. Se debe a los esfuerzos de Tycho Brahe,
Newton y Edmund Halley que el estudio de los cometas a la categora de movimientos
planetarios. Newton invent un procedimiento para determinar los elementos de las rbitas
cometarias con pocas observaciones. Edmund Halley coron su trabajo calculando las rbitas
de 24 cometas de los que se tenan suficientes datos. Al compararlas entre s, vio que algunas
eran tan parecidas que parecan corresponder al mismo astro. El cometa de 1682, recin
observado, pareci ser el mismo que los de 1607 y o 1531, por lo que predijo su vuelta para
finales de 1758 o principios de 1759. Newton y Halley ya fallecidos no pudieron observar la
vuelta del cometa.
Estructura y composicin de los cometas
En un cometa podemos discernir su cola de polvo, que est constituida por pequeos granitos
de silicatos y material orgnico que se mueven por la accin conjunta de la gravedad solar y la
presin de la radiacin. Es visible porque parte de esos granitos reflejan la luz solar que
reciben. Por ello, las colas tienen un color blanquecino o amarillento. Junto a la cola de polvo,
los cometas pueden mostrar una cola recta, con un color ligeramente azulado que se debe a su
composicin inica. Es la cola de plasma que se forma, esencialmente, por la interaccin del
material inico cometario con el del viento solar y el campo magntico que arrastra. Las colas
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nacen de la coma, una nebulosa de polvo y gas que, en ocasiones presenta ciertas estructuras
brillantes como chorros, capas o abanicos. Finalmente, oculto tras la coma, est lo que sera la
esencia cometaria, el ncleo. El ncleo es un conglomerado de hielos, mayoritariamente agua,
pero tambin monxido de carbono y granos de polvo. Cuando el ncleo es calentado por el
Sol, los hielos subliman, liberando el gas que arrastran consigo los granos de polvo. El ncleo
es un cuerpo slido de forma irregular y baja densidad, con un tamao del orden de los
kilmetros. Se mueve por el cielo por la accin gravitatoria del Sol y dems cuerpos del
Sistema Solar, as como por la reaccin que produce cuando el gas es liberado.
Las investigaciones realizadas han permitido detectar la presencia de un gran nmero de
compuestos tanto en las comas como en las colas. Hoy sabemos que los componentes voltiles
mayoritarios son el agua (80%), seguido del dixido de carbono, monxido de carbono,
metanol, metano, sulfuro de hidrgeno y amoniaco, y trazas de otros 60 compuestos
diferentes.
Origen de los cometas.
Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y
100.000 UA del Sol, y el Cinturn de Kuiper, localizado ms all de la rbita de Neptuno.
Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el
nombre del astrnomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se
acercan al Sol siguen rbitas elpticas tan alargadas que slo regresan al cabo de miles de aos.
Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las rbitas de los cometas de la Nube
de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros
acortan sus rbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley,
Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturn de cometas situados ms all de Neptuno,
el Cinturn de Kuiper.
Las rbitas de los cometas estn cambiando constantemente: sus orgenes estn en el sistema
solar exterior, y tienen la propensin a ser altamente afectados (o perturbados) por
acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a rbitas muy cercanas
al Sol (a ras del csped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son
enviados fuera del sistema solar para siempre. Se cree que la mayora de los cometas se
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originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del Sol, y que consisten de restos de la
condensacin de la nbula solar; los extremos exteriores de esa nbula estn lo
suficientemente fros para que el agua exista en estado slido (ms que gaseoso). Los
asteroides se originan por la va de un proceso distinto, empero, los cometas muy viejos han
perdido todos sus materiales voltiles y pueden devenir en algo muy parecido a los asteroides.
Si su rbita es elptica y de perodo largo o muy largo, proviene de la hipottica Nube de Oort,
pero si su rbita es de perodo corto o medio-corto, proviene del cinturn de Edgeworth-
Kuiper, a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con un perodo de 76 aos (corto)
que proviene de la Nube de Oort. Conforme los cometas van acercndose al Sol y cumpliendo
rbitas, van sublimando su material, y van perdindolo por consecuencia, disminuyendo de
magnitud. Tras un cierto nmero de rbitas, el cometa se habr "apagado", y en el final de su
combustible, se convertir en un asteroide normal y corriente, ya que no podr volver a
recuperar masa. Ejemplos de cometas sin combustible son: 7968-Elst-Pizarro y 3553-Don
Quixote.
Clasificacin de los cometas
Hay varias clasificaciones de cometas segn
Tamao
Cometa Enano: 0 - 1,5 km.; Cometa Pequeo: 1,5 - 3 km.; Cometa Mediano: 3-6 km.;
Cometa Grande: 6-10 km.; Cometa Gigante: 10-50 km.; Cometa "Goliat": >50 km.
Edad Cometaria
La edad cometaria es el nmero de rbitas que ha realizado el cometa alrededor del Sol, se
suele expresar como Cometary Years (CY). Cometa beb: P-AGE
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Dentro de los cometas peridicos se distinguen un grupo de cometas cuyo periodo alrededor
del Sol es inferior a 200 aos; reciben el nombre genrico de cometas de corto periodo. De
estos, aproximadamente unos 250 han sido observados en ms de un paso orbital. Dentro del
grupo de los cometas de corto periodo distinguiremos dos grupos ms. Los cometas tipo
Halley, cuyos periodos estaran entre 15-200 aos, y los cometas de la familia de Jpiter, cuya
rbita est controlada por este planeta y sus periodos orbitales alrededor del Sol es inferior a
los 15 aos.
Cometas en otros sistemas estelares
Las ltimas investigaciones han
hallado alrededor de otras
estrellas estructuras similares a
nuestro Cinturn de Kuiper que
delataran la presencia de
cometas en estos astros.
Cometas en el cinturn de
asteroides Los asteroides son cuerpos
rocosos situados entre Marte y
Jpiter. En cambio, los cometas
son cuerpos de hielo cuyas
rbitas se encuentran normalmente ms lejos que Plutn. Entonces Cmo podemos clasificar
a los cometas que se encuentran en el cinturn de asteroides?
En la noche del 7 de agosto de
1996, los astrnomos Eric Elst y
Guido Pizarro estaban
observando lo que crean que era
un asteroide ordinario. Para su
sorpresa, el objeto revel una
cola dbil similar a la de un
cometa. Inicialmente, se trataba
de prdidas y ganancias de
material como si un impacto
menor hubiera levantando una
nube de desechos, pero cuando
la cola regres en 2002,
momento en el que el supuesto
asteroide volvi otra vez a su
perihelio (el punto ms cercano
al Sol), una vez ms se comprob
que apareca una cola tenue. Al
"asteroide" se le dio la
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designacin de 133P/Elst-Pizarro. En 2005, dos nuevos asteroides fueron descubiertos con
colas: P/2005 U1 y 118401. Y en 2008, se localiz otro de estos objetos extraos (P/2008 R1).
Esta nueva clase de objetos ha sido llamada "Cinturn Principal de Cometas (MBCS)". Pero,
de dnde proceden estos objetos?
Se contempl la posibilidad de que estos objetos se hubieran formado en el cinturn de
asteroides. Despus de todo, cada uno de los objetos tiene una rbita consistente con otros
asteroides aparentemente normales. Tienen una distancia parecida al Sol, as como similares
excentricidades e inclinaciones de sus rbitas. Con estos datos, la teora de que estos objetos
surgieron fuera del Sistema Solar pierde peso. Adems, un estudio de 2008 realizado por
Schrghofer, en la Universidad de Hawai, predice que, en el caso de que un cuerpo helado se
formase en esta zona, sera capaz de evitar la sublimacin de varios millones de aos, si slo
estuviese cubierto con unos metros de polvo y suciedad, lo que minimizara los problemas de
estos objetos a sufrir una muerte prematura por la sublimacin del hielo. No obstante, si
verdaderamente estn cubiertos por una capa de polvo sobre e
