Los cuerpos menores: Reliquias de la formación del Sistema Solar

 Tenemos que remontarnos a hace aproximadamente 4600 millones de años cuando a partir de una nube molecular de gas y polvo se empezó a formar lo que hoy conocemos como Sistema Solar. El detonante que hizo que la nube molecular 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 provocando su colapso. 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 protosol se formarían los planetas rocosos. A partir de unos 20 UA[1] la presencia de elementos ligeros sería más abundante lo que permitiría la formación de los planetas gaseosos y helados.

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 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 no ejercen suficiente atracción gravitatoria como para agregar otras partículas se agregarían entonces a partir de fuerzas intermoleculares del tipo Van der Valls.

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 Niza.

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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 y los cometas, por tanto son Reliquias de la formación del Sistema Solar.

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Todo un conjunto de billones de objetos que hacen de nuestro Sistema Solar un sistema muy complejo y sobretodo… fascinante 🙂

Saludos 😉

Jose Vicente

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[1] UA: Unidad astronómica: Distancia media de la Tierra al Sol ( 149.675.000 km)

Conjunción Luna-Saturno el 31 de agosto

Este domingo 31 de agosto se va a producir un fenómeno muy bonito en nuestros cielos, la conjunción de la Luna y Saturno, se podrá observar a partir de las 21:30 h y observando hacia el suroeste.

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Este curioso fenómeno hace que nos parezca que la Luna y Saturno está muy cerca en el firmamento, pero es simplemente un efecto de perspectiva, realmente se encuentras a miles de millones de kilómetros de distancia.

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También podremos observar muy cerca de ellos al planeta Marte, con su color rojizo tan característico.

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Estos astros los encontraremos en la constelación de Libra. Mucha suerte a todos sí realizáis fotografías y disfrutad de las estrellas.

saludos

Jose Vicente

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Los cometas del cinturón principal de asteroides

En nuestro Sistema Solar hay infinidad de objetos de tamaños muy pequeños, los llamados cuerpos menores: cometas, asteroides, meteoroides, etc, entre estos objetos hay otros un pelín “raros” que son transiciones entre cometas y asteroides, por ejemplo tenemos los ACOs  que son de aspecto asteroidal sin actividad cometaria pero en órbitas cometarias, luego tenemos los AAs que son asteroides activados que no describen órbitas cometarias pero que presentan actividad cometaria, seguramente por presencia de hielo en su superficie. Y finalmente tenemos los MBCs (Main Belt Comets) o cometas del cinturón principal de asteroides (ubicado entre Marte y Júpiter).Captura

Son objetos tipo asteroide con hielo en su superficie, que debido a la sublimación por la acción del Sol, tienen la típica forma cometaria, el primero fue descubierto en 1996, se trata de 133P/Elst-Pizarro 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 a hablar de los MBCs.Captura

Es complicado encontrarlos por la baja actividad que tienen, (tan solo en un cuarto de su órbita están activos) si 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 se cree hay en su interior, ya que se cree que muchos asteroides tienen bajo su superficie una gran cantidad de hielo, que suele aparecer cuando se producen choques entre asteroides, provocando una especie de cola por sublimación del hielo y observando por tanto un asteroide-cometa o MBCs.

Todas las investigaciones sobre este tipo de objetos es muy importante  pues pudieron ser, en los primeros estadios de la formación de la Tierra y durante el gran bombardeo de la Tierra por asteroides, los causantes de la aparición de los océanos en la Tierra.

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Playas estelares: Nebulosa de la Medusa

En nuestras playas estamos últimamente acostumbrados a encontrarnos con alguna molesta medusa y a salir despavoridos, eso sí no nos ha alcanzado ya :-)…, pero en el cielo, en el enorme océano cósmico de nuestra galaxia hay una nebulosa que tiene ese nombre:

La Nebulosa de la Medusa (IC 443):

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Desde nuestro planeta, que sería la orilla de ese océano interestelar, podemos apreciar esta impresionante nebulosa, que por su característica forma podemos identificar como una enorme “medusa interestelar”, los seres humanos tratamos siempre, y nos empeñamos además,  de buscar en el cielo analogías a nuestras cosas en la Tierra, medusas, barcos, puros, cisnes… de todo hay en el cielo…

Hablemos un poco de esta nebulosa tan veraniega; IC 443 (también conocida como la Nebulosa Medusa y Sharpless 248) es una remanente de una supernova galáctica (SNR) en la constelación de Géminis.

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 Se encuentra a una distancia de unos 1500 años luz de la Tierra.  IC 443 puede ser los restos de una supernova que tuvo lugar  hace 30 mil años, es uno de los casos mejor estudiados de remanentes de supernovas que interactúan en zonas de nubes moleculares,

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Parte de zona noreste de IC 443, Crédito : Jean-Charles Cuillandre (CFHT) y Giovanni Anselmi (Coelum astronomia), Hawaiian Starlight, CFHT.

Saludos a tod@s, disfrutad de las estrellas y cuidado con las medusas playeras… los que puedan disfrutar de la playa claro 🙂

Jose Vicente

 

 

El Polvo Interplanetario (IDPs)

El polvo interplanetario (IDPs) está compuesto por partículas de hasta 100 mm, 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.

CapturaPolvo interplanetario, Foto en: http://www.taringa.net/posts/info/6816384/Una-particula-de-polvo-interplanetario.html

Es un polvo que ha sido eyectado por colisiones de cuerpos o eyectados 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, 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 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 miles de toneladas de este polvo diariamente (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.

Captura56Imagen de la Luz Zodiacal: 

http://apod.nasa.gov/apod/image/0709/zodiacal_beletsky_big.jpg

     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 afuera del sistema solar, es un vector de poynting, es decir es afectado por la intensidad de la onda electromagnética proveniente del sol, es una presión muy débil pero muy apreciable en la 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.

  La disposición del polvo en el sistema solar es de una mayor concentración entre Marte y el Sol, en de una forma lenticular aplastada, 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.

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   En cuanto a su composición 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, estas esférulas 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 autentica reserva natural de IDPs.

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Envía tu relato Astronómico

Hola a tod@s:

¿Tienes una Historia real o inventada en el que el tema de fondo sea algo relacionado con la Astronomía? Pues puedes publicarla en el blog, en el apartado Historias de estrellas.

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Envía un correo con tu historia a:

josevdm72@gmail.com y la colocaremos en el apartado de historias.

https://josevicentediaz.wordpress.com/historia-de-estrellas/

Un saludo.

Jose Vicente 🙂

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Aerosoles atmosféricos…¿Que son?

Denominamos aerosol a una dispersión de partículas sólidas y líquidas en suspensión en un gas. Los aerosoles atmosféricos se refieren a partículas sólidas y líquidas suspendidas en el aire. Estos son principalmente producidos por diferentes procesos que ocurren en las superficies de la Tierra y del agua, y en la propia atmósfera. Se producen tanto en la troposfera como en la estratosfera, pero hay diferencias considerables en los rangos de tamaño, en la naturaleza química y en las fuentes de los aerosoles que se producen en estas dos capas de la atmósfera.

  Los aerosoles tienen importantes consecuencias para el clima global, los procesos del ecosistema y la salud humana. La contaminación atmosférica por aerosoles se define como el cambio en la composición natural de la atmósfera debido a la suspensión de partículas, siendo uno de los grandes problemas ambientales en los países más desarrollados. Por otro lado, los aerosoles presentan una alta variabilidad espacial y temporal en la atmósfera con lo que su estudio en muy importante para saber los efectos que producen sobre el clima.

    Desde el espacio, mediante el uso de la teledetección y desde estaciones en Tierra se obtienen medidas muy precisas de aerosoles, siendo la medida más importante el espesor óptico de aerosoles (AOD o  τa) ya que puede ser aplicado en los cálculos de transferencia radiativa y en la evaluación del tratamiento de los aerosoles en los modelos regionales y el clima, pues representa la carga total de aerosoles en la columna atmosférica.

    Como hemos definido los aerosoles atmosféricos son partículas en estado sólido o líquido que se encuentran suspendidas en la atmósfera, partículas  cuyo tamaño puede oscilar entre 0.001 y 100 μm.

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Su presencia en ella puede ser debida a distintas causas y, por tanto, una forma de clasificarlos es en función de su origen, distinguiendo entre aerosoles primarios o secundarios.  El primer tipo corresponde a aquellos que se incorporan directamente a la atmósfera a través de emisiones naturales (erupciones volcánicas, polvo desértico, etc.) o actividades antropogénicas (quema de combustibles fósiles, actividades industriales, etc.); mientras que los del segundo tipo son los que se originan como consecuencia de diversos procesos químicos que tienen lugar en ella.

Captura                                              Aerosoles de origen natural

CapturaAerosoles de origen Antropogénico

    Los aerosoles tienen un impacto directo en el balance radiativo de la Tierra dispersando y absorbiendo la radiación solar (Qianshan He et al-2010) y  sus efectos radiativos se clasifican en directos (efectos en la propagación de la radiación), indirectos (modificación de los efectos radiativos de las nubes) y semidirectos (efecto de la absorción de los aerosoles en una nube).  Informes del  IPCC[1] (2007) estiman que a nivel global medio el forzamiento radiativo directo de los aerosoles antropogénicos en el TOA (techo de la atmosfera) es negativo, favoreciendo el enfriamiento del clima, y con una incertidumbre muy grande. En el caso del forzamiento radiativo indirecto las incertidumbres son todavía mayores.

 La acumulación de aerosoles puede ser observada e influir en la visibilidad cuando se presentan en la siguiente forma:

 –  Niebla: Suspensión en el aire de finas gotas de agua. Se produce sobre la superficie del suelo y reducen la visibilidad.

– Calima: Son partículas secas de tamaño muy pequeño en suspensión (polvo, cenizas, arcilla o arena). Una variante de la calima sería la Bruma que da una mayor visibilidad.

– El humo: Suspensión en la atmósfera de partículas pequeñas producidas por procesos de combustión.

 Los aerosoles tienen diferentes componentes según el fenómeno que los genere, los componentes básicos de los aerosoles  son los siguientes (Esteve A.R. 2011):

a) Sales marinas. Las partículas de sal marina se generan en los mares y océanos debido a la acción mecánica del viento o la lluvia sobre su superficie, la pulverización de las olas del mar cuando la velocidad del viento es muy alta y la explosión de las burbujas de aire durante la formación de la espuma forman estos aerosoles.

b) Aerosoles extraterrestres. Provienen en su mayor parte de pequeños meteoritos, asteroides, cometas y restos de la formación del Sistema Solar, el polvo interplanetario. Estas pequeñas partículas se desintegran total o parcialmente al llegar a la atmósfera terrestre. Fundamentalmente se componen de elementos como Hierro, Magnesio, Silicio, Azufre y Argón, se calcula que aproximadamente una tonelada de este polvo es capturada por la Tierra al día.

c) Minerales. Las partículas minerales se generan por la acción mecánica del viento en zonas desérticas o áridas, donde son arrancadas de la superficie e incorporadas a la atmósfera mediante mecanismos de convección y circulación atmosférica

d) Sustancias carbonáceas. Las partículas de carbón son generadas en fenómenos de combustión (industriales o vehículos a motor), siendo de especial importancia a nivel global tanto los generados en la quema de grandes extensiones de biomasa forestal como los ligados a la actividad industrial y urbana.

e) Sulfatos. Las partículas que contienen sulfatos o compuestos con azufre pueden ser de origen natural (erupciones volcánicas, procesos biológicos de los seres vivos marinos…) o antropogénico (combustibles fósiles).

f) Nitratos. Los más frecuentes son los derivados del N2O, generado en los fertilizantes agrícolas, o del NO2, generado en los procesos industriales, tormentas y oxidaciones de algunos gases atmosféricos.

g) Compuestos orgánicos. Los hay de origen antropogénico (quema de biomasa) y natural (por ejemplo el polen).

h) Aerosoles volcánicos. Las erupciones volcánicas inyectan gran cantidad de aerosoles y gases a las capas altas de la atmósfera. Están formados por cenizas, polvo no soluble y gases reactivos. Estas partículas alcanzan la alta troposfera y la estratosfera, y sufren largos desplazamientos por todo el planeta, llegando a tener tiempos de residencia en la atmósfera de varios años.

 Pero la clasificación más precisa y útil a nivel global  es la clasificación de aerosoles a partir de modelos climáticos (d’Almeida,1991)[2].

A continuación se muestran los cinco tipos de aerosoles más importantes:

a) Aerosoles marítimos. Debido a que dos tercios de la superficie terrestre está cubierta por agua, este tipo de aerosol es de los más importantes a nivel climatológico. Está formado por sustancias solubles en agua (99.96%) y partículas salinas (0.04%). A partir de su interacción con otros tipos de aerosoles, se tienen tres tipos:

Marítimo limpio o puro. Este aerosol se encuentra en regiones oceánicas muy alejadas de la costa, y consiste en sulfatos biogénicos y sales marinas de varios tamaños. Definen masas de aire bastante limpias.

Marítimo mineral. Este aerosol se encuentra en aquellas regiones del planeta donde las partículas marinas se mezclan con aerosoles de origen desértico, que pueden haber sido transportados a grandes distancias de sus fuentes. Es muy común en el Mediterráneo y al oeste de África, donde las partículas de polvo sahariano se mezclan con masas de aire cargadas de aerosol marítimo.

Marítimo contaminado. Este aerosol se produce por la mezcla del aerosol marítimo puro con masas de aire de regiones contaminadas. Se trata de un tipo importante de aerosol en los procesos de  formación de nubes, y por lo tanto en el balance radiativo. Este tipo de aerosol está presente en el Mediterráneo, donde el aerosol marítimo se mezcla con las masas de aire contaminadas de Europa.

 b) Aerosoles continentales. Se trata de aerosoles compuestos de polvo y sustancias solubles en agua. Se tienen cuatro tipos:

Rural o continental puro. Compuesto principalmente por sustancias solubles en agua y partículas minerales, se encuentra en zonas continentales alejadas de fuentes de contaminación.

– Forestal puro. Típico de zonas forestales densas y muy extensas, fundamentalmente se compone de sustancias biológicas.

Continental promedio. Este es una mezcla del aerosol rural con el proveniente de zonas industrializadas, y consiste en una mezcla de hollín, polvo y aerosoles solubles en agua. Este tipo es muy frecuente en zonas del continente europeo.

Urbano. Se genera en zonas con un alto grado de contaminación antropogénica, originada por la actividad industrial, residencial, agrícola y por el tráfico de vehículos. Su composición es variable, con proporciones de hollín, polvo, sulfatos, nitratos y material orgánico.

c) Aerosoles desérticos. Se componen de partículas minerales de diferentes tamaños, presentando gran variabilidad en sus propiedades ópticas y microfísicas.

d) Aerosoles árticos. Tienen su origen en las plataformas continentales del norte de Europa y Asia, así como en los océanos que las circundan. Su composición consiste principalmente en partículas marinas y minerales.

 e) Aerosoles antárticos. Son similares a los aerosoles árticos, pero son menos variables ya que están más alejados de las fuentes de polución troposférica. Representan las condiciones del continente antártico. Está compuesto principalmente de partículas minerales, sulfatos y sales marinas.

Por tanto el  estudio de los aerosoles es de gran importancia ya que, debido a su alta variabilidad temporal y espacial, constituyen una de las mayores fuentes de incertidumbre en diferentes procesos que ocurren en la atmósfera y que afectan tanto al clima (IPCC, 2007) como a la visibilidad (Santese et al., 2007; Samet et al., 2000), calidad del aire (Torres et al., 2002) o a la salud humana (Samet et al., 2000).

Para caracterizarlos es necesario conocer tanto sus propiedades, su concentración en la atmósfera o su origen, como su distribución espacial y temporal o su dinámica global.

[1] Panel Intergubernamental del Cambio Climático

[2] G.A. d’Almeida, P. Koepke, and E.P. Shettle. Atmospheric aerosols. Global climatology and radiative characteristics. A. Deepak Publishing, Hampton, 1991.

Jose Vicente 😉

¿Os cuento mis sueños astronómicos?

En el año 1986 pasó por la Tierra un cometa, el cometa Halley, unos años antes yo con 10 añitos ya empezaba a descubrir que era la astronomía, a descubrir las estrellas, las constelaciones…. Recuerdo una noche de abril, en la que estábamos jugando por cierto un trepidante partido de fútbol en la calle (cuando se podía jugar en las calles…),  en la que mi amigo Óscar sacó a la calle un libro de astronomía. Nos quedamos alucinados con la imágenes de las galaxias y con las explicaciones de las constelaciones, fue mi primer contacto con un libro astronómico y despertó mi interés por la astronomía, aunque hay que decir que ya lo había conseguido la serie COMOS del gran Carl Sagan, que por esa época hacían a las diez de la noche y coincidía con el postre de la cena, recuerdo con emoción ver galaxias y comerme un danone de sabor plátano jaja,  que cosas.  Pronto me compraron el que fue mi primer libro de astronomía y que aun conservo:

“Guía de las estrellas y los planetas” de Will Tirion…. sin palabras una maravilla.

Me compraron mi primer telescopio que aun conservo entre algodones, y que funciona. Con este telescopio descubrí que las galaxias no se ven igual que por la tele :-), que los planetas están muy lejos y que la Luna es una maravilla.

CapturaMi primer telescopio un refractor de 6 cm

Pero la historia es la siguiente, el cometa Halley... me lo perdí. Bueno nos lo perdimos. Después de convencer a nuestros padres para que nos dejan ir a la montaña a verlo, se nos nubló. Sí las nubes… las simpáticas nubes, pero tenemos un sueño volver a verlo. La duración media del año del cometa Halley  es de 76 años terrestres. Y no pasará de nuevo cerca de la Tierra hasta el año 2062… yo tendré 89 años, espero estar vivo 🙂 y en la Tierra, sí estoy en Marte lo veré a la lejanía. Ese es uno de mis sueños astronómicos.  Pero hablemos un poco del Halley.

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El astrónomo Edmund Halley fue el primero en calcular la órbita de un cometa y descubrir la periodicidad de estos cuerpos celestes. En concreto, Halley afirmó que el espectacular cometa observado en 1531 era el mismo que fue descrito en 1607 por Kepler, y también el que él mismo había observado personalmente en su aparición de 1682, el cometa Halley. Nombre puesto en su honor.

La revista Journal of Cosmology, apunta a que el primer avistamiento de la historia del cometa se produjo en Grecia en el año 466 a.C., entre principios de junio y finales de agosto. El siguiente avistamiento fue registrado en China en el 240 a.C. Es un cometa que no ha dejado indiferente a ninguna generación.

Otro de mis sueños es observar algún día un cielo con miles y miles de estrellas, como el que teníamos antes. Pero la contaminación lumínica está terminando con esto, y hay que irse muy lejos de las ciudades para observar cielos espectaculares. En España hay cielos muy oscuros pero muy lejos de poblaciones, lo ideal una isla desierta en mitad del Pacífico. 🙂 Sí así es. Aunque ya os digo en España hay lugares fabulosos (Teruel, Granada, Canarias, etc..). También me encantaría ir a Sudamérica a ver las estrellas, estoy en un concurso para ello, pero es muy complicado se necesitan muchos votos: http://www.lan.com/destinosudamerica/concurso-2015/participante/eHw3MTM3/

Pero hay un lugar que he descubierto hoy…., este de la imagen:

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Se trata de una playa de la isla Vaadhoo, en el Océano Indico, es una isla deshabitada de las Maldivas. Puntitos de luz aparecen en el mar para “reflejar” a las miles de estrellas que surgen en el cielo, un cielo oscuro y alejado de la contaminación. Estos puntitos de luz en el agua se deben a la bioluminiscencia, esta ocurre cuando un microorganismo en el agua llamado fitoplancton es perturbado por el oxígeno. Así, olas encendidas de azul con brillantes estrellitas cubren toda la bahía de Vaadhoo con resultados impresionantes.  ¡¡Estrellas en el cielo y en el agua!! Precioso.

Buen cielo a Tod@s, y disfrutad de las estrellas.

Mi universo blog

Las Misiones espaciales a cuerpos menores

 Los cuerpos menores (asteroides, cometas) 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 décadas a asteroides, repasaremos en este punto las principales misiones y sus descubrimientos más importantes. Probablemente la primera misión más interesante que se hizo fue la visita la 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 catástrofes 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.

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Por tanto fue objetivo de la comunidad científica en su paso por la Tierra en 1986, se enviaron seis misiones, 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.

 Los resultados fueron espectaculares, determinó la composición del material eyectado por el cometa descubriendo que el 80% de lo desprendido por el cometa era agua, observó que el núcleo 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 reliquia de la formación del sistema solar. Giotto siguió camino hacia otro cometa tras visitar Halley, fue en busca del cometa Grigg-Skjellerup cometa menos activo y alejado del Sol con lo que pudo estudiarlo sin menos daños tomando datos de la eyección de polvo del cometa.

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 al Sol. Una sonda que pudo observar el choque de un cometa con un planeta fue la sonda Galileo que se envió en 1989 para estudiar el planeta Júpiter y que fue testigo del choque del cometa Shoemaker-Levi con el planeta Júpiter.

Captura                   Choque del cometa Shoemaker-Levi con el planeta 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 tomas 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 y cometas se han lanzado misiones para recoger 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 noviembre de este año. 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 que además fue todo un descubrimiento pues P2010 A2 tenía comportamiento cometario ya que eyectaba algún tipo de material, más tarde se descubrió que era fruto de un choque con otro asteroide.

10590654_680439885358921_7877321264964823624_n                                      Cometa 67-P/Churyumov-Gerasimenko

  Rosetta, actualmente en órbita sobre el cometa, está tomando datos sobre la caracterización global de núcleo, la composición de los volátiles y refractarios del núcleo, 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, 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, la capsula con las muestras fue recogida en junio de 2010 en el desierto central australiano y dio a conocer un resultado importante sobre el asteroide: 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 ultimo 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, esta sonda fue lanzada en enero de 2006 con destino a Plutón, tras varios pasos por Júpiter llegará a Plutón en 2015, su misión será estudiar a Plutón y a todas sus lunas, y estudiará objetos del cinturón de Kuiper entre los años 2015 y 2020.

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Sonda New Horizons

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 fabuloso Sistema Solar.

Jose Vicente

Formación de estructuras en cuerpos de baja gravedad.

Los asteroides están 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. 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.

Captura

Asteroide Itokawa, descubierto en 1998 por el telescopio LINEAR

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.

Según la porosidad los podemos dividir en tres tipos:

-(a) Asteroides sólidos.

-(b) Asteroides con una macroporosidad alrededor del 20% con alta probabilidad de fragmentación.

-(c) 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 Waals (1).

Las fuerzas de Van der Waals, que son fuerzas atractivas o repulsivas entre moleculas, 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.

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.

Captura

 Superficie de la luna y Asteroide Gaspra (Fotos cortesia NASA)

Un saludo a tod@s

Jose Vicente 😉

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Este artículo es uno de  los apartados de mi trabajo: “Distribución y caracterización de los cuerpos menores del Sistema Solar”

(1): 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

Para saber más: -Artículo,“Scaling forces to asteroid surfaces: The rol of cohesion”, Scheeres et al- Feb 2010.

En Pdf: http://arxiv.org/pdf/1002.2478.pdf