Amenazas del espacio: Los NEAs

Los NEAs (Near Earth Objects-objetos cercanos a la Tierra), son asteroides eyectados del cinturón principal de asteroides, o cometas extintos provenientes del cinturón de Kuiper  que se encuentran en órbitas muy cercanas a la Tierra y algunos de ellos incluso llegan a cruzan su órbita, con el consiguiente peligro de impacto. Suelen ser órbitas excéntricas y con perihelios cerca de 1,3 UA. Los NEAs de tipo asteroidal provienen del Cinturón principal ya que debido a resonancias con Júpiter varían su órbita y se trasladan a órbitas menores de 1,3UA.

El cinturón principal de asteroides tiene unos huecos, los llamados huecos de Kirkwood[1] que son las zonas donde se producen estas resonancias,  cuando un asteroide entra en esos huecos es lanzado por Júpiter hacia el interior del Sistema Solar o fuera de él, ya que va variando la órbita del asteroide. Una vez convertidos en objetos cercanos a la Tierra sobreviven en su órbita unos pocos millones de años hasta que son eliminados por degradación orbital  colisionando con el Sol o con los planetas interiores.

Podemos agruparlos en tres grupos:

Tipo meteoroide, que son de tamaño menor a 50m.

Tipo asteroide, que pueden ser tamaños entre 50m y decenas de Kilómetros.

 –Tipo cometa, que son cometas extintos que ya no tienen elementos volátiles y que han quedado atrapados en órbitas cercanas al Sol.

Nos centraremos en los NEAs tipo asteroide. Estos se clasifican en tres grupos: Amor, Apolo y Atenas (llamados grupo AAA), desde los más alejados a la tierra como es el caso del tipo Amor, hasta los más cercanos y peligrosos que son los de tipo Atenas (o Atón). En la figura podemos ver las órbitas de estos asteroides:

órbitas de NEAs

 Órbitas de los NEAs-figura del autor.

Veamos cada tipo con detenimiento:

-Asteroides Amor: tiene su radio orbital medio entre las órbitas de la Tierra y Marte, con un perihelio de entre 1.017 y 1,3 UA de la Tierra, y con un afelio muy grande ya que son órbitas excéntricas. Estos a menudo cruzan la órbita de Marte e incluso de Júpiter, pero no llegan cruzan la órbita de la Tierra, a no ser que por alguna perturbación sufrieran algún cambio en su órbita y llegaran a cruzar la órbita terrestre. Pero es muy inusual en esta familia de asteroides. Su nombre es debido al descubrimiento del asteroide (1221)Amor por el astrónomo Eugène Joseph Delporte desde el observatorio de Uccle (Bélgica), el 12 de marzo de 1932.

Es un conjunto de asteroides muy disperso con lo que a su vez se dividen en cuatro subgrupos: Amor I, II, III y IV. Los del grupo I tienen su semieje mayor entre la Tierra y Marte, es decir entre 1UA y 1,532UA, se les considera parte del cinturón de asteroides Tierra-Marte. El grupo II se encuentra entre 1,532 UA y 2,12 UA que es la zona interior del CP. El grupo Amor III llega desde los 2,12 UA hasta el extremo exterior del CP (unos 3,57UA), este es el grupo más poblado de los asteroides Amor. Finalmente el grupo IV tiene semieje mayor de 3,57 UA, es decir mayor que el extremo superior del Cinturón Principal de asteroides, es el menos poblado y además poseen gran excentricidad entre 0,6 y 0,75.

-Asteroides Apolo. Su órbita discurre por el exterior de la órbita de la Tierra, pero debido a que su perihelio es inferior a 1UA pueden cruzar la órbita de nuestro planeta. Su nombre proviene del asteroide (1862) Apolo descubierto por el astrónomo Karl Reinmuth en 1932. Se han descubierto cientos de estos asteroides, de decenas de Km. algunos de ellos como por ejemplo (1866) Sísifo de aproximadamente 10 km.

-Asteroides Atenas (Atón). Son los más peligrosos para la Tierra. Tienen un semieje  menor de 1UA, pero tienen órbitas muy excéntricas, por tanto estos no tienen por qué estar dentro de la órbita de la Tierra, de hecho la mayoría tienen un afelio de más un 1UA y cruzan la órbita de la Tierra. Son complicados de descubrir por su cercanía al Sol y por tanto muy peligrosos, reciben el nombre del asteroide (2062) Atón un asteroide rocoso de 1km descubierto en 1976 por E.F.Helin. A los asteroides Atenas más peligrosos para la Tierra por su órbita y tamaño se les denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso). Se les considera así cuando su distancia mínima de intersección con la órbita terrestre es de 0,05UA, y que además tengan una magnitud de brillo absoluta de 22.0 o más brillante.

Cuando hablamos de magnitud absoluta de asteroides nos referimos a la magnitud que un observador observaría si el asteroide estuviera a una distancia de 1UA del Sol y con ángulo de fase cero (ángulo entre el Sol y la Tierra visto desde el centro de la Tierra).

A partir de la magnitud y del albedo del asteroide se puede dar un rango de tamaños para este. Ya que el albedo no se conoce exactamente se toma por definición un albedo estándar de entre 0.25 a 0.05. A partir de ahí se obtiene para cada magnitud una tabla de rangos aproximados de diámetros de asteroides. Como podemos ver en la siguiente tabla  a modo de ejemplo.

Captura Magnitudes absoluta (H) de Asteroides y su relación con su tamaño, se puede observar como a mayor magnitud menor diámetro.

-Dentro de los asteroides Atenas hay un subgrupo de asteroides llamados asteroides Apohele (IEOs – Inner Earth objets) que tienen la particularidad de tener un perihelio y un afelio menor que 1UA, es decir están en órbitas interiores a la órbita de la Tierra y por tanto no interceptan la órbita nuestro planeta.

Debido a la alta peligrosidad de estos grupos de asteroides se han elaborado diversos programas de seguimiento y de búsqueda de NEAs, ya que un posible impacto con un asteroide podría llegar a provocar desde una gran catástrofe hasta una gran extinción.

NASA en colaboración con la fuerza aérea de EEUU tiene varios programas de seguimiento de objetos cercanos a la Tierra, entre ellos el programa NEAT (Near Object Earth program). Este programa usó para este propósito, desde 1995 hasta el año 2000, el telescopio GEODSS (seguimiento de satélites), que es utilizado normalmente por personal de la fuerza aérea. Está ubicado en Haleakala (Hawái) y utiliza una cámara CCD de 4096×4096 píxeles y un campo de visión de 1.2×1.6 grados  para seguimiento y búsqueda de objetos cercanos a la Tierra.  A partir del año 2000 se utilizó el telescopio AMOS de 1,2 m que es más operativo pues se puede usar más noches al año. En 2001 se unió a la búsqueda el telescopio Schmidt de Monte Palomar (California) que tiene tres cámaras CCD de las mismas características que el GEODSS.  El programa NEAT básicamente observa la misma parte del cielo tres veces en un intervalo de una hora, se transmiten automáticamente los datos para la búsqueda de objetos en movimiento por comparación con las tres imágenes.

Otro proyecto que opera junto a NEAT es el proyecto LINEAL del laboratorio Lincolm del MIT financiado por la NASA y la fuerza aérea de EEUU. Utiliza la tecnología para seguimiento de satélites usándola para la búsqueda y seguimiento de objetos menores.  Utiliza los telescopios GTS-2 de diseño idéntico a los GEODSS de vigilancia de satélites. Los laboratorios están en los terrenos del White Sands Missile Range de la fuerza aérea en Socorro (Nuevo México). Aproximadamente el 50% de los asteroides conocidos en el sistema solar han sido descubiertos por el programa LINEAR.

CapturaTelescopio GT-2 (Nuevo México), cortesía NASA

A parte de los organismos internacionales que tienen muchos recursos para la investigación, hay otros organismos con menos recursos pero que también aportan su granito de arena a la búsqueda de estos objetos tan peligrosos. Se trata de las asociaciones de aficionados a la astronomía. Asociaciones como SOMYCE (Sociedad de observadores de meteoros y cometas) en España o IMO (International Meteors organizartion) en Bélgica, se dedican al estudio de la materia interplanetaria. SOMYCE con casi 25 años de funcionamiento ha aportado con multitud de observaciones de aficionados una catalogación muy exacta de multitud de lluvias menores de meteoros. Han habido campañas de seguimiento de asteroides y de cometas, y ha sido una de las más importantes en el mundo en el registro de datos de meteoros. IMO por su parte es una asociación internacional que se dedica a tutelar todas estas observaciones de aficionados. Con su supervisación se da un carácter cientifico a los reportes de datos indicando en todo momento al aficionado cómo tomar los datos con el máximo rigor.

A parte de estas asociaciones existen muchas más dedicadas al mismo tema y desarrollando un trabajo semiprofesional muy útil.  La tecnología en telescopios ha avanzado mucho y cada vez podemos encontrar en el mercado telescopios más profesionales y con un rendimiento óptimo. Este hecho es utilizado mucho por aficionados particulares que noche tras noche buscan en el cielo un posible NEA.   Unos aficionados a la astronomía descubrieron el 28 de septiembre de 2011 un NEA mediante el programa TOTAS (seguimiento de asteroides) de la ESA mediante la estación de óptica Terrestre que poseen en el Teide (Canarias), concretamente el asteroide 2011 SF108. Fue gracias a un programa de Crowdsourcing (subcontratación voluntaria) patrocinado por al SSA (programa de conocimiento situacional del espacio de la ESA). El equipo estuvo formado por 20 voluntarios. Las imágenes tomadas por los aficionados  desde la estación de óptica Terrestre  fueron distribuidas entre todos ellos para su revisión. En esta ocasión, el descubrimiento del NEA recayó en Rainer Karcht, un maestro jubilado alemán.

Por tanto los aficionados a la astronomía también juegan un papel muy importante en el seguimiento de estos objetos tan peligrosos para la Tierra. Cuantos más ojos observando el cielo mejor. 

[1]huecos de Kirkwood: fueron observados por el astrónomo estadounidense Daniel Kirkwood en 1857, que fue también el primero en explicar correctamente su origen en las resonancias orbitales con Júpiter.

cropped-universo_blog.jpg

Canciones muy espaciales

Siempre he querido saber cuantas canciones hablaban directa o indirectamente de Astronomía, y realmente hay muchas, el uso de palabras como estrella, Luna, espacio, nave espacial, planeta… son muy comunes en todas estas canciones, es realmente curioso la cantidad que hay y de los diversos temas que tratan. En esta entrada voy a hacer una selección de las que he podido encontrar gracias a los amigos del facebook, donde pregunté si sabían de alguna y me llegaron decenas. Muchas gracias a tod@s 😉

Es un TOP “26” (va variando el número día a día según me van llegando canciones, hay un montón 😉 ), no hay número uno ni dos ni tres jaja eso a criterio de cada uno, hay de todo tipo, divertidas, románticas, dance, clásicas……, yo las voy nombrando y sí sabéis de alguna más me lo comentáis y las voy colocando.

¡¡ Comenzamos con la lista de las canciones más espaciales de la historia !!

Captura

1.- M-Clan: Llamando a la Tierra.

2.-The Smashing Pumpkins – Tonight, Tonight

3.-L7 – Moonshine.

4.-Take That – Rule The World

5.- David Bowie – Life On Mars?

6.-Jesse & Joy – Espacio Sideral

7.-Marta Sanchez. Supernova.

8.-Zapato veloz – Pandeirada sideral.

9.-Sieges Even _ Sequence VIII – Styx.

10.-Let There Be Light HD – Mike Oldfield

11.-Elton John – Rocket Man

13.-Nowhere Fast – Streets of Fire

14.-ABBA “Chiquitita

15.-Metallica – Orion (Studio Version)

16.-Coldplay – A Sky Full Of Stars

17.-GUSTAV HOLST – LOS PLANETAS

18.- Bunbury, Lady Blue

19.- Mecano, Laika

20.-La Oreja de Van Gogh – Europa VII

21.-David Bowie. Space Oddity.

22.-Virginia Moon by Foo Fighters ft. Norah Jones.

23.-Ella Fitzgerald & Louis Armstrong-Dream A Little dream of me.

24.-SINIESTRO TOTAL – ¿Quienes somos de donde venimos, a donde vamos?

25.-Frank Sinatra – Fly Me To The Moon

26.-Mike Oldfield – Moonlight Shadow

Captura

Este es mi TOP 26 sí sabéis alguna más me lo decís,

Gracias a todos y disfrutad de la música y de las estrellas 😉

Jose Vicente

Captura

La Nube de Oort: billones de cometas

La Nube de Oort recibe su particular nombre del astrofísico Jan hendrik Oort[1] que fue su descubridor. Es una enorme región en forma de toroide repleta de objetos helados que rodea el Sol y que se extiende hasta donde la influencia de este deja de ser importante, es decir hasta una distancia de entre 1 y 2 años luz, a un cuarto de camino a la estrella más cercana al Sol, Próxima Centauri.

Captura

Estos objetos no pueden ser observados directamente, tan sólo si son atraídos  hacia el Sol y se convierten en cometas. Esta inmensa zona del espacio está poblada por “billones” de objetos helados siendo la principal fuente de los cometas. A los objetos de la nube de Oort se les denomina OCOs.

Estos objetos están compuestos principalmente por hielo, metano, amoniaco y ácido cianhídrico. Pero no todos son así, el descubrimiento del asteroide (1996) PW, que tiene una órbita de período largo, hace pensar que también hay objetos de forma rocosa. Pero en su gran mayoría son enormes bloques de hielo sucio de kilómetros de diámetro, muy complicados de observar desde la Tierra. Son unos objetos que a igual que los TNOs (Objetos Transneptunianos) se formaron en la cercanía del Sol al principio de la formación de este, y por influencias gravitatorias de los planetas gigantes fueron enviados al exterior del Sistema Solar.

Como hemos dicho la nube de Oort es la principal fuente de núcleos cometarios, sobre todo los de largo periodo o de tipo Halley y de algunos centauros y cometas activados de Júpiter.

La Nube de Oort se  divide en dos zonas una interior en forma de disco y otra exterior muy esférica. La zona exterior contiene billones de núcleos cometarios, la masa total de todos ellos no se conoce con exactitud, pero a partir de la masa del cometa Halley que es un típico núcleo cometario de la nube, se puede llegar a la conclusión que la masa sería unas cinco veces la masa de la Tierra.

CapturaortPartes de la Nube de Oort-Figura gentileza de la NASA.

Todos los cometas de largo período provienen de esta nube, y sólo cuatro objetos conocidos se cree que pueden pertenecer también a la nube de Oort, estos son (90377) Sedna, (2000) CR 105, (2006) SQ 372 y (2008) KV 42. Los dos primeros tienen una órbita que no puede ser explicada por perturbaciones de los planetas gigantes, con lo que se considera que son OCOs de la nube de Oort interior, todos tienen órbitas elípticas que se pueden explicar por varias hipótesis. Una es la existencia en la Nube de Oort de un planeta muy masivo aún no descubierto que pueda afectar a sus órbitas, y otra hipótesis es que podrían haber sido afectados por alguna estrella cercana cuando el Sol se estaba formando.

Un efecto importante en el movimiento de los OCOs son los efectos de fuerzas de marea, estas provocan una distorsión gravitacional de la Nube de Oort por la fuerza de marea ejercida por la Vía Láctea. A  igual que la Luna provoca fuerzas de marea en los océanos de la Tierra, que provoca que las mareas suban o bajen, la marea galáctica también provoca numerosas distorsiones en las órbitas de los cuerpos del sistema Solar exterior, tirando de ellos hacia el centro galáctico. Esto es más significativo e importante en las zonas del Sistema Solar donde la acción de la gravedad del Sol es más débil. En esas zonas las mareas galácticas pueden deformar la nube y hacer que se desalojen objetos de la nube de Oort y enviarlos hacia el interior del Sistema Solar. Algunos estudios dicen que la marea galáctica puede haber contribuido a la formación de la Nube de Oort, se cree que el 90% de los cometas procedentes de la Nube de Oort son el resultado de la marea galáctica.

—-

Un saludo a tod@s 🙂

Jose Vicente

cropped-captura21.jpg

[1] Jan Hendrik Oort  astrónomo Holandés. Estimuló de manera especial la radioastronomía. Es conocido por el descubrimiento de la zona esférica de cometas que envuelve el Sistema Solar.

Los Cometas

Un cometa es un cuerpo menor del Sistema Solar que órbita alrededor de este en  forma elíptica y con grandes excentricidades. Compuesto básicamente por hielo, que al acercase al Sol se activa y se produce la sublimación de este. La sublimación no es más que la volatización de los componentes del cometa, es decir un cambio de estado de sólido a gas sin pasar por el estado líquido. Fruto de esta sublimación es la aparición en el cometa de la cola cometaria entre otras características.

Captura

Cometa C/2001 Q4 en estado de sublimación, puede observarse la claramente el núcleo y las diversas partes de la cola cometaria- cortesía NASA

   En 1950 un astrónomo especialista en cometas, Fred L. Wipple, propuso que los cometas eran “bolas sucias de hielo”, este gran experto no iba mal encaminado y de hecho fue el precursor del estudio cometario, por tanto podemos decir que  los cometas están compuestos de: hielo seco, agua, amoniaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos.  Todos estos componentes cuando el cometa está muy lejos del Sol están en estado sólido, al acercarse al Sol se produce la sublimación y por tanto la volatización de estos elementos. Los elementos volátiles se separan del núcleo y son  proyectados  hacia atrás, en dirección opuesta al Sol empujados por el viento solar. Por tanto el cometa pierde masa conforme va teniendo pasos alrededor del Sol, según el método de Wipple el número de moléculas que se pierden por segundo es proporcional a r-n, siendo “r” la separación Sol-cometa y “n” un valor típico que se toma como 3.0 (Festou,1985).

Wallis y Wickramasinghe (1985) estimaron que la perdida de masa de un cometa seguía la siguiente relación:

M = 4pR2q-(n-1.5)

 siendo R el radio del núcleo cometario, q el perihelio y n=3.0

   Entonces cuanto menor sea q, más rápidamente se desgasta el cometa, esto correspondería para los cometas de período corto. Los de mayor período tendrían un menor desgaste como es lógico. Sin embargo la vida de estos objetos también depende del albedo superficial, ya que el calentamiento por el Sol es diferente según la composición, estructura y forma del cometa. La forma del cometa suele ser irregular, y de un tamaño de varios kilómetros, hasta un tamaño de unos 70 km para los más grandes.

Hay diversos modelos que explican la formación inicial de los núcleos cometarios, según estos modelos estos se formaron por agregación y acumulación de materiales.

Básicamente los modelos son los siguientes:

  • Conglomerado helado de Whipple, desarrollado por Fred Whipple (1950).
  • Acumulación de escombros primitivos, desarrollado por Littleton (1948).
  • Agregación de hielo y silicatos en el disco protoplanetarios, modelo de Wednschilling (2004).

   Pero el modelo aceptado en la actualidad es el modelo de Weidnschilling (2004), el cual explica que los núcleos cometarios se formaron en el disco protoplanetario a través de la acreción de material orgánico, hielos y silicatos, esa aglomeración inicial dio lugar a cuerpos kilométricos. La misión de la NASA Impacto Profundo (Deep Impact)[1] arrojó luz sobre la formación de los cometas, el objetivo fue en el año 2006 el cometa Tempel 1. El impacto contra el cometa reveló que tenía siete capas de diversos hielos, lo que daría una señal de que los cometas se irían formando paulatinamente de cuerpos más pequeños. La sonda de la ESA Rosetta también nos desvelará más misterios de los cometas cuando aterrice su modulo Philae en el cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko en noviembre de este año. El punto elegido es el llamado punto “J”, un lugar seguro para Philae y donde se puede detectar bien la actividad del cometa y estudiar su núcleo.

CapturaPunto de aterrizaje del modulo Philae en el cometa 67P, imagen cortesía ESA: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/J_marks_the_spot_for_Rosetta_s_lander

     Cuando observamos un cometa no vemos más que el reflejo de la luz del Sol por parte de este, veríamos básicamente un núcleo central brillante y una cola alargada ciertamente difusa, pero el cometa tiene otras partes que con grandes telescopios podemos observar. Las partes de este son las siguientes: el núcleo, la coma, la cola iónica, la cola de polvo y la envoltura de hidrógeno.

CapturaCometa HaleHop-Dibujo en Foto cortesía de la Sociedad de Meteoros y cometas de España (SOMYCE)

Hablaremos de cada una de ellas en detalle.

El núcleo: El núcleo es la parte central y más brillante del cometa, desde este, por efecto del viento y radiación solar, se eyectan los componentes iónicos y el polvo cometario hacia el coma y la cola.

    Como hemos visto la teoría más aceptada de la estructura interna del núcleo es un conglomerado de materiales primordiales, estos son una especie de pila de escombros, lo que es compatible con una de las características importantes de los cometas que son sus frecuentes ruptuoras o “outbourst”. El tamaño del núcleo es difícil de precisar con observaciones desde la Tierra, ya que son objetos muy tenues y cubiertos por la atmósfera de la coma. Esta atmósfera provoca que la luz reflejada por el Sol en el cometa se disperse y no se aprecie con claridad el tamaño de objeto. Una solución para esto es tratar de observar el cometa cuando empieza a activarse, o enviar alguna sonda al cometa, como se ha hecho en estos momentos con la sonda Rosetta.

    Pero utilizando técnicas de radiometría para analizar la emisión térmica del núcleo se puede calcular la inercia térmica y la rugosidad de la superficie, una vez determinado el albedo. Otra técnica es usar la ocultación estelar, esta metodología se usa para probar la validez de los anteriores métodos calculando el tamaño y comparándolo con el obtenido con esos procedimientos. Con el método de ocultación de estrellas podemos incluso observar la hidrodinámica del polvo y el gas de la coma, y localizar regiones activas en la superficie del cometa.

La coma: se describe como la nube de gas y polvo que rodea al núcleo cometario.

      Esta tiene dos partes: la coma de colisión  y la coma molecular. La coma de colisión es la región interna de la coma donde se producen la colisiones de las partículas que afectan a la termodinámica y química del gas, zona donde se produce la tasa de producción de gas, tasa que aumenta a medida que el cometa se acerca al Sol.

     La coma molecular es la zona donde están las moléculas que han sobrevivido a la fotodisociación, podemos observar en algunos cometas la coma del agua y la del hidrógeno atómico.

CapturaLa coma de un cometa, podemos observar la coma de agua y la de hidrógeno atómico. Fuente Wikipedia

La cola iónica: esta formada por los iones expulsados por el núcleo hacia la coma, y que posteriormente son acelerados por el viento solar. Su dirección de desplazamiento visual en el espacio es antisolar, es esa dirección debido a la presencia del campo magnetico solar los iones son encauzados en dirección radial al campo magnetico solar. Esta cola puede llegar a los millones de kilómetros de extensión, aparece en todos los cometas, aunque en algunos presenta poca visibilidad. Esta es más preceptible conforme está más cerca del Sol y aparece siempre mucho después de la aparición de la cola de polvo.

La cola de polvo: Al producirse la sublimación en la superficie del núcleo, el polvo del núcleo es liberado y eyectado hacia fuera por el gas que está expandiéndose. El movimiento del polvo dependerá de la forma del núcleo y de la interacción entre el gas y el polvo, interacción que tiene lugar en la coma cerca de la superficie. Una vez que el grano de polvo es expulsado hacia la cola, la presión de radiación y la fuerza gravitatoria del Sol colocan a las partículas repartidas por el espacio en función de su forma y de su masa.

La envoltura de Hidrógeno: Alrededor del cometa se desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno, debido a que por procesos químicos al absorber luz ultravioleta se escapa hidrógeno que se queda en una especie de envoltura alrededor del cometa, pero tan sólo puede ser observada desde el espacio.

   Los cometas se pueden clasificar de muchas formas, según su tamaño, su edad o su órbita. Básicamente podemos decir que hay tres tipos de cometas:

  • Cometas de la familia de Júpiter (FJ), de período corto, cuyas órbitas tiene períodos orbitales menores de 20 años así como pequeñas inclinaciones orbitales.
  • Cometas tipo Halley (HT) con períodos entre 20 y 200 años, sería de período medio.
  • Y los cometas de periodo largo (LP) con períodos de más de 200 años. Estos últimos cometas provienen de la nube de Oort, los dos primeros del cinturón transneptuniano.

   Otra clasificación complementaria que se usa a modo de estadística de tamaños es la siguiente:

     Tipo de cometa          Diámetro (km.)

Cometa Enano:                  0 – 1,5 Km.

Cometa Pequeño:            1,5 – 3 Km.

Cometa Mediano:            3-6 Km.

Cometa Grande:             6-10 Km.

Cometa Gigante:           10-50 Km.

Cometa “Goliat”:             >50 Km.

   Por ejemplo el cometa  Encke (4 km) es un cometa mediano y el cometa Halley (12 Km) se le puede clasificar como cometa gigante. Los cometas son todo un espectáculo para los aficionados a la astronomía y para la astrofísica, púes de su estudio podemos conocer desde la composición de la nube de Oort hasta la formación del Sistema Solar.

* Ya sabéis un poco más de estos fascinantes objetos 😉

Un cordial saludo

Jose Vicente

Para saber más;

-SOMYCE (Sociedad de Observadores de Meteoros y Cometas de España): http://www.somyce.org

-La Sonda Rosetta y su módulo de aterrizaje Philae: 

http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/J_marks_the_spot_for_Rosetta_s_lander

[1] Deep Impact :sonda espacial lanzada el 12 de enero de 2005. Fue diseñada para estudiar el interior del cometa 9P/Tempel , mediante la liberación de un impactador en el cometa.

¿Quién decide los nombres de asteroides y cometas?

Se descubren cientos de estos objetos todos los años y por tanto hay que catalogarlos y ponerles un nombre, de esto se encarga  el Centro de Planetas Menores (Minor Planet Center o MPC). El Centro de Planetas Menores opera en el Observatorio Astrofísico Harvard-Smithsonian (SAO) de Cambridge, bajo el auspicio de la División III de la Unión Astronómica Internacional (IAU). El MPC es el responsable de la designación de los cuerpos menores del Sistema Solar: planetas menores, asteroides y cometas. También es responsable de la recopilación, cálculo, control y difusión de las observaciones astrométricas y órbitas de planetas menores, cometas y asteroides. El equipo de computación utilizado por el MPC cuenta con el apoyo de la Fundación Tamkin[1].

Nomenclatura de los asteroides:

Al principio de ser descubiertos reciben un  nombre por parte del MPC que consiste en el año del descubrimiento, la quincena del mes y el número de asteroide descubierto en esa quincena. Pongamos por ejemplo el hipotético asteroide 2014 MA:

Nuestro asteroide fue descubierto en el año 2014, la primera letra mayúscula corresponde a la quincena:

Letras y periodos

 A  Ene. 1-15     B  Ene. 16-31     –   Jul.  1-15         O   Jul. 16-31

 C  Feb. 1-15     D Feb. 16-29     –    P Ago. 1-15        Q Ago. 16-31

 E  Mar. 1-15      F   Mar. 16-31     –  R  Sep. 1-15         Sep.16-30

 G  Abr. 1-15      H Abr. 16-30     –     V Nov. 1-15       W Nov. 16-30

 L  Jun.  1-15       Jun. 16-30    –     X  Dic.  1-15         Dic. 16-31

2014 MA fue descubierto en el periodo 16-30 de Junio (M). La segunda letra mayúscula corresponde al número de asteroide descubierto en esa quincena, en nuestro caso la letra A corresponde al primer asteroide descubierto en la quincena.

Podemos ver en la siguiente tabla las correspondencias con la segunda letra:

A = 1º     B = 2º     C = 3º     D = 4º     E = 5º    F = 6º     G = 7º     H = 8º     J = 9º  K = 10º   L = 11º   M = 12º   N = 13º   O = 14º  P = 15º   Q = 16º   R = 17º   S = 18º   T = 19º   U = 20º  V = 21º    W = 22º   X = 23º  Y = 24º   Z = 25º

Sí en esa quincena se descubren más de 25 asteroides habría que añadir un 1 al final de la nomenclatura, es decir si se descubre el número 26 se denominaría 2014 MA1, A1 correspondería al número 26, B1 al 27, y así sucesivamente hasta completar los periodos de 25.

  Una vez tenemos definido el objeto y ya conocemos perfectamente su órbita y podemos predecir futuras apariciones, se le designa un nombre y número permanente.

Captura                                      Órbita del cometa 2009 QG31.

El número no tiene que ser ninguna continuación de otros números de asteroides, este es asignado por un comité de la IAU. El nombre suele el del descubridor, aunque se admiten todo tipo de nombres, desde nombres griegos, nombres de famosos, de cosas, etc. no hay restricciones en ese sentido. Tenemos nombres clásicos como (243) Ida, (1) Ceres, nombres de personajes de ficción como (2309) Mr. Spock, o de cantantes famosos: (7934) Sinatra o  (23990) Springsteen. A nuestro asteroide 2014 MA lo podríamos llamar perfectamente (23457) MiUniverso, el número nos lo asignaría el IAU.

Sí queremos saber datos más directos del asteroide tendremos que consultar el nombre científico que todo asteroide tiene a parte del nombre “comercial”.

[1] Fundación Tamkin: Fundación ubicada en los Ángeles (EEUU). Disponen de una red informática de alta velocidad compuesta por 22 computadoras para el tratamiento de datos astronómicos y calculo de órbitas, a disposición de la MPC.

cropped-universo_blog.jpg

Mi Universo… en la radio

Este lunes comienza una nueva temporada del fantástico programa de radio “Ahí la llevas” de Radio Godella, en que se habla de internet, aplicaciones móviles, tecnología,…. de una manera desenfadada y entretenida y en el que descubriréis cosas muy curiosas, en este programa voy a tener una sección sobre Astronomía en la que hablaré de temas curiosos astronómicos y de ciencia para que no se quede nadie indiferente y descubráis el maravilloso mundo del Cosmos, os invito a todos a escucharlo.

Todos los lunes de 18 a 19h en el 98.00 FM o para los que viváis fuera de Valencia lo podéis escuchar en directo en:

www.radiogodella.com

web del programa: www.ahilallevas.com

facebook: https://www.facebook.com/ahilallevas

twitter: https://twitter.com/Ahi_LaLlevas

Captura2 (7)

Os espero 😉

Jose Vicente

cropped-captura21.jpg

 

Telescopios II: Parámetros y Uso

1.-Características del Telescopio:

Los telescopios constan de dos piezas fundamentales: objetivo y ocular.

a) El Objetivo es el elemento que recoge la luz procedente del objeto astronómico y la concentra en un plano, el plano focal, donde se forma la imagen real o invertida. El objetivo debe ser un elemento convergente y puede ser una lente (telescopio refractor) o un espejo (telescopio reflector).

b) El ocular es el elemento que recoge la imagen generada por el objetivo y la hace accesible para el observador, que coloca el ojo tras el ocular. El ocular es siempre una lente o conjunto de lentes y es un elemento que podemos intercambiar para obtener diferentes aumentos en nuestro telescopio.

c) La distancia entre el objetivo (lente o espejo) y el plano focal se denomina distancia focal del telescopio (Ft). Esta distancia es importante pues nos ayudará a calcular los aumentos o amplificación del telescopio.

CapturaEsquema básico de un telescopio refractor la imagen aparece invertida en el plano focal (P), posición que coincide con el foco del ocular para una mejor visualización del observador.

 Para observar el objeto astronómico debemos colocar un ocular, estos llevan escritos unos números, la distancia focal del ocular.

Captura Oculares de diferentes distancias focales (17mm, 21mm y 24mm).

 Para saber los aumentos del telescopio hay que dividir la distancia focal del telescopio entre la del ocular:

         Aumentos = (F telescopio/ F ocular)

 Por ejemplo sí a un telescopio con una distancia focal de 1000 mm  le colocamos un ocular de 20mm obtendremos un aumento de: (1000/20) = 50x, (los aumentos se suelen nombrar con la letra “x” detrás del número), sí colocamos un ocular de 10 mm tendríamos un aumento de 100x, es decir a menor distancia focal del ocular obtenemos más amplificación.

Estos aumentos o amplificación no significan que el objeto se vea tantas veces más grande, sino que es la imagen que observaríamos si estuviéramos tantas veces más cerca. Es decir sí un objeto que se encuentre por ejemplo a 300.000 km lo observamos con un aumento de 50x lo veríamos como si estuviéramos a 6000 km del objeto, valor obtenido dividiendo la distancia del objeto entre el aumento utilizado.

d) Denominamos campo visual al trozo de cielo que se ve a través del ocular. Obviamente cambiará cuando se cambie de ocular. Para conocerlo, hay saber el campo del ocular (normalmente lo lleva escrito), así como los aumentos que te proporciona. Entonces, para saber cuantos grados tiene el campo visual real, se aplica la fórmula siguiente:

Campo visual (º) = Campo del ocular (º) / aumentos

Por ejemplo con un ocular con 40º de campo que nos proporcione un aumento en nuestro telescopio de 50x tendremos un campo visual de: 40/50 = 0.8º.

e) Para determinar la luminosidad del telescopio (poder de captación de luz) debemos dividir la distancia focal del telescopio (Ft) entre diámetro de la abertura (D), a esta división se la llama razón focal:

Razón focal = Ft/D

Por ejemplo un telescopio de F=1000mm y D=150mm tendrá una razón focal de 6.6, sí tenemos otro telescopio con un objetivo D=200  y con la misma F se tendría una razón focal más pequeña  (Razón focal = 5) y por tanto sería más luminoso.(A menor razón focal más luminosidad)

Cuanto mayor sea la abertura y corta la focal más luminoso será nuestro telescopio. Los fabricantes de telescopios suelen describir sus telescopios en términos de razón focal, usando la siguiente terminología según el telescopio: f/6, f/8, etc. con este valor podemos conocer la distancia focal del telescopio simplemente multiplicando por el diámetro del objetivo. Por ejemplo un telescopio de 100mm de abertura y razón focal especificada por el fabricante como f/5 tendrá  una distancia focal de 500 mm.

f) Otro factor importante es la Resolución del telescopio (R). Llamamos resolución al poder que tiene el telescopio en separar dos objetos que están muy juntos. Esta medida se da en segundos de arco[1] (‘’) y viene determinada por el diámetro de la abertura, a mayor abertura mayor resolución del telescopio. Un segundo de arco es una cantidad muy pequeña, es aproximadamente el tamaño de una moneda vista a varios kilómetros de distancia.

La formula teórica es la siguiente:

                                                           R (“) = (0.138 / D)

Donde 0.138 es una constante para telescopios ópticos y D es la abertura en metros.

Por ejemplo partiendo de esta formula si tenemos un telescopio de diámetro D= 1m la resolución será de 0.138 segundos de arco, sí por el contrario tenemos un telescopio de D = 0.5 m (más pequeño que el anterior) la resolución sería de 0.276 segundos de arco. Por tanto con el telescopio de

D= 1m tendremos mayor poder de separación pues podremos ver objetos separados 0.138 “.

Este valor es siempre teórico pues la turbulencia atmosférica provoca que tengamos peores resoluciones que las indicadas en las especificaciones del telescopio.

Captura

Estrella Albireo (Cisne), a simple vista parece solo una estrella pero con telescopios se aprecia que tiene una acompañante a 35” de arco.

Captura

En el cielo la luna y el Sol tienen el mismo tamaño aparente (0.5º o 30 minutos de arco). Con el brazo extendido y usando el pulgar podríamos tapar la  luna o el Sol.

 Como hemos visto la abertura del telescopio es muy importante a la hora de captación de luz y de resolución de detalle. Sí el telescopio capta más luz podemos ver estrellas de magnitud aparente más baja. Cuando hablamos de magnitud aparente de las estrellas nos referimos al brillo aparente que la estrella presenta. Esta escala de magnitudes fue introducida por el astrónomo griego Hiparco el año 129 a.c., este dividió las estrellas que se ven a simple vista en seis clases según su brillo, desde la primera magnitud (mayor brillo) hasta la sexta magnitud (menor brillo). Fue la primera escala de magnitudes de estrellas, pero no fue hasta 1856 cuando el astrónomo inglés Norman Pogson definió matemáticamente[2] esta escala. Obteniendo valores negativos para las estrellas más brillantes y valores muy bajos para las más débiles, así el Sol tiene magnitud aparente -26, la luna llena -12, la estrella Vega 0 y la estrella polar magnitud +2. Los objetos más débiles observados son de magnitud +30 y han sido observados por el telescopio espacial Hubble.

g) Para calcular la magnitud mínima que se puede observar con nuestro telescopio usaremos esta fórmula teórica:

Ml = 7.10 + 5 log D

Donde D es la abertura del telescopio en centímetros. Este valor es teórico ya que la perturbación atmosférica nos hará ver menos estrellas de las teóricas, normalmente para realizar observaciones de calidad se debe ir a lugares muy oscuros y alejados de ciudades. Los observatorios profesionales tienen sus telescopios en lugares a gran altitud y con climas muy estables.

 Otro factor que puede afectar a la magnitud limite que podemos ver es nuestra propia capacidad visual, nuestro ojo tarda alrededor de 20 minutos en adaptarse a la oscuridad, a partir de esos minutos podremos apreciar más estrellas a simple vista y a través del telescopio. Con el telescopio observaremos objetos más débiles al aumentar la abertura y obtendremos mayor resolución, como podemos apreciar en la siguiente tabla teórica. Estos resultados son para objetos puntuales, ya que los objetos más extensos como galaxias y nebulosas tienen repartida en su superficie la magnitud aparente:
parametros-telescopios

 Resumen de Formulas:

 Aumentos = (F telescopio/ F ocular)

Razón focal = ( F telescopio / D )

Campo visual (º) = Campo del ocular (º) / aumentos

Resolución (“) = (0.138 / D)  (D en metros)

Magnitud mínima =7.1 + 5 log D   (D en centímetros)

 

2.-  Uso del telescopio.

En este apartado estudiaremos las diferentes partes del telescopio y a como utilizarlo para una correcta observación astronómica.

 Piezas del Telescopio y uso.

a) El buscador. Este pequeño telescopio se utiliza para la búsqueda del objeto astronómico, tiene un gran campo de visión, pocos aumentos y un aspa con la que podemos localizar el objeto fácilmente.

Captura                                               Buscador

Debemos alinearlo con el telescopio para que lo que observemos con el buscador lo observemos centrado en el telescopio. Para alinearlo primero se coloca en el telescopio un ocular de baja potencia y se busca un objeto muy alejado (a más de 1km), dejamos fijo el telescopio en ese punto y lo buscamos con el buscador. Para ello simplemente ajustamos los tornillos del buscador hasta que tengamos el punto observado en el centro del aspa, una vez hecho esto todo lo que observemos con el buscador lo veremos centrado en nuestro telescopio. Hay otros tipos de buscadores, como por ejemplo los de haz láser que utilizan un láser para la búsqueda de objetos, se suelen utilizar como completo del buscador óptico.

b) Oculares. Podemos variar los oculares para tener diversas amplificaciones de la imagen astronómica, es importante disponer de varios oculares de diversas potencias (por ejemplo 40mm, 25mm y 6mm). En primer lugar para encontrar el objeto usaremos un ocular de baja potencia, seguidamente iremos variando el tipo de ocular según las amplificaciones que deseemos obtener y el tipo de objeto a observar.

 Captura

Colocación de oculares en el telescopio.

En el ocular aparte de la especificación de la distancia focal aparece una letra, esta nos indica el tipo de ocular, la siguiente tabla nos indica los tipos de oculares más comunes:

Ramsden (R) Ocular de dos lentes. Poca calidad. Sólo para poca potencia. Telescopios de iniciación
Huygens (H) Poca calidad, mal corregido de aberración cromática. Telescopios de iniciación
Kellner (K) Lentes acromáticas. Potencias medias, es de mejor calidad que los anteriores, con buena corrección cromática.
Ortoscópico (O) Triplete de lentes. Muy buenos para altas potencias, corrección cromática, gran definición y contraste.
Plöss y SuperPlös (P) y (SP) Gran campo y amplia gama de potencias. Ocular muy valorado para astronomía.
Erfle (E) Gran campo y muy adecuados para bajas potencias. Buena definición central.

CapturaOculares Plöss de 25 y 6.5 mm, muy utilizados por su calidad y precio.

 Adicionalmente a los oculares podemos interponerles una lente de Barlow, esta  nos permite multiplicar la focal de nuestro telescopio en función de la relación indicada por el fabricante (1.5x, 2x, etc). La más utilizada es la 2x (duplicador). Lo que conseguimos anteponiendo una lente de Barlow 2x a nuestros oculares es doblar su poder de aumento al duplicar la distancia focal, pero hay que tener cuidado pues suele provocar perdida de luminosidad con lo que es importante ir variando oculares hasta encontrar el que defina mejor la imagen. Funciona mejor con oculares de potencia media.

Captura                                                 Lente Barlow 2x

Hay que recordar que lo importante en un telescopio, más que los aumentos, es el tamaño de la abertura ya que colecta más luz y podemos observar objetos más débiles. Muchos aumentos provocan pérdida de luz y campos de visión más pequeños.

Para observar los objetos que estén muy cerca del cenit o en el cenit se puede colocar un prisma cenital para observarlos cómodamente. Este se coloca ante el ocular y desvía la luz 90º. El inconveniente que tiene es que resta luz y campo.

Captura Prisma cenital y ubicación en telescopio

c) Filtros. Para observar los objetos astronómicos podemos colocar filtros al ocular o al objetivo para resaltar determinados detalles.

 Filtros de Ocular: Se colocan enroscados al ocular y se utilizan para filtrar la luz y resaltar determinadas características en los objetos astronómicos. Para planetas o la Luna se utilizan filtros de colores que resaltan la superficie y la atmósfera de los planetas. Cuando estamos en lugares con contaminación lumínica se pueden utilizar filtros para la polución lumínica LPR (ligth pollution o Sky Glow) que disminuyen el paso de longitudes de onda provenientes del alumbrado público (siempre que sean lámparas sodio o vapor de mercurio). Para nebulosas se utilizan filtros H-a que nos sirven para observar formaciones nebulosas que emiten en la banda del Hidrógeno.  Hay una gran diversidad de filtros en función de la longitud de onda que queramos resaltar o eliminar.

CapturaFiltros de colores para la observación planetaria y filtro antipolución lumínica

Filtros de Objetivo: Se colocan en el objetivo, son filtros usados para observación solar, también  existen filtros SUN para oculares pero pueden dañar a la larga el ocular o la vista.

Captura Filtro de objetivo para la observación del Sol y telescopio con filtro Solar.

 d) Monturas del telescopio.

El cuerpo del telescopio se posa sobre una montura, que es la parte mecánica que se encarga del movimiento controlado del telescopio. La montura es una parte muy importante del telescopio pues nos permite observar los objetos con total estabilidad y el seguimiento de estos. Tenemos dos tipos básicos de montura: Montura Altazimutal y Montura Ecuatorial.

Montura Altazimutal

Estas monturas utilizan coordenadas horizontales con movimientos en dos ejes: el horizonte en acimut de 0º a 360º y la altura desde el horizonte al cenit (de 0 a 90º).

CapturaEste sistema de ejes aunque parezca sencillo tiene la complicación de que para el seguimiento del objeto es necesario actuar simultáneamente sobre los dos ejes. La imagen rota en el plano focal con lo que tenemos que compensar este movimiento, para esto se suele utilizar un mando para el seguimiento del objeto una vez encontrado. Sí tenemos un telescopio motorizado tipo Goto sigue perfectamente el movimiento de las estrellas, tan solo para alinearlo debemos dejarlo en forma horizontal enfocado hacia el norte y añadir al ordenador nuestras coordenadas geográficas, a partir de ahí el telescopio encontrará todas la estrellas a partir de un par de estrellas de referencia. Este tipo de monturas es la más utilizada en los observatorios profesionales, por su simpleza en la mecánica.

    Captura              Telescopios de montura altazimutal: (1)  manual, (2) robotizado sistema GOTO y (3) modelo Dobson muy popular en astronomía por su fácil manejo.

 Montura Ecuatorial.

 Las estrellas tienen un movimiento aparente alrededor de la estrella polar en forma de circulo, a este movimiento se le denomina moviendo diurno de las estrellas. Mediante la montura ecuatorial podemos mover el telescopio en el sentido de esa rotación. Esta montura tiene dos ejes, el eje de ascensión recta A.R. (eje polar)  y el eje de declinación.

Captura

Captura 

Montura ecuatorial alemana EQ, sí el eje polar está paralelo al eje del mundo su inclinación será igual a la latitud del lugar.

 Un giro alrededor del eje polar  permite compensar el movimiento diurno del firmamento. Veremos a continuación un modo básico de poner en modo estación un telescopio de montaje ecuatorial. Dejar el telescopio en modo estación es dejarlo operativo para poder realizar el seguimiento de los objetos astronómicos con el simple movimiento de los mandos:

  1) Colocación del trípode.

Se colocará el trípode en un lugar completamente plano y colocando las patas en los puntos cardinales, haremos esto utilizando una brújula:

Captura

CapturaSe comprobará también que la montura esté perfectamente nivelada sobre el trípode para que los movimientos horizontales del telescopio sean totalmente correctos.

 2) Equilibrado de las pesas.

Equilibraremos las pesas del telescopio dejando el eje de las pesas y el tubo del telescopio paralelo al suelo, si el cuerpo del telescopio se vence hacia un lado moveremos las pesas hasta que esté equilibrado.

Captura3) Latitud del Lugar.

La altura del polo celeste coincide con la latitud del lugar en el que estemos realizando la observación, así si estuviéramos en el polo norte el polo celeste estaría a 90º, sí estamos en Valencia estaría a 39º (latitud de Valencia: 39º28’12”N). La estrella polar está muy cerca del polo celeste, aproximadamente a 1º por esa razón todas la estrellas parecen girar alrededor de la estrella polar, porque el eje del mundo (eje polar) pasa muy cerca de la estrella polar. Si queremos que nuestro eje de A.R. este paralelo al eje terrestre, debemos ponerlo a la misma latitud (como hemos visto altura sobre el horizonte a la que se encuentra aproximadamente la estrella polar para mi localización) por tanto debemos inclinar nuestra montura a la altura de nuestra latitud con el mando correspondiente.

Captura

Inclinación de la montura del telescopio con la latitud del lugar

Una vez hecho esto no debemos volver a cambiar esta inclinación de la montura a no ser que cambiemos el lugar de observación a otra latitud diferente. Ahora solo falta colocar el tubo del telescopio enfocado hacia el norte, esto lo hacemos girando la montura en Acimut hasta que le cuerpo del telescopio esté hacia el norte (nos ayudamos con una brújula). Colocando el eje de declinación a 90º ya deberíamos ver la zona del polo celeste con la polar muy cerca de este, si esto es así tenemos perfectamente colocado el telescopio para un seguimiento de las estrellas con tan solo mover los mandos de Ascensión recta o declinación. Este método de alineación del telescopio es el más sencillo, pero hay otros mucho más complejos y por tanto más precisos, métodos necesarios si se va a realizar seguimientos de objetos para astrofotografía o estudios científicos.

Actualmente hay a la venta muchos telescopios robotizados que realizan la alineación de la montura simplemente introduciendo las coordenadas geográficas de la localización, y utilizando un sistema motorizado de seguimiento GOTO, la forma de colocar el telescopio en estación es la misma que hemos descrito para el telescopio de uso manual. Una vez puesto en estación el software del telescopio nos alineará el telescopio usando varias estrellas cercanas a la polar, consiguiendo una alineación perfecta del telescopio. Sí este telescopio tiene bases de datos de estrellas podremos encontrarlas fácilmente simplemente indicando al ordenador sus coordenadas o nombre.

CapturaTelescopio robotizado y montura GOTO

———————————————————

* Y esto es todo lo que quería contaros sobre uso de telescopios, espero que esta sencilla guía os sirva para sacar el máximo rendimiento a vuestros telescopios.

Saludos a tod@s.

Jose Vicente.

Notas:

[1] En astronomía los tamaños o separaciones de los objetos se expresan en medidas angulares (minutos o segundos de arco), así la luna mide medio grado que corresponde a 30 minutos de arco, lo que equivale a 1800 segundos de arco. (1 grado=60 minutos de arco=3600 segundos de arco)

[2] Norman Pogson (1829-91) determinó que la relación entre las intensidades luminosas de una magnitud y la siguiente debía permanecer constante. Una típica estrella de primera magnitud es aquella 100 veces más brillante que una típica estrella de magnitud sexta; así, una estrella de primera magnitud es aproximadamente 2,512 veces más brillante que una de segunda magnitud.

Para los más peques: Cazando meteoritos

Esta actividad que os voy a explicar va dirigida a los más peques de la casa, o a los mayores interesados en descubrir algo… en fin es una activiad para tod@s 🙂

Se trata de un método muy sencillo para intentar “cazar micrometeoritos“.

Captura

Antes tenéis que saber una curiosidad: sobre la Tierra se depositan a lo largo del día más de 100 toneladas de material extraterrestres, la mayor parte son micrometeoritos, meteoritos (se le llama meteorito cuando llega al suelo), restos de cometas, restos de asteroides o  polvo interplanetario. Los micrometeoritos y el polvo interplanetario (que es muy muy pequeño) quedan en suspensión en las capas altas de la atmósfera y poco a poco se van depositando en el suelo. Pero… hay un método para capturarlos. Atentos 😉

Captura

– Un día de lluvia, en lugares alejados de ciudades, recoger el agua de lluvia en un recipiente de plástico limpio y seco, pedirle a algún adulto que deje el recipiente mientras está lloviendo en la terraza, balcón… donde se pueda llenar con facilidad. (Cuidado con mojaros no quiero que os constipéis,y nada de salir sí es una tormenta con muchos rayos es peligroso, 😉 ). 

Captura

Es preferible el agua de lluvia de lugares alejados de ciudades porque en las ciudades puede recogerse muchos restos de la contaminación, por eso cuanto más alejados estemos mejor y más fiable capturar algún micrometeorito. Podeis hacer el experimento en pueblos, chalets, zonas alejadas de la Industria y el tráfico rodado (coches). Es una buena oportunidad para visitar (o invitaros) a algún familiar que esté en esas zonas y de paso hacéis el experimento… bueno sigo 🙂

Una vez lleno el recipiente lo recogéis, y dejáis reposar el agua de lluvia durante 48h, para que los posibles micrometeoritos vayan depositándose en el fondo. Os preguntareis por qué en el agua de lluvia hay micrometeoritos, pues porque el agua cuando se forma en la nube usa ese polvillo como núcleo de condensación alrededor del cual se forma la gota, así de sencillo, por eso muchas veces se dice popularmente que después de una tormenta se ha limpiado la atmósfera.

Después de estas 48 h vaciar el recipiente poco a poco y sin remover el líquido, hasta que quede una fina capa de líquido en el fondo. Este líquido que ha dejado hay que dejarlo unos días hasta que se evapore.

Cuando se evapore observareis en el fondo del recipiente algunas partículas, pues alguna de ellas es un micrometeorito. Podéis intentar recogerlas y observarlas con un microscopio o lupa.

Captura

Y sí pasáis un imán sobre ellas y se quedan pegadas habréis capturado un micrometeorito metálico, que suelen ser los más espectaculares al microscopio. Y os aviso… son muy muy pequeños. Sí no tenéis suerte, no pasa nada lo volvéis a intentar otro día de lluvia, bueno se lo mandáis a un adulto, ¿de acuerdo ;-)? y sí podeis me contais por aquí el resultado.

Saludos a tod@s.

Jose Vicente

Captura

Los puntos de Lagrange: zonas de acumulación de Asteroides

 

Los puntos de Lagrange son lugares en el espacio interplanetario donde las fuerzas gravitatorias y el movimiento orbital del cuerpo se equilibran entre sí. Fueron descubiertos por el matemático francés Louis Lagrange en 1772 tratando un caso particular del problema de tres cuerpos, usando un tercer cuerpo muy pequeño (m) en órbita alrededor de las órbitas de dos cuerpos más masivos M1 y M2.

Captura                                               Problema de tres cuerpos 

Podemos decir que los puntos de Lagrange (L1, L2, L3, L4 y L5) son las soluciones estacionarias del problema de tres cuerpos restringido a órbitas circulares.

CapturaEn el caso de órbitas elípticas no hay puntos estacionarios sino que más bien se trata de una especie de “área”.

Los puntos de Lagrange sucesivos forman órbitas elípticas estacionarias, geométricamente semejante a la órbita de los cuerpos mayores.

Esto se debe a la segunda ley de Newton:

(dp/dt = F), dónde p = mv (p es la cantidad de movimiento, m la masa y v la velocidad). p es un invariante si la fuerza y posición se multiplican por un mismo factor.

Un cuerpo en un punto de Lagrange órbita con el mismo período que los dos cuerpos grandes en el caso circular, implicando que tienen la misma proporción entre fuerza gravitatoria y distancia radial. Este hecho es independiente de la circularidad de las órbitas e implica por tanto que las órbitas elípticas descritas por los puntos de Lagrange son soluciones de la ecuación de movimiento del tercer cuerpo.

Captura                                                           Áreas de Lagrange

Por tanto en esas zonas pueden quedarse atrapados de forma estacionaria algunos asteroides. ¿Pero en qué zonas de Lagrange podemos encontrarlos?

De los cinco puntos de Lagrange, tres son inestables y dos son estables, los puntos inestables son los L1, L2 y L3, que se encuentran en la línea que une las dos grandes masas del sistema.

    Los puntos de Lagrange estables – L4 y L5 – forman el ápice de dos triángulos equiláteros que tienen las grandes masas en sus vértices, formando un ángulo de 60º con la masa más grande. Por tanto en esas zonas encontraríamos acumulado algún tipo de objeto, y de hecho así es, en Júpiter encontramos lo que se denomina asteroides troyanos y griegos en estado de oscilación.

CapturaAsteroides troyanos de Júpiter (en zonas de Lagrange L4 y L5 – puntos verdes)

Estos asteroides siguen órbitas alargadas en forma de “gota” (ver figura anterior “áreas de Lagrange”), sus movimientos son una combinación entre el periodo de 12 años de Júpiter y otro periodo más largo de 150 a 200 años de duración. El primero descubierto fue en 1906 por el astrónomo Max Wolf que descubrió un asteroide que parecía oscilar entorno al punto L4, tal asteroide se le llamó Aquiles, no se tardó mucho en encontrar más asteroides tanto en L4 como en L5, a los que se descubrieron en L4 se les puso nombres de diversos guerreros griegos y los del punto L5 nombres de los defensores de la ciudad de Troya.

   En el caso de la Tierra por ejemplo los puntos L4 y L5 están ocupados por partículas meteóricas que aparecen en condiciones de buena visibilidad como una tenue nebulosidad, a estas zonas se las denomina Nubes de Kordylewski.

Captura

Zonas de Lagrange para el caso de la Tierra

En cuanto al punto L3 (opuesto al sol) aparece una luminosidad visible después de la puesta del sol en el plano de la eclíptica, este fenómeno recibe el nombre de “Gegenschein”, y se debe a la iluminación por parte del sol de partículas meteóricas en dicho punto de Lagrange.

CapturaEl Gegenschein desde Chile (Observatorio las Campanas), Créditos : Yuri Beletsky -http://apod.nasa.gov/apod/ap140114.html

   Muchos más planetas tienen objetos en sus respectivos puntos de Lagrange L4 y L5, por ejemplo Neptuno tiene objetos troyanos del cinturón de Kuiper. Saturno tiene una luna, la luna Tetis que tiene dos satélites más pequeños en los puntos L4 y L5, de nombre Telesto y Calipso. También otra luna de Saturno, concretamente Dione tiene dos lunas menores, las lunas Helena y Pollux en los puntos de Lagrange.

  Los puntos de Lagrange L4 y L5 son muy estables, si en algún momento un objeto que este en estos puntos es perturbado, volvería a la estabilidad de esa órbita debido a la fuerza de Coriolis que actuaría sobre el cuerpo, esta fuerza hace que un objeto que se desplace alejándose del eje de rotación lo empuje en sentido contrario a la rotación del sistema.

Como veis el Sistema Solar es un sistema muy complejo, en el que hay una gran cantidad de objetos ubicados en muchas zonas, no hay un vacío entre planetas, estamos rodeados de billones de objetos de todos los tamaños que hacen que nuestro Sistema Solar sea de los más fascinantes conocidos hasta la fecha. Disfrutemos de las estrellas y de ver en algún momento o noche muy oscura alguna de estas acumulaciones de polvo y pequeños asteroides alrededor de nuestro planeta Tierra :-).

cropped-universo_blog.jpg 

 

 

 

Meteoritos: viajeros del Sistema Solar

Captura

Esta entrada participa en la Edición IX del Carnaval de Geología cuyo blog anfitrión es MasScience

A lo largo de la historia de la humanidad ha habido miles de impactos de meteoritos, produciendo impresionantes cráteres, alguno de estos cráteres aún perduran en la actualidad otros han desaparecido por la erosión, la atmósfera juega un papel importante para borrar las huellas de meteoritos y para evitar que muchos alcancen el suelo, podemos ver en otros planetas sin atmósfera o con una atmósfera muy ligera como están poblados de cráteres como es el caso de mercurio o del planeta Marte.

    Pero en el la Tierra podemos ver algún cráter, por ejemplo el cráter Barrenguer de Arizona (EEUU), ocasionado por un meteorito hace unos 50.000 años, meteorito de unos 50 m de largo y que con una velocidad estimada de impacto de 12 km/s provocó un enorme cráter de 1,2 km de diámetro y 170 m de profundidad. Otros meteoritos también fueron la causa de la extinción de los dinosaurios del cretácico terciario debido a la caída de dos trozos de cometa en diversos puntos de la Tierra que provocaron un cambio climático y la consiguiente extinción paulatina de los dinosaurios.

Captura

Teorías recientes sobre la aparición de la vida en la Tierra dicen que pudo venir del espacio, es lo que se llama la teoría de la Panspermia, en las etapas de formación de la Tierra hubo un gran bombardeo de meteoritos y las colisiones en el Sistema Solar eran continuas, pudo ser que meteoritos impactaran en planetas como Marte y pudieran arrancarle material que vagara errante por el sistema solar hasta impactar en la Tierra, en esas épocas, y según estudios recientes, en Marte había océanos y quizá vida microscópica, puede que seres microscópicos provenientes de Marte llegaran a la Tierra en forma de esporas y cultivaran la Tierra en la “sopa primordial”, con lo que los marcianos seriamos nosotros…(como dice el profesor Fernando Ballesteros en su libro “Astrobiología, un  puente entre el Big Bang y la vida”), bueno son teorías pero lo cierto es que esto explicaría la aparición tan temprana de la vida en la Tierra, además a la Tierra ya han llegado meteoritos procedentes de Marte e incluso de la Luna con lo que no sería del todo descabellada  esta teoría.

    Veamos a continuación de que están compuestos estos meteoritos recogidos en la Tierra ya sea tras un impacto o tras ser recogidos e identificados como meteoritos. Los podemos dividir básicamente en rocosos y metálicos, pero la clasificación es mucho más larga y compleja, veremos los más significativos según su abundancia de caída en la Tierra.

Básicamente podemos decir que pueden ser metálicos, acondritas o contritas, los de tipo de condrita son los más comunes son el 86% de los recogidos en Tierra, les siguen las acondritas que sería el 8% y el resto serian de tipo metálico. Pero hay la clasificación de Bischoff del año 2001 los  divide en dos tipos “diferenciados” y “no diferenciados” según hayan sufrido o no procesos de fusión.

Captura

Clasificación resumida de los meteoritos según Bischoff-2001, a, b

Veamos los tipos de meteoritos:

Meteoritos no diferenciados.

  • Condritas: son los más abundante, son de tipo no diferenciado porque no han sufrido fusión tras su formación por acreción hace unos 4550 millones de años y tiene muchas características del primer material de la nube protoplanetaria de formación del sistema solar aunque con algunas variaciones por metamorfismos y variaciones acuosas, sin embargo tienen una característica que no ha variado mucho, los condrulos. Los condrulos son esferas de tamaño muy pequeño, por lo general menor de un milímetro, que rellenan hasta el 70% del meteorito, provienen de la nube primordial y por acreción se formaron en el meteorito, tienen esa forma esférica o de gota pues es la forma que adopta en ingravidez un material fluido, y además se considera que estos condrulos eran el material más abundante en la nube primordial de formación del sistema solar. Estos condrulos se ven mucho más en las Condritas carbonaceas (6% de caídas en Tierra), que son las de procedencia más primitiva y se clasifican en otros tipos según su grado de oxidación, otro tipo de condrita es la condrita ordinaria que como bien dice su nombre es el tipo más común de meteorito recogido en Tierra, suele ser el 80%, por ultimo otro tipo importante es la condrita enstatita (2% de caídas en Tierra), es un material más alterado, con formas más metálicas.

Captura Condrita, pueden observarse en su interior los condrulos (esferitas en color blanco)-Foto NASA.

 Meteoritos diferenciados.

Este tipo de meteoritos han sufrido muchos cambios y fueron los que acrecionaron primero en la nube protoplanetaria, suelen ser de origen asteroidal. Dentro de este tipo tenemos los siguientes meteoritos:

Acondritas: No presentan formación de condrulos en su interior, debido a procesos de calentamiento que han provocado que los condrulos se fusionaran, estos se dividen en dos clases según su contenido en calcio, con lo que tendremos acondritos ricos en calcio o pobres en calcio. Este tipo de meteorito es parecido a una roca ígnea terrestre, osease volcánica. Como curiosidad los meteoritos de origen marciano (Lucky) y los de origen lunar (lunalitos) son también de tipo acondrita, estos últimos tipos de meteoritos son muy difíciles de encontrar, los marcianos por ejemplo se les denomina lucky (suerte) porque hay muy pocos, la mayoría se encuentran en desiertos o en la Antártida que son zonas de buena conservación y poca erosión. Su origen es el impacto de algún asteroide en su superficie y los restos de material que lograron salir del planeta llegaron a impactar, tras miles de años, en nuestro planeta, realmente estos tipos de meteoritos son muy raros de encontrar.

Captura                                              Acondrita-Foto NASA

Metálicos: presentan abundancia de Hierro y Níquel, el impacto entre asteroides es su origen más común. Estos se clasifican a su vez en otros subgrupos en función de su formar estructural (Hexaedritas y Octaedritas) y su composición química (magmáticas y no magmáticas).

Captura

Sideritos: Están compuestos de un cincuenta por ciento de metal y la otra mitad de silicatos, también se les denomina metalorocosos. Se clasifican en otros subgrupos según las variaciones en esa composición inicial, estos son lospalasitos (formados por olivinio) y los mesosideritos (formados por feldespatos y piroxenos).

Captura

Clasificación moderna de meteoritos:

Actualmente hay una clasificación mucho más completa de meteoritos, son tres clasificaciones muy diferentes pero complementarias entre sí, se basan en sus cambios debido al choque de impacto (Metamorfismo de choque), en sus variaciones por meteorización y a su composición y procedencia:

Metamorfismo de choque; esta clasificación tiene en cuenta la fuerza del impacto del meteorito con la superficie de la Tierra, clasificándolos según la intensidad del choque en Gigapascales. Dando una Clasificación de índices Sn,

Donde n=1,2,3,4,5 y 6 , el índice 1 indicaría que no hubo choque y seria tipo Condrita que es el más común, el nivel 2 sería un choque débil y el nivel 6 sería el choque más fuerte (unos 80Gps). Todos estos niveles en los que clasificamos los meteoritos tendrían también a su vez una clasificación para cada nivel Sn de características ópticas (colores que se observan al verse con luz polarizada) y de composición interna.

Clasificación por meteorización, está basada en los cambios que ha sufrido el meteorito por la acción del clima. El viento, la lluvia, el agua del mar, es decir los agentes meteorizantes varían las características físicas del meteorito, y varían su nivel de oxidación, estos meteoritos se les clasifica con el índice Wn, donde n=0,1,2,3,4,5 y 6 según el nivel de oxidación del meteorito, por ejemplo en nivel 0 corresponde a un estado en el que aún no ha habido meteorización ya que el meteorito ha sido recogido inmediatamente del impacto, un nivel 3 correspondería a un meteorito de fuerte oxidación y uno de nivel 6 los silicatos han sido sustituidos por arcillas y óxidos.

Clasificación por composición y procedencia. Correspondería completamente a la clasificación que ya he desarrollado en los puntos anteriores, es decir a la clasificación de A. Bischoff (2001), osease meteoritos diferenciados (o fundidos) y meteoritos no diferenciados (primitivos o no fundidos).

Otros meteoritos: Hay una serie de materiales que son producidos a causa de un impacto de un meteorito, como por ejemplo las Impactitas, que no es más que el material eyectado de la corteza terrestre por la fuerza del impacto del meteorito, este material se funde y enfría rápidamente, presentan entonces un aspecto caótico mezcla del meteorito con muchas rocas. Dentro de este grupo están las famosas tectitas, de formas vidriosas muy oscuras pero sin rastro del meteorito.

Captura                                                                 Tectitas

Todas estos meteoritos que hemos visto son auténticos objetos de lujo, pues son reliquias de la formación de nuestro Sistema Solar, es todo un privilegio poder tener en nuestras manos un trocito de nuestra historia cósmica. 🙂

Para saber más: 

-El Geólogo planetario. Jesús Martínez Frías
Centro de Astrobiología (CSIC/INTA),  asociado al NASA Astrobiology Institute http://digital.csic.es/bitstream/10261/36180/3/P%C3%A1ginas%20de%20profgeologo.pdf

El Origen del Sistema Solar-Josep María Trigo i Rodríguez, Editorial Complutense.

Astrobiología, Un puente entre el Big Bang y la Vida-Editorial Akal.