Los asteroides troyanos de Júpiter

Un asteroide troyano es aquel que comparte su órbita con un planeta o luna más grande, orbitando entorno a los puntos de lagrange estables L4 y L5 como ya vimos en la entrada dedicada a los puntos de Lagrange.

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El término ‘asteroide troyano’ fue acuñado cuando se decidió nombrar a todos los asteroides descubiertos en los puntos de Júpiter L4 y L5 como los guerreros de la guerra de Troya, (punto L4) griegos y (punto L5) troyanos, respectivamente.

En la actualidad se conocen cientos de estos asteroides, siendo los más grandes el asteroide troyano (588)Aquiles, de 137km de diámetro, y el asteroide griego  (624)Héctor de 300 km. El primer asteroide que se descubrió en un punto de Lagrange fue (588)Aquiles en 1906 por Max Wolf, con su observación se confirmó la existencia de los puntos de Lagrange. A partir de ahí fueron cientos los cuerpos encontrados en esas zonas estables, estos objetos siguen órbitas entorno a L4 y  L5 de periodos de unos 150 años.

Investigaciones de los astrofísicos David C. Jewit, Chadwick y A. Trujillo (Institute for Astronomy, University of Hawaii) año 2000, han demostrado que estas órbitas se desestabilizan debido a colisiones entre asteroides y al caos dinámico de la población de asteroides. Pero el origen de los troyanos es objeto de muchas conjeturas, las hipótesis más aceptadas en la actualidad son la captura por parte de Júpiter de planetesimales en la etapa temprana de la nebulosas solar. Estos se estabilizaron en torno a los puntos L4 y L5 de Júpiter debido a la masa creciente del planeta en sus ultimas etapas de crecimiento. Se produjo una disminución de colisiones de planetesimasles, y seguidamente hubo una captura de fragmentos de asteroides, provenientes seguramente de lo que hoy es el cinturón principal de asteroides.

try                                  Los asteroides Troyanos de Júpiter

Muchos de estos se formaron cerca de Júpiter, con lo que las temperaturas en su formación eran extremadamente bajas llevando este hecho  a la hipótesis de que el núcleo de estos asteroides puede ser de hielo, equivalente a lo que sería un núcleo cometario. Los asteroides troyanos tienen un albedo muy bajo, aproximadamente del 4% (0.04), lo que sugiere una superficie de carbonizada, es decir muy oscura.

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Llegó el Otoño

Hoy martes 23 de septiembre a las 4h 29m hora peninsular (una hora menos en canarias) comenzó el Otoño. Esta estación durará 89 días y 20 horas, y terminará el 22 de diciembre con el comienzo del invierno. Por otra parte el domingo día 26 de octubre tendrá lugar el famoso y aveces polémico cambio de la hora  (a las 3 serán las 2), recuperando el horario de invierno y perdiendo horas de luz, con lo que por otra parte tendremos más tiempo para ver las estrellas :-).

Justo en el equinoccio de Otoño las horas de luz duran exactamente igual que las de la noche, 12 h. A partir de ese día se van perdiendo minutos de luz hasta llegar al día más corto del año y la noche más larga, el 22 de diciembre (solsticio de invierno). Además en nuestro hemisferio es ahora Otoño, pero sin embargo en el hemisferio Sur empieza la primavera.

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 Posición de la Tierra en el equinoccio de Otoño, el Sol está aparentemente en ese momento en el punto de Libra punto corte  con el plano ecuatorial de la Tierra con el plano de la eclíptica.

CapturaPosición del Sol en la bóveda celeste en cada solsticio y equinoccio, como se puede observar el Sol va bajando su posición en el cielo y cada vez realiza menos trayectoria con lo que se reducen las horas de luz.

En el hemisferio Norte las constelaciones otoñales son muy bonitas, el triángulo de verano empieza a desaparecer (Cisne, Lira y Águila) y empiezan a ascender constelaciones como Pegaso, Acuario, Orión, Tauro y Leo.

En esta estación hay tres lluvias de estrellas fugaces muy importantes, la Dracónidas de Octubre (máximo 8 de octubre), las Oriónidas de Octubre (máximo el 21 de octubre)  y las Leónidas de Noviembre (máximo el 17 de noviembre), estas últimas con actividad variable y muchas veces muy alta.

Calendario de estrellas fugaces Otoño 2014:

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Tabla de : http://www.imo.net/calendar/2014

Como curiosidad mitológica decir que el nombre “Otoño” proviene del dios egipcio Atum, dios creador “El que existe por sí mismo”, era un dios solar en la mitología egipcia. Que simboliza el Sol que se oculta en la Tierra.

Y para terminar un poco de música:

  • Concerto n.º 3 en fa mayor, Op. 8, RV 293, «L’autunno» (El otoñode Vivaldi, de la fabulosa obra para violín y orquesta “las cuatro estaciones”

Disfrutar del Otoño, parece una época triste, llegan las lluvias, se caen las hojas, bajan las temperaturas, menos luz… pero bueno sí se despeja tenemos más tiempo para ver las estrellas y las lluvias nos suelen limpiar la atmósfera y ver con más claridad las estrellas.  

¡¡No dejéis de disfrutar de las estrellas!!

Jose Vicente

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Midiendo áreas Glaciares

Esta entrada es un poco complicada pero he intentado que quede más o menos sencillo,  es el póster que realicé para estimar áreas glaciales, espero que os guste, cualquier duda me la cometáis 🙂

RESUMEN

La disponibilidad de imágenes de satélite adquiridas con sensores multiespectrales permiten realizar un seguimiento de cualquier cobertura terrestre. En este póster se muestran los resultados obtenidos utilizando una imagen ASTER y el índice NDSI para la determinación del área de un glaciar.

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INTRODUCCIÓN

Estudiaremos una escena de una parte de un glaciar de la Cordillera Blanca (Perú). La Cordillera Blanca es una cadena de montañas nevadas ubicadas al norte del Perú, que conjuntamente con la Cordillera Negra, (al oeste de la Cordillera Blanca) forman el llamado callejón de Huaylas por el cual fluye el río Santa, este glaciar constituye una gran reserva de agua dulce para la región, por tanto su variación afecta a los recursos hídricos de la zona.

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 Algunos resultados previos obtenidos en esta zona de estudio pueden encontrarse en Silverio & Jaquet (2005) o Pasapera-Gonzalez et al. (2010).

                         METODOLOGÍA y RESULTADOS

Se ha utilizado un imagen del sensor ASTER (Advanced Spaceborne Thermal Emission and Reflection Radiometer), este presenta una órbita heliosincrónica a una distancia de 705 kilómetros, con un ciclo de repetición de 16 días. Obteniendo imágenes multiespectrales:

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 La imagen ASTER (ASTL1B)  viene en valores de radiancias con lo que debemos expresar estos valores en reflectividades, para ello se utiliza la ecuación estándar  para el cálculo de reflectividades TOA (en el techo de la atmósfera), valida para cualquier sensor:

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Una vez obtenida la reflectividad podemos conocer el área del glaciar mediante un cociente de bandas multiespectrales de la imagen ASTER, concretamente aplicando el índice NDSI (Normaliced Difference Snow Index):

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 Donde las bandas 1 y 4 son de reflectividad Aster, ambas redimensionadas a 30 m de tamaño de píxel.

A partir del programa ENVI obtenemos el histograma de la imagen de NDSI y podemos así obtener un umbral aproximado para los valores del índice con lo que podemos colorear la imagen según sus diversos valores.

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 Se ha considerado un umbral de NDSI: 0.45 – 0.86 obteniendo una ROI que  permite calcular el área del glaciar, obteniendo un total de 17172 Ha. .Para mejorar los resultados se varió  este método realizando una ortorectificación de todas las imágenes con base al Modelo digital de elevación (DEM), para así paliar el efecto del relieve en nuestros datos y obtener un nuevo índice NDSI más preciso. Se obtiene un histograma más continuo y un valor final para el área de 17018 Ha  tras aplicar el nuevo umbral de 0.45-0.8. Obteniendo finalmente la imagen del glaciar con toda su área:

CapturaCONCLUSIONES

Mediante sensores multiespectrales obtenemos fácilmente el área de cubiertas de interés. Realizando una ortorectificación de las imágenes obtenemos valores más precisos de NDSI y del área ocupada por el glaciar. La Teledetección es una herramienta importante para  el estudio de la dinámica glaciar, dinámica que está ligada a los recursos hídricos de las regiones donde estén ubicados los glaciares ya que estos regularizan el flujo de agua de forma natural. Con  el estudio de la variación de área ocupada se contribuyen a un mayor conocimiento de los recursos hídricos y del clima.

Bibliografía:

-Silverio, W., and Jaquet, J.-M. Glacial cover mapping (1987-1996) of the Cordillera Blanca (Peru) using satellite imagery, Remote Sensing of Environment, 95, 342-350, 2005.

-Pasapera-Gonzalez, J. J., Villón-Reinoso, C., Moreno, R. D., Pareja-Quispe, D., Jiménez- Muñoz, J. C., Mattar, C., and Sobrino, J. A., Pastoruri glacier cover mapping from Landsat and ASTER imagery, 3rd Recent Advance in Quantitative Remote Sensing, 27Sep-1Oct, Torrent (Valencia), Spain, pp. 586-590, 2010.

CODIGO QR CON IMÁGENES DE LA CORDILLERA BLANCA (PERU):

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La Sonda MAVEN y Marte

Esta noche concretamente a las 3.30 h del lunes llegará a Marte la sonda MAVEN:

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Lanzada  por  NASA el 18 de noviembre de 2013, tras 10 meses de viaje y recorrer 711 millones de Kilómetros la nave espacial entrará en órbita alrededor de Marte:

Captura2Imagen de la sonda MAVEN “Mars Atmosphere and Volatile Evolution”, además maven en inglés significa «experto».

En la superficie marciana hay una amplia evidencia de que el agua ha fluido por su superficie, lagos secos, cauces de ríos, minerales que solo se pueden forman en presencia de agua….

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Pero hoy en día Marte es un planeta frío y seco, los científicos creen que la pérdida de agua de Marte pudo haber sido causada por la pérdida de la atmósfera primitiva del planeta. MAVEN, será la primera nave espacial dedicada al estudio de la atmósfera superior del planeta rojo y la evolución de los elementos volátiles de su atmósfera.

CapturaLos instrumentos de la sonda MAVEN analizarán la atmósfera superior del planeta y cómo esta interactua con el Sol.  Con estos estudios podremos entender bien porque el clima de Marte ha cambiado tanto con el tiempo.

Además como nota curiosa MAVEN lleva en su interior un DVD  con miles de nombres de todos aquellos que quisieron apuntarse y dejar sus datos para que lleguen a Marte, no en persona pero sí en esencia ;-), además la sonda lleva también tres poemas sobre Marte.

946030_10200967600573102_246491692_nMarte es un planeta muy estudiado, y cada vez conoceremos más todas la características de Marte y puede que descubramos sí hubo vida en el planeta y sí tal vez la vida de la Tierra pudo llegar desde Marte…. ¿no os parece fascinante?

Para saber más:

Sigue en directo la llegada de MAVEN  a Marte:

http://www.sondasespaciales.com/portada/2014/09/sigue-en-directo-la-llegada-de-maven-a-marte/

http://www.nasa.gov/mission_pages/maven/main/#.VB6I3vl_uSo

 

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Un saludo a tod@s.

Jose Vicente

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Ampliación página Teledetección

En la pestaña de “Teledetección” del Blog se ha ampliado el apartado “trabajo de Teledetección” colocando las gráficas y la explicación de estas.

También se ha añadido una página: Propiedades de los aerosoles y sensor MODIS. Para que sepáis un poco más sobre las propiedades de estos componentes tan importantes de la atmósfera y como se pueden detectar desde satélite con un sensor, concretamente con el sensor MODIS de los satélites TERRA y AQUA de NASA.

El apartado de Teledetección es un poco más complicado y hay muchas formulas, pero cualquier cosa que no entendáis me la preguntáis :-).

Un saludo a tod@s.

Jose Vicente

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“Mi Universo” en las ondas

Participo en el programa “Ahí la llevas” de Radio Godella, que podéis escuchar en el 98.0 FM si vivís en Valencia o en radiogodella.com sí lo queréis escuchar desde cualquier lugar del mundo, os invito a escucharlo en directo o desde la página web de Ahí la llevas.

Todos los lunes de 18 a 19 h podréis disfrutar de un programa sobre móviles, aplicaciones, tecnología, Internet, noticias curiosas, entrevistas y ciencia. Todo ello en cuatro secciones muy bien llevadas por Nofri Belmonte (Entrevistas o Ke ases?), Iván (con acento) (Apps), Claudio García (Al norte del muro) y Mars Attacks (un servidor ;-)).

Como ya habéis descubierto mi sección se llama “Mars Attacks”  y hablo durante unos 10 minutos sobre ciencia y Astronomía, de una forma distendida y para que todos entendáis el fabuloso mundo del Cosmos y de la Ciencia :-). Y para que tengáis algún dato que recordar curioso sobre astronomía, ya que hay cosas increíbles que muy pocos saben… es como la frase de la mítica película Blade Runner:

“Yo… he visto cosas que vosotros no creeríais: Naves de ataque en llamas más allá de Orión. He visto rayos C brillar en la oscuridad cerca de la Puerta de Tannhäuser……” – Roy Batty

Bueno naves no he visto, cosas extrañas en el cielo sí, pero todas explicables, ahora que… sí que he visto planetas, nebulosas, estrellas fugaces, galaxias a millones de años luz….. cosas que os contaré en esta sección.

Desde este enlace podéis escuchar la sección completa o todo el programa:

http://ahilallevas.com/category/mars-attacks/

¡¡Nos escuchamos en las ondas!!

Jose Vicente

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.

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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 !!

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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

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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

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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.

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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.

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Un saludo a tod@s 🙂

Jose Vicente

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[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.

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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.

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