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Los Componentes del Sistema Solar

Desde la nube de gas y polvo (nueve molecular) que dio lugar al sistema solar, tal y como lo conocemos en la actualidad, han pasado millones de años y todos los objetos se han ido ubicando en el espacio interplanetario siguiendo la propia física de la nube molecular.CapturaTenemos diferentes objetos en nuestro Sistema Planetario: El Sol (nuestra estrella), los planetas y los cuerpos menores. Definiremos los cuerpos menores y los planetas:

Un cuerpo menor del Sistema Solar (CMSS o SSSB “small Solar System body”) es, según la Unión Astronómica Internacional (IAU) un cuerpo celeste que órbita en torno al Sol y que no es un planeta, planeta enano o satélite.

La IAU por tanto define los planetas y los otros cuerpos en nuestro Sistema Solar de la siguiente forma:

Un planeta es un cuerpo celeste que:

(1) Tiene su órbita alrededor del Sol.

(2) Tiene suficiente masa para que su propia gravedad supere las fuerzas de cuerpo rígido de manera que asuma un equilibrio hidrostático (casi esférico).

(3) Ha despejado la vecindad de objetos alrededor de su órbita.

– Un planeta enano es un cuerpo celeste que cumple los puntos (1) y (2) pero no el (3).

– A todos los demás objetos  (menos los satélites), que orbitan alrededor del Sol, se les denomina como cuerpos menores del sistema solar o CMSS. Por tanto tendremos la siguiente clasificación de cuerpos menores:

 Cuerpos Menores ó “CMSS”:

 –Polvo interplanetario (IDPs). Se encontraría en prácticamente todo el sistema solar.

 –Meteoroides, meteoros y meteoritos: cuerpos resultantes de eyección de cometas o choques de asteroides.

 –NEAs, (Objetos cercanos a la Tierra), tendremos tres tipos según su cercanía a la Tierra: Atenas, Apolo y Amor.

 –Cinturón principal de Asteroides (CP): asteroides entre la órbita de Marte y Júpiter.

 –Los Troyanos y Griegos: asteroides en puntos de Lagrange de Júpiter.

Centauros: objetos con órbitas cruzadas entre Júpiter y Saturno.

 –Objetos Transneptunianos, el cinturón de Kuiper: objetos más allá de la órbita de Neptuno.

 –La Nube de Oort (CO) y los cometas: son los objetos menores más alejados del Sol.

 –Otros objetos menores: podemos encontrarnos con los MBCs (Main Belt Comets)  que son objetos ubicados en el Cinturón principal con características cometarias, y con los ACOs (Asteroides en órbitas cometarias).

Podemos ver en la  figura siguiente la ubicación de las zonas más importantes de asteroides, según su distancia al Sol:

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 En la actualidad se conocen miles de asteroides, principalmente en el cinturón principal (CP), que está entre la órbita de Marte y Júpiter. Esta zona se pensaba que debía estar ocupada por un planeta pues siguiendo la relación de Titius-Bode1:

 a = 0.4+0.3 x 2n, [1]

Donde “n” toma valores desde menos infinito hasta infinito, y donde “a” es el semieje mayor de la órbita, n igual a menos infinito sería mercurio, n=0 sería Venus, etc., así se predijo que en la posición n=3 (entre Marte y Júpiter) debería de haber  un astro, sin embargo en esa zona nos encontramos con miles de asteroides. En esta región, debido al intenso campo gravitatorio de Júpiter, no se pudo formar ningún planeta a partir de cuerpos más pequeños (fenómeno llamado de acrecimiento). Los planetesimales primigenios más pequeños quedaron en órbitas resonantes respecto a los cuerpos más masivos y se dispusieron en multitud de fragmentos alrededor del sol.

En la actualidad los cuerpos más interesantes son los NEAs (Near Earth Asteroids) que son asteroides que pasan muy cerca de la Tierra, por lo que pueden ser una auténtica amenaza para la Tierra. Estos asteroides cuando entran en resonancia con Júpiter son enviados hacia el interior del sistema solar, hecho que suele ocurrir en unos pocos millones de años.

   Por tanto, es precisa una catalogación muy exacta de todos estos objetos, pues son un auténtico peligro para la Tierra. Se han enviado satélites para su observación y toma de muestras, e incluso el telescopio espacial Hubble ya ha detectado centenares de ellos.  Ahora hay que estar vigilantes para que podamos defendernos de cualquier impacto en la Tierra. Aunque la posibilidad en cierto modo es baja (pero está ahí), ya hubo muchos impactos en la Tierra en la antigüedad. El más reciente y catalogado fue la caída de un pequeño trozo de cometa en Siberia, concretamente en Tunguska en 1908, provocando una destrucción de una zona de bosque de varios kilómetros. Este impacto no provocó ningún cráter, simplemente una gran deflagración que calcinó todo lo que encontró a su paso.

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Árboles caídos en Tunguska tras el impacto de un cometa. Fuente Wikipedia

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[1] :Ley de Titius Bode: regla para predecir la existencia de un objeto celeste a 2,8 UA desde el Sol. Formulada en 1766 por Johann Daniel Titius

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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.

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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 :-).

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Tipos de Telescopios

En esta entrada aprenderemos los diferentes tipos de telescopios que hay, y en próximas entradas descubriremos su uso, porque aunque parezcan elementos complicados… no lo son y podemos ver cosas maravillosas en el firmamento, ahora sí, siempre que los usemos correctamente.

Podemos definir el telescopio de la siguiente forma:

Dispositivo óptico diseñado para recoger la mayor cantidad de luz posible procedente de objetos lejanos, y concentrarla en un espacio reducido para su observación y estudio”

Tenemos dos tipos de telescopios: terrestres y astronómicos. Los primeros tienen una lente adicional (llamada inversora) que pone derecha la imagen. Los telescopios astronómicos no tienen esta lente, y la  imagen se ve al revés. Esta lente adicional provoca pérdidas de luminosidad por tanto en el telescopio astronómico no se instala para así poder observar objetos más débiles.

 Partes básicas de un Telescopio.

Tenemos las siguientes partes básicas, ya sea refractor o reflector:

CapturaFigura 1: Objetivo: lente o espejo que recoge la luz, Ocular: salida y amplificación de la imagen, Buscador: pequeño telescopio para búsqueda de los objetos, Montura: seguimiento de los objetos, Trípode: sujeción estable del telescopio. Tubo: sostiene la óptica del telescopio.

Diseños de telescopios.

Tenemos tres tipos básico de telescopios: Refractor, reflector y catadióptrico.

1) Telescopio refractor o kepleriano. Se basa en la refracción de la luz. Es un telescopio constituido por lentes, consiste en un tubo en cuya abertura tenemos una lente (objetivo) y en la salida un ocular (conjunto de lentes) para la amplificación de la imagen, que es donde colocamos el ojo

.CapturaFigura 2: esquema de un telescopio refractor, la imagen se focaliza en el plano focal, y se observa aumentada por el ocular.

Captura                                 Figura 3: Telescopio refractor.

Suelen ser telescopios robustos en comparación con los reflectores y con poco mantenimiento. Brinda imágenes de gran contraste y bien definidas. Son muy buenos para observar la luna, planetas o estrellas dobles. Las desventajas son que para una misma abertura son más caros que un reflector, y las lentes, sobre todo si son telescopios baratos, suelen tener aberración cromática (halo débil de colores alrededor de la estrellas).

2) Telescopio reflector o newtoniano. Se basa en la reflexión de la luz en espejos. Cuenta con un espejo primario grande curvado (espejo objetivo) en el fondo del tubo, este espejo es el encargado de acumular y reflejar la luz, esta imagen es desviada a un espejo secundario plano que la desvía hacia un costado del tubo donde colocamos el ocular.

Captura                                          Figura 4: Esquema de un telescopio reflector

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   Figura 5: Telescopio reflector

Los modelos de gran abertura suelen ser más compactos y fáciles de manejar que los refractores, además con una misma abertura tiene un precio menor que un refractor. Son muy buenos para la observación de galaxias, nebulosas y cúmulos estelares, debido a que recogen mucha más luz que un refractor. Las desventajas de este telescopio es que es muy sensible a los golpes que pueden desalinear los espejos. Necesita cada cierto tiempo mantenimiento ya que el espejo va perdiendo reflectividad y es necesario realuminizarlo. También en algunos telescopios suele aparecer varias aberraciones debidas a los espejos: “coma” que provoca que se vean las estrellas en el borde del campo de visión en forma alargada y aberración esférica (estrellas redondeadas).

3) Telescopio catadióptrico. Este telescopio combina tanto lentes como espejos, y es el más utilizado en observatorios profesionales. Hay dos modelos el Schimidt-Cassegrain y el Maksútov-Cassegrain. En el Schimidt-Cassegrain la luz entra a través de una delgada placa de cristal (lente correctora) situada en la parte frontal del telescopio que ayuda a compensar o minimizar las aberraciones que genera el espejo, el espejo primario  refleja la luz hacia el espejo secundario, y éste la redirige hacia la parte posterior del tubo óptico, a través de un orificio en el espejo primario, donde se sitúa el ocular. De esta forma, la luz recorre varias veces la longitud el tubo antes de llegar al ocular. En el telescopio de Maksútov-Cassegrain el sistema es el mismo solo que se sustituye la lente correctora por una lente gruesa en forma de menisco.

CapturaFigura 6: Esquema de un telescopio Catadióptrico

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Figura 7: Telescopio Catadióptrico.

Estos telescopios tienen una óptica excelente, y están corregidos de aberraciones, son muy buenos para todo tipo de observaciones: planetas, galaxias, nebulosas, etc. así como para astrofotografía. El único inconveniente es su alto precio en comparación con los demás tipos de telescopios.

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Los Asteroides Centauros

Los centauros son asteroides que se encuentran entre Júpiter y Saturno,y que describen órbitas cruzando estos dos planetas.

Captura                       Órbitas e inclinación orbital de varios Centauros

Su cruce con las órbitas de estos planetas tan masivos les provoca órbitas muy inestables en una escala de tiempos de un par de millones de años, por tanto son objetos que evolucionan muy rápidamente en su órbita y se convierten en caóticos. Llegando incluso a convertirse en cometas de corto periodo o cometas activos de Júpiter, chocando finalmente con el Sol o siendo expulsados en algunos casos fuera del sistema solar si se acercan mucho a Júpiter, ya que caen muchas veces en zonas de resonancia.

Captura                             Zonas de resonancia asteroide-Júpiter.

Por tanto podemos decir que estos objetos a mitad de camino entre el cinturón de Kuiper y los troyanos de Júpiter, son la fuente principal de cometas de corto periodo, sin embargo el origen de los propios centauros sigue todavía hoy en día en debate, ya que hay una gran variedad de estos objetos con lo que se cree que hay muchas fuentes que repueblan las órbitas de los centauros. Se cree que los centauros se repueblan a partir de objetos de los troyanos de Neptuno y de los troyanos de Júpiter.

Captura(10199) Chariklo es un centauro que se encuentra entre las órbitas de Saturno y Urano a 16 UA de distancia media del Sol

Utilizando simulaciones de la dinámica del primer troyano de Neptuno descubierto “(2001) QR322” junto con simulaciones de las migraciones de las nubes de troyanos de Neptuno en la migración planetaria, muestra que un gran número de objetos de la población de troyanos de Neptuno son inestables en escala de tiempos muy grandes (unos dos millones de años), estos objetos inestables evolucionarían a órbitas tipo centauro. Siendo por tanto los troyanos la fuente principal de los centauros (Horner-Lykawka 2010).

     Los centauros capturados por Júpiter como hemos visto se pueden convertir en cometas activos de corto periodo, vistos por un observador desde la Tierra cuando están en forma de cometa haría pensar que son de características iguales a las de un cometa, pero en la actualidad esto se está discutiendo bastante, ya que están en zonas muy frías del sistema solar con lo que deben contener lo que se denomina hielo amorfo, esto provoca la aparición de una coma en su aproximación al sol, este hielo amorfo se convierte en forma cristalina (Jewit,David 05/2009) acompañado a su vez con liberación de los gases atrapados en el asteroide, convirtiéndolos en los que se denominan cometas activos de Júpiter de periodo corto.

Un saludo 😉

Jose Vicente

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Los cuerpos menores: Reliquias de la formación del Sistema Solar

 Tenemos que remontarnos a hace aproximadamente 4600 millones de años cuando a partir de una nube molecular de gas y polvo se empezó a formar lo que hoy conocemos como Sistema Solar. El detonante que hizo que la nube molecular colapsara dando origen a nuestro Sistema Solar pudo ser producido por la explosión de una supernova cercana que envió una onda expansiva de gases calientes que se topó con la nube provocando su colapso. Sería una explicación del colapso que fue necesario para la formación del sistema Solar, pero solo es una hipótesis y actualmente se sigue investigando en ello.

En el caso de nuestro Sistema Solar las inestabilidades gravitacionales provocaron el colapso de la nube molecular y comenzó la formación del Sistema Solar actual. La mayor parte del momento angular estaba en la zona periférica al centro de la nube lo que evitó el colapso sobre el protosol que estaba en su centro, en los alrededores del Sol la materia giraría más deprisa que al principio del colapso. La zona central tenía una enorme temperatura, mucha densidad y además se producían procesos muy intensos como, turbulencias o colisiones. Estos procesos tan intensos provocaron que los elementos pesados estuvieran más presentes en el centro de la nube y los elementos más ligeros más alejados del centro. Por tanto en la zona cercana al protosol se formarían los planetas rocosos. A partir de unos 20 UA[1] la presencia de elementos ligeros sería más abundante lo que permitiría la formación de los planetas gaseosos y helados.

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 El proceso de formación de los planetas se debió a procesos de acreción de material, lo que se denomina acrecimiento. Debido a la inestabilidad gravitacional de la nube se formarían aglomeraciones de materia de forma aleatoria y asimétrica, esto instaría a colapsos de trozos de la nube. Los trozos más grandes tendrían la masa suficiente para empezar a retener material, este material serían pequeños granos de polvo o hielo que colisionando a baja gravedad irían formando trozos más grandes, y formando finalmente planetesimales. Los trozos más pequeños que los planetesimales no ejercen suficiente atracción gravitatoria como para agregar otras partículas se agregarían entonces a partir de fuerzas intermoleculares del tipo Van der Valls.

Además se produce lo que se denomina un movimiento browniano, este movimiento browniano es un movimiento aleatorio que se produce cuando las pequeñas superficies son bombardeadas por partículas del fluido sometidas a una alta agitación térmica.

Las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dieron lugar a colisiones y a la excitación dinámica de poblaciones de pequeños cuerpos que aún no habían sido acretados por los protoplanetas. Esta excitación provocó que los asteroides localizados cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales relativas, llevando a la fragmentación de los mismos cuando se producía una colisión y evitando la aglomeración en objetos de mayor tamaño. Así se formó el actual Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter.

Después de 600 millones de años tras la formación inicial del sistema solar Júpiter y Saturno entraron en resonancia 2:1 en ese momento se produjo una situación de desestabilización que provocó que fueran afectadas las órbitas de Urano y Neptuno, que llegarían incluso a intercambiar sus posiciones respecto al sol, es lo que determina el Modelo de Niza.

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Esas interacciones gravitatorias provocaron un barrido de la población externa de planetesimales helados, que se quedarían en la zona que actualmente llamamos cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos (TNOs). Provocando además mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre la zona externa del CP y entre los asteroides Troyanos de Júpiter.

Una parte de los planetesimales que sobrevivieron a estas colisiones a lo largo de la formación del sistema solar los encontramos hoy en día orbitando en torno al Sol, son los asteroides y los cometas, por tanto son Reliquias de la formación del Sistema Solar.

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

Saludos 😉

Jose Vicente

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

Las Misiones espaciales a cuerpos menores

 Los cuerpos menores (asteroides, cometas) son muy pequeños y con observaciones desde la Tierra obtenemos pocos datos, sólo cuando se observan desde sondas enviadas a su encuentro es cuando empezamos a recabar información más relevante sobre sus características. Desde los años 70 se han enviado muchas misiones al espacio en busca de estos objetos, especialmente a cometas y en estas últimas décadas a asteroides, repasaremos en este punto las principales misiones y sus descubrimientos más importantes. Probablemente la primera misión más interesante que se hizo fue la visita la cometa Halley, este cometa de aparición cada 76 años es uno de los más vistos  a lo largo de la historia del hombre, hay numerosas observaciones de todo tipo de culturas y es de los más documentados, la primera observación se remonta al año 239 a.c., para esas antiguas culturas era presagio de catástrofes y malas predicciones para los reyes de la época, pero sólo era un cometa. En 1304 el pintor Giotto de Bondone lo incluyó en su pintura del nacimiento de  Belén, seguramente por alguna aparición espectacular.

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Por tanto fue objetivo de la comunidad científica en su paso por la Tierra en 1986, se enviaron seis misiones, desde Japón las naves Suisei y Sakigake que tomaron imágenes ultravioletas y medidas de la interacción de viento solar con el cometa, de la antigua URSS las sondas Vega 1 y Vega 2 que su misión principal era Venus pero contactaron también con Halley, desde EEUU  se lanzó la sonda ICE que interceptó la atmósfera del cometa, pero la misión más importante a Halley fue la misión Giotto de la Agencia Espacial Europea, llegó a acercarse hasta los 596 km del cometa, fue un encuentro de alto riesgo pues se temía que los impactos de los granos de polvo la destruyeran, tras atravesar la cola sufrió miles de impactos que la dejaron temporalmente fuera de servicio pero se recuperó y pudo seguir su misión.

 Los resultados fueron espectaculares, determinó la composición del material eyectado por el cometa descubriendo que el 80% de lo desprendido por el cometa era agua, observó que el núcleo es muy oscuro determinando su albedo en el 4%, también determinó que la abundancia de los elementos hallados salvo el nitrógeno fueron formados a partir de la nube protosolar, por tanto era una reliquia de la formación del sistema solar. Giotto siguió camino hacia otro cometa tras visitar Halley, fue en busca del cometa Grigg-Skjellerup cometa menos activo y alejado del Sol con lo que pudo estudiarlo sin menos daños tomando datos de la eyección de polvo del cometa.

En los años 90 es destacable el lanzamiento de la nave SOHO de observación del Sol que ya ha observado más de 100 cometas en su aproximación al Sol. Una sonda que pudo observar el choque de un cometa con un planeta fue la sonda Galileo que se envió en 1989 para estudiar el planeta Júpiter y que fue testigo del choque del cometa Shoemaker-Levi con el planeta Júpiter.

Captura                   Choque del cometa Shoemaker-Levi con el planeta Júpiter.

La NASA en 1998 lanzó la sonda Deep Space 1 para tomas imágenes del cometa Borrelly, que son unas de las mejores imágenes tomadas del núcleo de un cometa, y pasó también a 15 km del asteroide (9969) Braille, pero no pudo tomas imágenes por fallos en el sistema. En 1999 se lanzó por parte de la NASA la sonda Stardust hacia el cometa Wild 2 con la misión de recogida de partículas de la cola cometaria para su estudio en la Tierra, para recoger este polvo cometario utilizó un “aerogel” que es un gel muy poroso y denso donde se quedarían insertadas las partículas de polvo, la sonda regresó en 2006 a la Tierra con las muestras de ese polvo.

    En nuestro siglo se ha ido más allá, aparte de tomar muestras de eyecciones de cometas y de  tomar imágenes de asteroides y cometas se han lanzado misiones para recoger muestras de asteroides y cometas aterrizando en ellos, como es el caso de la misión Rosetta que lanzada en 2004 hacia el cometa 67-P/Churyumov-Gerasimenko lanzará una sonda sobre el cometa que tomará las primeras muestras de un núcleo cometario en noviembre de este año. La nave en su viaje hacia el cometa ya ha pasado por dos asteroides (2867) Steins en 2008 ,21 Lutetia y P2010 A2 en 2010 que además fue todo un descubrimiento pues P2010 A2 tenía comportamiento cometario ya que eyectaba algún tipo de material, más tarde se descubrió que era fruto de un choque con otro asteroide.

10590654_680439885358921_7877321264964823624_n                                      Cometa 67-P/Churyumov-Gerasimenko

  Rosetta, actualmente en órbita sobre el cometa, está tomando datos sobre la caracterización global de núcleo, la composición de los volátiles y refractarios del núcleo, estudio de la actividad cometaria y caracterización global de asteroides, incluyendo la determinación de las propiedades dinámicas, morfología de la superficie y la composición. Todo esto gracias a la sonda que aterrizará en el cometa, por tanto será un hito para el estudio de los cometas pues significará descubrir “la piedra rosetta” de los cometas, así como gracias a la piedra rosetta que ayudó a descifrar los jeroglíficos egipcios, esta misión denominada igual en honor a tan famosa piedra ayudará a descifrar los enigmas de los cometas.

   Pero ya hemos llegado a tomas muestras de un asteroide, fue con la sonda Hayabusa, llevada a cabo por la Agencia Japonesa de Exploración Aeroespacial, cuyo objetivo fue la toma de muestras para ser llevadas a la Tierra, el objetivo fue el asteroide (25153) Itokawa, la capsula con las muestras fue recogida en junio de 2010 en el desierto central australiano y dio a conocer un resultado importante sobre el asteroide: es de tipo condrita es decir de tipo S, exactamente igual que los meteoritos más comunes recogidos en Tierra, también se descubrió que el asteroide tenía poca erosión espacial (de solo 8 millones de años), con lo que se concluyó que era mucho más grande inicialmente y por un algún choque se partió y se volvió a juntar en un montón de escombros.

   Por ultimo mencionar una misión que puede dar muchos datos de los objetos más alejados del sistema solar, se trata de la misión New Horizons de la NASA, esta sonda fue lanzada en enero de 2006 con destino a Plutón, tras varios pasos por Júpiter llegará a Plutón en 2015, su misión será estudiar a Plutón y a todas sus lunas, y estudiará objetos del cinturón de Kuiper entre los años 2015 y 2020.

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Sonda New Horizons

Poco a poco la humanidad ira conociendo más en profundidad todos los objetos del sistema solar y pronto comprenderemos como se formó y de donde provienen todos los cuerpos menores de nuestro fabuloso Sistema Solar.

Jose Vicente

Formación de estructuras en cuerpos de baja gravedad.

Los asteroides están formados por un conglomerado de “escombros” de la nube primordial, que con el paso del tiempo han ido evolucionando por diversos factores, como es la radiación solar, los choques con otros asteroides, formación de pequeños cráteres, etc.

Pero lo importante es determinar qué fuerzas son las que actúan para mantener cohesionados todos estos trozos de material en un cuerpo de tan baja gravedad como es el caso de los asteroides. Un tipo de asteroide que ha sido estudiado en profundidad es el asteroide de tipo amor (25143) Itokawa. Este asteroide fue visitado en el año 2005 por la nave Hayabusa, que pudo tomar toda una serie de datos del asteroide, como su masa, dimensiones, densidad,etc. Se trata de un asteroide de dimensiones 535x294x209 m , con una masa de 3.51 x 1010 Kg y una densidad estimada de 1.9 g/cm3, su gravedad es de 0.0001m/s2 y la velocidad de escape del asteroide de 0.0002km/s. Como se observa tiene una baja gravedad, por tanto todo el conglomerado de escombros están unidos por fuerzas de cohesión que son superiores a la fuerza de la propia gravedad del objeto.

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Asteroide Itokawa, descubierto en 1998 por el telescopio LINEAR

Todos los asteroides tienen una fuerza gravitatoria muy baja, como hemos visto en el Itokawa, y unas densidades muy por debajo que la densidad de los meteoritos recogidos en Tierra, esto indica que la mayoría de los asteroides tienen una alta porosidad.

Según la porosidad los podemos dividir en tres tipos:

-(a) Asteroides sólidos.

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

-(c) Asteroides con macroporosidad mayor del 30% que sería el caso de estructuras tipo “pilas de escombros”.

En general se puede decir que los asteroides tienen una alta macroporosidad en su interior, manteniendo así mismo el material suelto en la superficie, que debido a la poca fricción y gravedad hace que las pequeñas partículas no puedan rellenar las fracturas y huecos del objeto. Esta alta porosidad provoca también que los choques sobre estos asteroides se atenúen rápidamente y que se formen cráteres por compactación y no por eyección de material. Por tanto en el interior de estos asteroides tan porosos hay muchos huecos.

La sonda que visitó al asteroide Itokawa despejó muchas dudas sobre la estructura de los asteroides. Este en particular tiene una alta velocidad de rotación por lo que si es una pila de escombros cabría pensar que las fuerzas centrípetas llegarían a vencer a su baja gravedad y llegarían a romper el asteroide, pero no es así. La solución es la siguiente, estos cuerpos se mantienen unidos por fuerzas de Van der Waals (1).

Las fuerzas de Van der Waals, que son fuerzas atractivas o repulsivas entre moleculas, serían las responsables de la cohesión de los granos de polvo del regolito de los asteroides. El regolito es una capa continua de material fragmentario, producida por impactos meteoríticos, que forma los depósitos superficiales en los asteroides. Las fuerzas de Van der Waals pueden explicar la evolución de los asteroides, y su escala de tamaños, y también explicaría la estructura y evolución de los anillos planetarios. Para el caso de los asteroides los granos de polvo experimentan una fuerza de cohesión entre sí debido a la fuerza de Van der Waals. Esto provoca que todo el regolito este cohesionado y no salga despedida ninguna roca de la pila de escombros.

Todo este material que está sobre la superficie del asteroide puede sufrir erosión, porque aunque esté en el vacío hay ciertas influencias que pueden erosionar la superficie del asteroide, por ejemplo los impactos, la implantación de iones de viento solar, pulverización o bombardeo de micrometeoritos. Estas influencias provocan una erosión espacial, para estudiar este tipo de erosión se suele tomar como referencia la superficie lunar y compararla con la superficie de los asteroides.

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

Un saludo a tod@s

Jose Vicente 😉

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

(1): Fuerzas de Van der Valls: es la fuerza atractiva o repulsiva entre moléculas debidas al enlace covalente o a la interacción electrostática de iones con otros o con moléculas neutras

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

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