DISTRIBUCION DE LOS CUERPOS MENORES EN EL SISTEMA SOLAR by Jose Díaz Martínez

DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR

2ª convocatoria del TFM - Curso 2010-2011 TRABAJO FINAL DE MASTER (TFM) Alumno: Díaz Martínez, José Vicente DNI: 52682538A e-mail: josevicente.diaz@campusviu.es Tutor: Dr. Juan Gutiérrez Soto

DISTRIBUCIÓN Y CARACTERIZACIÓN DE LOS CUERPOS MENORES DEL SISTEMA SOLAR Universidad Internacional Valenciana

ÍNDICE Página

Resumen…………………………………………………………………………………… 3 1.- Objetivos, metodología, motivaciones e introducción……………………….............4 2.- Formación del sistema solar. Los cuerpos menores como reliquias del sistema solar……………..…........................9 3.- Los Puntos de Lagrange, zonas de acumulación de asteroides…………………..11 4.- Los Cuerpos menores del sistema solar (CMSS)……………………………..........14 4.1.- El polvo interplanetario (IDPs)…………………..………………………………..15 4.2.- Meteoroides, meteoros y meteoritos……………..………………………………18 4.3.- Los NEAS. Objetos cercanos a la Tierra…………..………………………........26 4.4.- El Cinturón Principal de asteroides (CP)………….……………………..……...32 4.5.- Los asteroides troyanos………….…………………………………………….....38 4.6.- Los Centauros………………….…………………………………………………..39 4-7.- El Cinturón de Kuiper (CT)…………………………………………………….....40 4.8.- La Nube de Oort (NO)………………………………………………………….....42 4.8.1.- Los cometas…………………………………………………………………...44 4.9.- Objetos MBCs………….……………….………………………………………….49 5.- Formación de estructuras en cuerpos de baja gravedad………………................51 6.- Misiones espaciales a cuerpos menores……………………………………............53 Conclusiones………………………………………………………………………………..58 Bibliografía…………………………………………………………………………………..60

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Resumen. Desde los albores de la Humanidad se han observado en el cielo todo tipo de fenómenos astronómicos, los pasos de cometas y los impactos de meteoritos eran los más espectaculares y no dejaban indiferente a ningún ser humano. Los cometas suponían un auténtico espectáculo y para algunos era un mal presagio, se pensaba que el cielo estrellado era imperturbable, inamovible y cualquier cambio en él no tendría buenos resultados para los pobres humanos. No se conocía la mecánica del Sistema Solar y sólo se veía en las estrellas unas luces muy lejanas. ¿Pero qué son estos objetos que aparecían y desaparecían perturbando el inamovible cielo y que desde hace tanto tiempo han cautivado y aterrorizado a tantos seres humanos? La respuesta es sencilla, no son más que algunos tipos de los millones de cuerpos menores que tenemos en el sistema solar. En la actualidad se conocen miles de ellos, hay de todo tipo y forma, y ubicados en prácticamente todo el Sistema Solar. Los cometas y los meteoros (estrellas fugaces) son los que podemos observar a simple vista desde la Tierra, pero hay muchos tipos más. Los NEAs (objetos que pueden chocar con la Tierra), los Troyanos (objetos en órbitas junto a Júpiter), un cinturón enorme de asteroides entre Marte y Júpiter o los más alejados, los objetos de la Nube de Oort. Todos estos objetos aunque son pequeños e irregulares en comparación con los planetas, tienen una gran importancia, pues se han mantenido prácticamente imperturbables desde su formación en la nube molecular que dio lugar a lo conocemos en la actualidad como Sistema Solar. Por tanto su estudio es muy importante para conocer como se formó el Sol y los planetas. En este trabajo voy a explicar mediante una recopilación bibliográfica, la caracterización y ubicación de los cuerpos menores en el Sistema Solar.

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1.- Objetivos, metodología, motivaciones e Introducción. En este trabajo de final de Master voy a tratar de dar una visión general de todos los cuerpos menores del sistema solar, su distribución y características más importantes. Siendo una ampliación de lo visto en la asignatura 3 “Sistemas Planetarios” del Máster en Astronomía y Astrofísica de la Universidad Internacional Valenciana. La metodología seguida es una búsqueda de información a través de Internet, libros de astrofísica y artículos científicos de las últimas investigaciones sobre los cuerpos menores que podemos encontrar en la actualidad. Queremos dar una visión actual de lo que se sabe sobre la distribución y características de estos cuerpos menores, que son una auténtica reliquia del Sistema Solar primigenio. Las motivaciones para elegir este tema es mi vinculación a la observación de meteoros en la Sociedad de observadores de Meteoros y Cometas de España (SOMYCE). En sus inicios se estudió multitud de lluvias de meteoros, lluvias todas asociadas a cometas, ahí me dí cuenta de la importancia que tiene el estudio de los cuerpos menores del Sistema Solar. Todos estos cuerpos están relacionados de una forma u otra con nosotros, porque en cierto modo todos provenimos de la nebulosa solar y somos parte de ellos. Observando una estrella fugaz estamos viendo una chispa de compuestos primigenios del Sistema Solar. El estudio de los asteroides es también un tema de actualidad pues se está tomando conciencia del peligro que supone para la Tierra el impacto de un gran asteroide. Y por tanto es importante que haya divulgación sobre los cuerpos menores, sobre todo estudiar cómo podemos actuar sobre ellos para evitar un choque con la Tierra. De hecho actualmente se está entrenando a astronautas, simulando condiciones de baja gravedad en el océano atlántico (figura 1), para la futura visita a un asteroide a través de la misión NEEMO 15.

Figura 1- Póster oficial de la misión NEEMO15 (cortesía de NASA)

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Por tanto los cuerpos menores ahora más que nunca empiezan a ser grandes cuerpos a estudiar. Desde la nube 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. Un cuerpo menor del Sistema Solar (CMSS o SSSB “small Solar System body”) es, según la Unión Astronómica Internacional (IAU) un cuerpo celeste que orbita 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 (figura 2). .

Figura 2: Asteroide Ida, típica forma de un asteroide, formas irregulares y pequeños cráteres-Foto cortesía de NASA

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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 orbitas cometarias). Podemos ver en la

figura 3 la ubicación de las zonas más importantes de

asteroides, según su distancia al Sol.

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Figura 3: Ubicación de los cuerpos menores en el sistema Solar. Donde podemos ver como entre Marte y Júpiter está el cinturón principal, Tras Neptuno tenemos el Cinturón de Kuiper, y los objetos más lejanos del sistema solar en la Nube de Oort-fuente Wikipedia.

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 seria mercurio, n=0 seria Venus, etc., así se predeciría que en la posición n=3 habría 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 formó ningún planeta a partir de cuerpos más pequeños (fenómeno llamado de acrecimiento). Los planetesimales primigenios más 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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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 (figura 4), 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. En este trabajo conoceremos todos los pequeños objetos que pueblan el Sistema Solar, NEAs, TNOs, centauros, troyanos, cometas, meteoritos, meteoros, polvo interplanetario, etc., donde están, porque están ahí, sus características más importantes y su distribución. Con esto podremos saber que otros objetos, a parte de los planetas que todas las noches podemos ver transitando por las constelaciones zodiacales, transitan por el espacio interplanetario y que aunque son pequeños son las reliquias de la formación del sistema solar. Trataré también los puntos de Lagrange, que son zonas de acumulación de asteroides en planetas, sobre todo en Júpiter. Y se dará una visión general de la formación del sistema solar y su determinante influencia en la distribución de los cuerpos menores. Por último veremos las últimas misiones espaciales a cuerpos menores y sus descubrimientos más importantes.

Figura 4: Árboles caídos en Tunguska tras el impacto de un cometa. Fuente Wikipedia

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2.- La formación del Sistema Solar. Los cuerpos menores como reliquias de su formación. Tenemos que remontarnos a hace aproximadamente 4600 millones de años cuando a partir de una nube molecular se empezó a formar lo que hoy conocemos como Sistema Solar. Según el autor José María Trigo en su libro “El origen del Sistema Solar”2 varias investigaciones3 apuntan a que tal vez la formación del sistema Solar se debió a la acción de una Supernova. El detonante que hizo que la nube molecular (gas y polvo) 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 de polvo y gas provocando el colapso de la nube.

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 20UA la presencia de elementos ligeros sería más abundante lo que permitiría la formación de los planetas gaseosos y helados. 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

Libro: El origen del sistema Solar, año 2001-Página 92: explicación de la hipótesis de la Supernova para la formación del sistema solar.

Último estudio: Simulaciones efectuadas por Matthias Gritschneder “The Supernova Triggered Formation

and Enrichment of Our Solar System” M. Gritschneder D. N. C. Lin S. D. Murray Q.-Z. Yin M.-N. Gong(31 Oct 2011)

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no ejercen suficiente atracción gravitatoria como para agregar otras partículas se agregarían entonces a partir de fuerzas intermoleculares del tipo Van der Valls4. 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 Niza5. 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 (figura 5) y los cometas. De los cuales hablaremos a lo largo de este trabajo.

Figura 5: Asteroide Eros, es la primera imagen tomada de un asteroide por una sonda, la imagen fue tomada por la misión NEAR de la NASA, foto cortesía NASA.

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. 5 Modelo de Niza: Modelo que se refiere a la migración planetaria de los Planetas gigantes del Sistema Solar a partir de una configuración inicial más compacta hacia sus posiciones actuales. Explicaría el gran bombardeo de asteroides sobre los planetas y la ubicación de los objetos más alejados del sistema Solar.

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3.- Los puntos de Lagrange, zonas de acumulación de asteroides. Los puntos de Lagrange son lugares en el espacio 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 (figura 6) usando un tercer cuerpo muy pequeño en órbita alrededor de las orbitas de dos cuerpos más masivos.

Figura 6: Problema de tres cuerpos

Podemos decir que los puntos de Lagrange L1, L2, L3, L4 y L5 (figura 7) son las soluciones estacionarias del problema de tres cuerpos restringido a órbitas circulares. En el caso de órbitas elípticas no hay puntos estacionarios sino que más bien se trata de una especie de "áreas". 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 orbita 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.

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Figura 7 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 (figura 8), que se encuentran en la línea que une las dos grandes masas del sistema.

Figura 8: Los puntos de Lagrange en relación Sol-Planeta

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

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tipo de objeto, y de hecho así es, en Júpiter encontramos lo que se denomina asteroides troyanos y griegos en estado de oscilación. Estos asteroides siguen órbitas alargadas en forma de “gota” (figura 7), 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 primer asteroide descubierto en esas zonas fue en 1906 por el astrónomo Max Wolf que descubrió un asteroide que parecía oscilar entorno al punto L4 de Júpiter, tal asteroide se le llamó Aquiles. No se tardó en encontrar más asteroides tanto en L4 como en L5. A los que se descubrieron en L4 se les puso nombres de guerreros griegos y los del punto L5 nombres de los defensores de la ciudad de Troya. En el caso de la Tierra 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 Kordylewski6. 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 “Gegenschein7”, y se debe a la iluminación por parte del sol de partículas meteóricas en dicho punto. 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 Coriolis8 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.

Nubes de Kordylewski: Fueron vistas por astrónomo polaco Kazimierz Kordylewskii en los años sesenta, pero hay todavía controversia acerca de si realmente existen, debido a su debilidad extrema. 7 Gegenschein: Fenómeno descubierto en 1854 por el astrónomo danés Theodor Brorsen. 8 Fuerza de Coriolis: Este efecto consiste en la existencia de una aceleración relativa de un cuerpo en un sistema en rotación, por ejemplo el movimiento circular de las borrascas en la Tierra.

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4- Los Cuerpos Menores del sistema solar (CMSS). Describiré ahora todos los cuerpos menores del sistema solar, empezando por los más pequeños como es el polvo interplanetario y acabando con los objetos más lejanos del sistema solar, los objetos de la nube de Oort. De todos estos hablaremos de sus características y ubicación en el sistema solar. 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 colección, el 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 Tamkin9. 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 2011 MA: Nuestro asteroide fue descubierto en el año 2011, la primera letra mayúscula corresponde a la quincena:

A C E G L

Ene. 1-15 Feb. 1-15 Mar. 1-15 Abr. 1-15 Jun. 1-15

Letras y periodos B Ene. 16-31 - N Jul. 1-15 D Feb. 16-29 - P Ago. 1-15 F Mar. 16-31 - R Sep. 1-15 H Abr. 16-30 - V Nov. 1-15 M Jun. 16-30 - X Dic. 1-15

O Jul. 16-31 Q Ago. 16-31 S Sep.16-30 W Nov. 16-30 Y Dic. 16-31

2011 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

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.

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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 2011 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. 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 2011 MA lo podríamos llamar perfectamente (23457) Viu, 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”.

4.1- El polvo interplanetario (IDPs). El polvo interplanetario (Interplanetary dust particles, IDPs) está compuesto por partículas de hasta 100 µm, a partir de ese tamaño tendríamos Meteoroides y objetos más grandes, por tanto se trata de partículas muy pequeñas. El polvo interplanetario es una variante del polvo cósmico, se le llama interplanetario pues está comprendido entre el sol y los planetas. Es un polvo que ha sido eyectado por colisiones de cuerpos o expulsado por cometas, también es parte de los restos de la formación del sistema solar. El polvo interplanetario lo podemos en cierto modo visualizar desde la Tierra (figura 9). Si la noche es muy oscura y con gran estabilidad podemos ver lo que se denomina luz zodiacal, se llama así pues se puede observar una tenue luz en el plano de la eclíptica en el amanecer o al anochecer. Es simplemente el reflejo de la luz del Sol por parte del polvo interplanetario en las cercanías del Sol. La Tierra en su movimiento alrededor del Sol captura diariamente

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miles de toneladas de este polvo (unas 2900 al día), a ese ritmo se calcula que si no se destruyera este polvo en la Tierra habría una capa de un metro de altura de polvo de color oscuro, el polvo interplanetario.

Figura 9: Luz Zodiacal: puede observarse la tenue luminiscencia sobre el plano de la eclíptica. Imagen cortesía NASA

Veamos ahora la dinámica del polvo interplanetario en el Sistema Solar. Sobre esta micromateria interplanetaria actúan diversas fuerzas: -La presión de radiación; que aparece como una fuerza que actúa sobre el polvo empujándolo y por tanto frenándolo y tratando de desplazarlo hacia el exterior del Sistema Solar. Actúa sobre el polvo un vector de Poynting10, es decir, se ve afectado por la intensidad de la onda electromagnética proveniente del sol. Es una presión muy débil pero muy apreciable en las colas cometarias al acercarse al Sol. - El efecto Poynting-Robertson, La interacción del polvo con la luz solar genera una fuerza de frenado que es débil en comparación con la generada por la presión de radiación pero que disipa energía y momento causando que la partícula caiga muy lentamente en órbitas en forma de espiral hacia el Sol. Este efecto es muy importante para partículas muy pequeñas, pero cuando ya se trata de cuerpos de masa cercana al metro ya no es apreciable. Otro efecto importante es la existencia del campo magnético interplanetario el cual origina una fuerza que tiende a aumentar la inclinación orbital del polvo interplanetario.

Vector de Poynting: es un vector cuyo módulo representa la intensidad instantánea de energía electromagnética que fluye a través de una unidad de área superficial perpendicular a la dirección de propagación de la onda y cuya dirección y sentido son los de propagación de la onda electromagnética.

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Su disposición en el Sistema Solar (figura 10) es de una mayor concentración entre Marte y el Sol, con una forma lenticular aplastada y con su plano de simetría principal coincidiendo con el plano invariable del sistema solar (o plano máximo de Aries o Laplace). En las cercanías del sol por debajo de 0.5 UA habría ausencia de ellos pues las altas temperaturas los volatizan.

Figura 10- El polvo interplanetario en el Sistema Solar, figura del autor.

En cuanto a su composición (figura 11) se han utilizado muchos métodos para saberlo, desde aviones y globos sonda a gran altura para capturar polvo interplanetario, hasta buscar en los fondos marinos en busca de material parecido a los meteoritos, lo que se denomina esférulas cósmicas. En general son de color oscuro y están compuestas por una mezcla de silicatos y compuestos de carbono. Las composiciones típicas de los IDPs recogidos en Tierra son muy semejantes a las contritas carbonaceas. Este polvo interplanetario que se agrega a la Tierra llega al suelo por condensación en gotas de agua, copos de nieve o granizo. Esto es debido a que el vapor de agua utiliza el polvo como núcleos de condensación. Una zona en la Tierra donde se acumula mucho polvo interplanetario es en los casquetes polares, siendo esta una auténtica reserva natural de IDPs.

Figura 11: Polvo interplanetario. Fuente Wikipedia

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4.2- Meteoroides, meteoros y meteoritos. Un meteoroide es un cuerpo menor cuyo tamaño está comprendido entre 100 µm y 50m, esta definición puede variar pero es el utilizado por la Royal Astronomical Society. Los meteoroides como el polvo interplanetario, proceden de los desperdicios de la formación del Sistema Solar, de las colisiones de cuerpos, y de eyecciones de cometas. Suelen ser de tipo condrito (rocoso), acondrito (parecido a rocas ígneas) o metálico, de los tipos de meteoritos hablaré extensamente en el apartado de tipos de meteoritos. Estos se mueven en órbitas alrededor del sol, y como se ha dicho en su mayoría provienen de eyecciones de cometas o de colisiones de cuerpos celestes. Estos se hayan concentrados en el plano de la eclíptica, disminuyendo su número conforme nos acercamos al Sol y conforme nos acercamos a Júpiter, ya que ambos astros capturan gravitacionalmente la mayoría de los meteoroides. Los meteoroides asociados a cometas o asteroides se convierten en meteoros cuando interceptan la Tierra. Un meteoro es el fenómeno luminoso que se produce cuando el meteoroide choca contra la atmósfera terrestre y por fricción con esta se pone incandescente, popularmente se les denomina estrellas fugaces. Esta interacción ocurre en la Termosfera a una altura entre 80 y 120km, la velocidad de entrada varía desde los 11km/s para los meteoros más lentos hasta los 80km/s para los más rápidos. Las partículas atmosféricas chocan contra la superficie del meteoroide aumentando su temperatura, este proceso aumenta conforme se disminuye la altura, cuando el meteoroide alcanza una determinada temperatura comienza el proceso de ablación. Es decir el calor producido por el rozamiento es suficiente para sublimar los átomos y las moléculas del meteoroide. En esta etapa la pérdida de masa es rápida, esta pérdida de masa ocurre de varias formas, la más importante es la separación de átomos y moléculas individuales del meteoroide. Aunque hay otros procesos de pérdida de masa como chispas sólidas expedidas desde la superficie del meteoroide o fragmentos que se separan por la presión. El destello luminoso no es causado por la masa del meteoroide sino por su alta energía cinética. Interacciona a una altura de 120km y pueden llegar en su recorrido hasta los 25km del nivel del suelo según sea su tamaño y velocidad, a esa altura final ya han perdido toda su energía y velocidad inicial. Cuando la mayor parte de la masa se ha consumido, el meteoro deja de verse. En el caso de meteoroides muy pequeños, la ablación es tan fuerte que se evapora todo el material. En los cuerpos más grandes al

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disminuir su velocidad queda una masa residual que termina por alcanzar la superficie terrestre en forma de micrometeoritos tras varios minutos de vuelo sin luz. Los meteoros están asociados a cometas y asteroides, estos cometas y asteroides siguen órbitas alrededor del sol, entonces los restos de estos cuerpos (los Meteoroides) estarán a lo largo de la misma órbita que el cuerpo del que ha sido eyectado. Por tanto podemos conocer de qué cuerpo menor proviene el meteoro sólo con determinar su órbita. Así a lo largo del año podemos ver diversas lluvias de meteoros como es el caso de las Perseidas de Agosto (asociada al cometa 109P/Swift-Tuttle) o de las Leónidas de Noviembre (asociada al cometa Tempel-Tuttle). Estas lluvias se presentan en periodos temporales según la época del año, como hemos dicho las perseidas se presentan en agosto, concretamente del 25 de julio hasta el 27 de agosto, con un día de máximo de apariciones de meteoros que se suele presentarse la noche del 12 al 13 de agosto. Este día es cuando la tierra intercepta una mayor densidad de partículas en su órbita y es cuando se pueden observar más estrellas fugaces. Al número máximo de meteoros por hora se le denomina THZ (Tasa cenital máxima) (figura 12) cuyo valor es el número de meteoros que se observarían si el radiante estuviera en culminación y con una atmósfera estable y limpia. La THZ de las perseidas suele estar en 80 meteoros/hora. Si se produce el paso de su cometa asociado, en los siguientes años se verá incrementado el número de meteoros observables pues habrá repoblado su órbita de nuevos meteoroides.

Figura 12: THZ de las Leónidas de 1998-fuente NASA

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Un fenómeno muy interesante son las tormentas de meteoros, normalmente en el tubo meteórico (se denomina tubo meteorico a la órbita donde están distribuidos los meteoroides) las partículas meteóricas se distribuyen en filamentos, lo que provoca que existan diversas zonas de más densidad que otras que cada cierto tiempo la Tierra llega a interceptar. Cuando esto ocurre se produce una auténtica tormenta de miles de estrellas fugaces, como fue el caso de las Leónidas de 1998, cuando en un minuto se podían contar hasta 60 meteoros, lo que daba una THZ de unos 3600 meteoros por hora. Cuando estas tormentas ocurren provocan mucho entusiasmo a los aficionados de las astronomía por el espectáculo tan bello que supone su observación, pero para las agencias espaciales a veces puede ser un problema. La Nasa en varias ocasiones ha tenido que corregir la órbita de algún satélite para que intercepte el menor número de estos meteoroides, pues aunque son pequeños su alta velocidad orbital puede provocar daños en los sensores de los satélites artificiales. Los meteoroides que pertenecen a un determinado tubo meteórico tienen aproximadamente los mismos elementos orbitales. Todos ellos se mueven siguiendo direcciones paralelas, por tanto podemos definir la dirección de un radiante de una lluvia de meteoros como la tangente a la órbita de los meteoroides en el punto donde la tierra la corta. Entonces cuando diversos meteoros provenientes de la misma orbita interaccionan con la atmosfera parece como si provinieran de un mismo punto en el cielo, es decir si el trazo que dejan en la bóveda celeste lo trasladamos hacia atrás, para varios meteoros, parece como si partieran de un mismo punto. Es un fenómeno parecido al que se produce cuando se va circulando por un túnel, con farolas a lo largo del recorrido, y hay una sensación de que todas estas luces parecen venir del final del túnel. A ese punto de salida de meteoros se le denomina radiante (figura 13), y se le pone el nombre de la constelación en la que parecen provenir los meteoros. Este radiante varía de posición en la bóveda celeste a lo largo del tiempo debido al movimiento de la Tierra alredor del Sol.

Figura 13: (Leónidas de Noviembre)- Movimiento del radiante (del 14-11 al 21-11), y trazos de meteoros del día 14 de Noviembre-imagen del autor

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Los meteoros según su tamaño y composición pueden presentar un determinado brillo o color. El brillo se mide por comparación con la magnitud estelar de las estrellas, así pueden tomar valores de magnitud aparente comprendidos entre la 6-7 para los más débiles hasta magnitudes negativas para los más brillantes. Si un meteoro presenta una magnitud a partir -2 se le denomina bólido, y si llega a magnitud de -16 (brillo del Sol) se le llama superbólido. Los meteoros en su paso por la atmósfera producen diversos fenómenos como estelas, fragmentaciones, explosiones, y en algunos casos incluso ruido (sobre todo en bólidos). De las observaciones de meteoros podemos obtener multitud de informaciones científicas: -A partir de imágenes CCD se puede obtener el registro de los trazos luminosos que realiza un meteoro. Sí este es observado desde dos lugares diferentes, y sabiendo la velocidad del meteoro, se pueden realizar análisis astrométricos de la trayectoria del meteoro entre las estrellas. Con esto obtendríamos, a partir de la velocidad geocéntrica, la órbita que seguía la partícula alredor del sol. -Mediante espectroscopía se puede conocer los principales elementos químicos del meteoroide a partir de la luz que desprende en su incandescencia. Calculada la distancia al observador se pueden obtener las abundancias relativas entre los diferentes componentes, con lo que se puede clasificar el meteoroide como condrito, acondrito o metálico. -De la información orbital extraída del meteoroide se puede analizar la evolución temporal de esa partícula en el sistema solar, y llegar a conocer el cuerpo del que se desprendió. Sí el meteoroide es lo suficientemente grande como para alcanzar la superficie terrestre se le denomina meteorito. 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 y otros han desaparecido por la acción de la erosión. La atmósfera juega un papel importante para borrar las huellas de los 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.

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Pero en la Tierra aun podemos ver algunos cráteres, por ejemplo el cráter Barrenguer de Arizona (EEUU), impacto producido hace unos 50.000 años. Se estima que fue producido por un meteorito de unos 50m de largo y que con una velocidad estimada de impacto de 12km/s provocó un enorme cráter de 1,2 km de diámetro y 170m de profundidad. Otros meteoritos caídos en la Tierra provocaron grandes extinciones, como es el caso de los dinosaurios del cretácico terciario que debido a la caída de dos trozos de cometa provocaron un cambio climático y la consiguiente extinción paulatina de los dinosaurios. 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 recientes11, en Marte había océanos (figura 14) 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 como comenta el autor Fernando Ballesteros en su libro “Astrobiología, un puente entre el Big Bang y la vida” los marcianos seriamos nosotros…. Realmente son teorías pero lo cierto es que esto explicaría la aparición tan temprana de la vida en la Tierra.

Figura 14: Un vasto océano cubrió probablemente un tercio de la superficie de Marte hace unos 3.500 millones de años, cortesía NASA. 11

Huellas de Océanos en Marte: El hallazgo se ha hecho gracias al análisis de una serie de imágenes tomadas por el Experimento Científico de Imágenes de Alta Resolución (HiRise) del Orbitador de Reconocimiento de Marte (MRO).El director de la investigación científica del programa de exploración a Marte de la NASA, Michael Meyer hizo el anuncio junto con el profesor Alfred McEwen de la Universidad de Arizona, en 2006.

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Veamos a continuación de que están compuestos los meteoritos recogidos en la Tierra ya sea tras un impacto o tras ser recogidos e identificados como meteoritos. Ya vimos que principalmente los podemos dividir 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, aproximadamente el 86% de los recogidos en Tierra. Les siguen las acondritas que sería el 8% y el resto sería de tipo metálico. Pero hay una clasificación, la llamada clasificación de Bischoff, del año 2001 que los divide en dos tipos, “diferenciados” y “no diferenciados” (figura 15) según hayan sufrido o no procesos de fusión.

Figura 15: Clasificación resumida de los meteoritos según Bischoff-2001, a, b

Veamos los tipos de meteoritos: Meteoritos no diferenciados. -

Condritas: son los más abundantes entre todos los tipos de meteoritos. Son de tipo no diferenciado porque no han sufrido fusión tras su formación por acreción hace unos 4550 millones de años. Tienen además muchas características del primer material de la nube protoplanetaria de formación del Sistema Solar aunque con algunas variaciones por metamorfismos y

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variaciones acuosas. Sin embargo poseen una característica que no ha variado mucho, los condrulos (figura 16). 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 quedaron incrustadas en interior de la piedra, tienen esa forma esférica o de gota púes es la forma que adopta en ingravidez un material fluido. Además se considera que estos condrulos eran el material más abundante en la nube primordial de formación del sistema solar. Se observan mucho más en las Condritas carbonaceas (6% de caídas en Tierra), que son de procedencia más primitiva y se clasifican en diversos 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 la Tierra, suele ser el 80%. Por último otro tipo importante es la condrita enstatita (2% de caídas en la Tierra), es un material más alterado, con formas más metálicas.

Figura 16: Condrita, pueden observarse en su interior los condrulos (esferas)-cortesía de Instituto Argentino de radioastronomía.

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 provocaron que los condrulos se fusionaran. Las acondritas se dividen en dos clases según su contenido en calcio, con lo que

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tendremos acondritas ricas en calcio o pobres en calcio. Este tipo de meteorito es parecido a la roca ígnea terrestre (volcánica). Como curiosidad los meteoritos de origen marciano (Lucky) y los de origen lunar (lunalitos) son también de tipo acondrita, estos son muy difíciles de encontrar. A los meteoritos de origen marcianos se les denomina lucky (suerte) porque hay muy pocos, la mayoría se encuentran en desiertos o en la zona de la Antártida. Estas son zonas de buena conservación y poca erosión. Su origen es el impacto de algún asteroide en estos astros provocando la eyección de los restos del meteorito fuera del planeta, tras miles de años en órbita terminaron por caer en la Tierra. 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). 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 los palasitos (formados por olivinio) y los mesosideritos (formados por feldespatos y piroxenos). 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)12, en sus variaciones por meteorización13 y a su composición y procedencia14: -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.

Desarrollada por D. Stoffler, K. Keil y R. D. Scott . (Department of Earth Sciences & Astronomy Mt.

San Antonio College) 13

Desarrollada por F. Wlotzka en 1993 . (Department of Earth Sciences & Astronomy Mt. San Antonio

College) 14

Desarrollada por A. Bischoff en el año 2001.(Universidad de Munster, Alemania)

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El índice 1 indicaría que no hubo choque y sería 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 según las 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 cambiando su nivel de oxidación. Estos meteoritos se clasifican con el llamado índice Wn, donde n=0, 1, 2, 3, 4, 5 y 6 según el nivel de oxidación del meteorito. Por ejemplo el 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 en 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). Que los clasificaba en meteoritos diferenciados (o fundidos) y meteoritos no diferenciados (primitivos o no fundidos). Otros meteoritos: Hay una serie de material que no son meteoritos pero que han sido producidos a causa de un impacto de un meteorito, es lo que se denomina 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, presentando entonces un aspecto caótico mezcla de muchas rocas. Dentro de este grupo están las famosas tectitas, de formas vidriosas y muy oscuras. 4.3.- Los NEAS, objetos cercanos a la Tierra. 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. Estos realizan órbitas muy cercanas a la Tierra y algunos de ellos llegan a cruzan su órbita, con el consiguiente peligro de impacto. Suelen ser órbitas excéntricas y con perihelios cerca de 1,3UA. Los NEAs de tipo asteroidal provienen del Cinturón principal ya que debido a resonancias con Júpiter varían su órbita y se trasladan a orbitas menores de 1,3UA.

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El cinturón de asteroides tiene unos huecos, llamados huecos de Kirkwood15 que son las zonas donde se producen estas resonancias, sobre las resonancias hablaré en profundidad en el capítulo del Cinturón Principal de asteroides. Los NEAs 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 Km. -Tipo cometa, que son cometas extintos que ya no tienen elementos volátiles y que han quedado atrapados en orbitas 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 17 podemos ver las orbitas de estos asteroides:

Figura 17: Orbitas de los NEAs-figura del autor.

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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-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 Amor 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 CP, 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 10km. -Asteroides Atenas (Atón). Son los más peligrosos para la Tierra. Tienen un semieje menor de 1UA, pero tienen orbitas 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 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

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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 (figura 18) a modo de ejemplo.

Figura 18: 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 orbitas 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

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impacto con un asteroide podría llegar a provocar desde una gran catástrofe hasta una extinción. La 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 4096x4096 píxeles y un campo de visión de 1.2x1.6 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 (figura 19) 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. Hasta la fecha han descubierto 2019 asteroides NEAs y 236 cometas.

Figura 19-Telescopio GT-2 (Nuevo Mexico).cortesía NASA

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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 busqueda 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. Ha 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. Algunas veces el desubrimiento se hace por parte de aficionados en telescopios profesionales. 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.

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4.4.- El cinturon principal de Asteroides (CP). El cinturon principal de Asteroides (CP) se encuentra ubicado entre Marte y Jupiter, a una distancia del sol entre 2 y 3.6 UA, (figura 20) y esta formado por miles de asteroides, pero su masa total es aproximadamente 1/1000 de la masa de la Tierra, con lo que están muy dispersos entre sí. La imagen de muchas películas de ciencia ficción en la que las naves atraviesan zonas de asteroides esquivándolos es totalmente irreal para el caso del CP. Si queremos observarlos desde la Tierra no tenemos más que observar la dirección del plano de la eclíptica y tal vez podamos encontrar alguno empleando metodos de astrometría.

Figura 20: El cinturón principal de asteroides

Estos asteroides son los restos de la formación del Sistema Solar por tanto tienen una edad de 4,6 millones de años. Debido a la temprana formación del planeta Júpiter se puso fin a la formación de cuerpos planetarios entre Marte y Júpiter. Esto fue debido a las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dando 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, provocando choques entre ellos y evitando que se agruparan para formar

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planetas. Así se formó el actual Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter. Además cuando Júpiter y Saturno entraron en resonancia 2:1 se produjo una situación de desestabilización que provocó que fueran afectadas las órbitas de Urano y Neptuno, provocando que intercambiaran sus posiciones respecto al Sol. Estas interacciones gravitatorias provocaron un barrido de la población externa de los 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. Los asteroides del CP se han mantenido casi inalterados desde su formación hace millones de años, con lo que con su estudio se puede saber como era el Sistema Solar primitivo. Todos tienen formas irregulares, algunos casi esféricos, con mucha frecuencia se encuentran agrietados y con abundantes crateres. Son básicamente una acumulación de rocas no compactadas. Todos giran alrededor del Sol en órbitas elípticas y realizan pequeñas rotaciones sobre su eje, algunos son binarios es decir dos asteroides en rotacion sobre un eje común e incluso algunos tienen pequeñas lunas. Como se puede ver es una zona muy heterogénea con muchos tipos diferentes de asteroides. Pero podemos clasificarlos en tres tipos según su composición y albedo. El albedo se puede definir basicamente como la cantidad de luz, en tanto por ciento, que refleja una superficie de la radiación incidente. Así un albedo de 1 reflejaría el 100% y de 0 no reflejaría nada (sería completamente negro). La mayoría de los asteroides son objetos muy oscuros con lo que tienen albedos muy bajos, desde el 0.03 hasta el 0.22. Partiendo de las consideraciones de albedo y composición podemos clasificarlos en tres tipos C,S y M. Los asteriodes de tipo C (carbonosos) son los más comunes, aproximadamente el 75% son de esta categoría. Están compuestos de arcilla y silicatos, tienen aproximadamente la misma composición que los meteoritos de condritas carbonáceas. Son de color oscuro en apariencia, con lo que tienen albedos que van desde el 0.03 hasta el 0.09 que corresponde a objetos muy oscuros. Se encuentran ubicados en la parte exterior del cinturón principal y son los objetos mas antiguos del sistema solar. El tipo S (silíceas) esta compuesto principalmente por silicatos y materiales de HierroNíquel, representan el 17% de los asteroides del CP. Tienen albedos bastante brillantes que van desde 0,10 hasta 0,22. Se encuentran en regiones interiores del

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cinturón principal de asteroides. Son un equivalente a los meteoritos tipo condrita ordinaria. El tipo M (metálicos) estan compuestos por Níquel y hierro, y están por la zona media del CP. El primer asteroide descubierto del Cinturón Principal fue en el año 1801 por parte del astrónomo Giuseppe Piazzi, descubrió a Ceres. Fue el primer gran asteroide descubierto (actualmente tiene la categoría de planeta enano). Se descubrió debido a que en esa época se tenía la convicción de que entre la órbita de Marte y Júpiter debía haber un planeta (teoría de Titius-Bode). Pero en su lugar se empezaron a encontrar decenas de asteroides con lo que se empezó a pensar en la idea de un cinturón de asteroides. En la actualidad, a parte de los mencionados asteroides, se han descubierto unos cuerpos en el CP ciertamente enigmáticos, se trata de los cometas del cinturón principal. Estos objetos tienen un comportamiento parecido a los cometas en cuanto a la eyección de material pero en sí no son cometas. Hay asteroides como Ceres que contienen una gran cantidad de hielo en su superficie y muchos otros asteroides contienen también hielo, por tanto estos cometas que se encuentran en la zona exterior del CP son una especie de asteroide-cometa. Pero en la actualidad no se sabe a ciencia cierta que línea los separa de asteroide o cometa, se sigue investigando en ello. Aproximadamente un tercio de los asteroides del CP forman parte de una familia (figuras 21 y 22), estas familias tienen en común los mismos elementos orbitales y composición, lo que vendría a decir que son los restos de alguna colisión.

Figura 21: Explicación visual de la formación de las familias de asteroides.Figura del autor.

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Por tanto nos podemos encontrar las familias: Hungarias, Floras, Phocaea, Koronis, Eos, Themis, Cybeles o Hildas, aunque hay decenas más de familias pero con menos número de asteroides.

Figura 22: Inclinación orbital en función de la excentricidad, los grupos más azules representan a las familias de asteroides, cortesía NASA.

En el CP hay zonas sin asteroides, es lo que se denomina huecos de Kirkwood. Esto se produce por las resonancias de Jupiter con los asteroides, por ejemplo como podemos ver en la figura 23 un asteroide a 2,5 UA estará en resonancia 3:1 con Júpiter, es decir mientras Júpiter da una revolución estos dan tres.

Figura 23-los huecos de Kirkwood, se observan cuatro huecos en 3:1,5:2,2:3 y 2:1-fuente Wikipedia

Un asteroide que coincidiera con esa órbita daría 3 vueltas y a la tercera coinicidiría con el máximo acercamiento con Júpiter y lo expulsaría a otras órbitas. Por tanto

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cualquier asteroide que caiga, debido a alguna colisión, en estos huecos, será acelerado por Júpiter y llevado a órbitas de alta excentricidad. Estas resonancias son destructivas pues van vaciando esas zonas paulatinamente, pero hay otras que son acomulativas de asteroides como es la conocida resonancia 1:1 de los asteroides troyanos con Júpiter, que los mantienen acumulados junto al planeta joviano. Una curiosidad sobre esta resonancia 1:1, es lo que se denomina resonancia síncrona. En esta un cuerpo que orbita sobre otro tarda el mismo tiempo en rotar sobre sí mismo que en orbitar sobre el cuerpo central, con lo que siempre veríamos el mismo hemisferio del objeto, es lo que ocurre en el caso de la Luna y la Tierra, siempre vemos el mismo hemisferio de la Luna. Las resonancias destructivas o no acomulativas provocan que muchos asteroides se conviertan en NEAs, de los que ya hemos hablado en el capítulo anterior, o que sean expulsados hacia zonas exteriores del sistema solar. Otro efecto que hace que los asteroides cambien de órbita es el efecto Yarkovsky

(figura 24), este es más

significativo para cuerpos de centimetros hasta los 10km aproximadamente. Es un efecto que aunque provoca una fuerza pequeña en el asteroide provoca a largo plazo cambios en su órbita. Este efecto consiste en el calentamiento diferencial en un objeto rotante por parte de la radiación solar, éstos absorben la radiación del Sol en uno de sus lados y la vuelven a irradiar mientras rotan. Este calentamiento asimétrico provoca que los fotones que se reflejan en la zona mas caliente lleven mas momento que los de la zona mas fría. Esa diferencia de momento provoca una fuerza que llega a efectuar un pequeño empuje y una pequeña alteración en la trayectoria del objeto. Que según como sea su movimiento de rotación, directo o retrogrado, producirá un alejamiento o acercamiento del objeto al Sol mediante la variación paulatina de su órbita. Para poder estudiar como afecta este fenómeno a un asteoide, tenemos que saber muchas características de este, como es la forma, inclinación, orientación, órbita, albedo, las zonas de sombra, el número de crateres, etc. Todas estas características del asteroide nos dirán en que medida puede ser afectado por el efecto Yarkovsky. Normalmente suele afectar más a objetos muy cercanos al Sol, pués al recibir más radiación se produce un efecto Yarkovsky más intenso. Es un efecto débil pero a la larga provoca cambios muy significativos en las órbitas de los asteroides. En el caso

Efecto Yarkovvsky:descubierto por el ingeniero ruso Ivan Osipovich Yarkovsky (1844–1902)

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de que el asteroide no rote este efecto provoca un encogimiento muy lento de su órbita.

Figura 24: Efecto Yarkovsky, según la rotación del asteroide se ve afectado su movimiento por este efecto-Grafico de Sky-telescope

De este efecto se deriva otro efecto que explicaría la alta rotación o frenado en su rotación de asteroides pequeños e irregulares, es el denominado efecto Yorp17. Como hemos visto en el efecto Yarkovsky la radiación solar provoca un impulso en el asteroide, pues bien el efecto Yorp sería el causante de altas rotaciones en pequeños asteroides provocando su ruptura. Ocurre en asteroides muy pequeños e irregulares, debido a la irregularidad del asteroide se pueden provocar minúsculos procesos de torsión provocados por la radicación solar. Si un asteroide es esférico la reacción de la fuerza provocada por los fotones sigue la dirección normal a la esfera. En el caso de asteroides irregulares puede ocurrir que aparezca un par de fuerzas que provoquen minúsculos procesos de torsión debido a la diferencia de superficies (inclinaciones y formas no esféricas del cuerpo menor) que con el paso mucho tiempo puede provocar la rotura del asteroide.

variación de segundo-orden del Efecto Yarkovsky. El término lo introdujo el Dr. David P. Rubincam en el año 2000.

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4.5.-Los asteroides troyanos. 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 sección dedicada a los puntos de Lagrange. 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

los

astrofísicos

David C. Jewit, Chadwick

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. 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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4.6.-Los Centauros. Los centauros son asteroides que se encuentran entre Júpiter y Saturno, y que describen órbitas cruzando estos dos planetas. Debido a que cruzan las órbitas de estos planetas tan masivos los centauros presentan órbitas muy inestables, por tanto son objetos que evolucionan muy rápidamente en su órbita y los 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. 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 en debate, ya que hay una gran variedad de estos objetos con lo que se cree que hay muchas fuentes externas 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. Según los estudios de los astrofísicos HornerLykawka en 2010, utilizando simulaciones sobre 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, muestran que un gran número de objetos de la problación 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. Los centauros capturados por Júpiter pueden ser convertidos en cometas áctivos de corto periodo. Están en zonas muy frías del Sistema Solar con lo que debe 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 (David Jewit 05/2009) acompañado a su vez con liberación de los gases atrapados en el asteroide, conviritiéndolos en los que se denomina cometas activos de Júpiter de periodo corto.

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4.7.- El Cinturón de Kuiper (CT). El cinturón de Kuiper también llamado de Edgeworth-Kuiper18 (o cinturón Transneptuniano-CT), se encuentra a 50UA desde Neptuno hacia el exterior del Sistema Solar, y se halla repleto de objetos helados que se denominan objetos transneptunianos TNOs (Kuiper belt objects ). Estos objetos junto con los objetos de la nube de Oort, de los que hablaremos en el siguiente punto, son los más abundantes del sistema solar. Están compuestos de hielo y silicatos no procesados que han permanecido congelados debido a la alejada distancia que se encuentran del Sol. Por tanto son los materiales mas antiguos del Sistema Solar y su estudio es primordial para conocer las condiciones primigenias del Sistema Solar. A los TNOs más grandes se les considera planetas enanos o también llamados plutoides, Pluton es un TNO así como el plutoide Eris de 2670km muy parecido a Plutón. Como ya sabemos en epocas muy primitivas del Sistema Solar había una gran densidad de planetesimales, mucho más que en la actualidad, en la que las colisiones eran muy frecuentes. Debido a interacciones con los planetas exteriores y a dispersiones internas y externas en el Sistema Solar, los encontramos ubicados tal y como los conocemos hoy en día. El conocimiento de la composición de los TNOs y su dinámica nos ayudará a conocer la formación de la nebulosa solar, así como los procesos de formación de otros sistemas planetarios alrededor de estrellas jóvenes. Sin embargo, debido a su gran distancia heliocéntrica y a su extremada debilidad, todos los estudios sobre ellos son muy complicados. Se conocen miles de ellos así como su órbita y todos presentan una dinámica compleja y dificil de entender. El CT se divide en tres zonas: la zona de los objetos clásicos, los objetos en estado de resonancia y los objetos del disco disperso. Objetos Clásicos: Están en la zona que ocupan objetos con perihelio entre la resonancia 4:3 y la resonancia 2:1 con Neptuno, con baja excentricidad (0.06) e inclinación. Dentro de estos objetos clásicos podemos distinguir dos grupos, la población fría con baja inclinación (menos de 4º) y que se han mantenido dinámicamente poco activos desde su formación, y la población caliente, que es muy activa dinámicamente y con inclinaciones más grandes. 18

Edgeworth-Kuiper El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años sesenta del siglo pasado, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos.

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Objetos Resonantes: Son los objetos que se encuentran atrapados en resonacias del movimiento medio de Neptuno. Estar en estas resonancias (figura 25) proporciona estabilidad a los órbitas ya que protege a estos objetos de encuentros próximos con Neptuno, hay varias resonancias como la 3:2, 2:1, o 4:3. La resonancia 3:2 es la más poblada y a los cuerpos que se hallan en ella se les denomina plutinos.

Figura 25 distribución de los objetos TNOs, Clásicos (en color azul),resonantes (verde)y dispersados (rojo), las lineas verticales son las resonancias con Neptuno-diagrama de Morbidelli 2005-fuente Wikipedia.

Objetos dispersos: Son objetos con órbitas muy inestables y con una gran variedad de inclinaciones debido a encuentros muy cercanos con Neptuno,la mayoria de ellos se mueven en órbitas con a >50 UA y q<40 UA. Hay otras poblaciones de asteroides que según estudios recientes podrían estar relacionadas con los TNOs, se trata de los asteroides de tipo D del cinturón principal, estos se cree que son TNOs que fueron dispersados hacia la zona interior del Sistema Solar durante la época del Bombardeo Intenso Tardío “LHB” (momento en que Júpiter y Saturno entraron en resonancia 1:2, volviendo el Sistema Solar tremendamente inestable). Estos TNOs en el CP tienen características muy parecidas a los cometas. También los cometas activados de Júpiter se les considera de procedencia del CT. Las propiedades físicas se los TNOs son poco conocidas, pero se puede conocer su tamaño, forma, masa, albedo, densidad o color utilizando diferente métodos de obervación. Debido a la lejanía de estos objetos su composición es complicada de resolver, pero a partir de los pocos espectros que se disponen en la actualidad podemos decir que hay presencia de diversos tipos de hielo.

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4.8 La Nube de Oort (NO). La Nube de Oort recibe su nombre del astrofísico Jan hendrik Oort19, es una enorme región en forma de toroide 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. Estos objetos no pueden ser observados directamente, tan sólo si son atraidos hacia el Sol y se convierten en cometas. Esta inmensa zona del espacio está poblada por millones 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 de agua, metano y amoníaco. Son unos objetos que a igual que los TNOs 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. Muchos de estos por influencias gravitatorias son enviados hacia el Sol, pudiendo ser observados y asociados a la nube de Oort. La Nube de Oort se dividie en dos zonas (figura 26) 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. 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

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

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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 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.

Figura 26-Partes de la Nube de Oort-Figura gentileza de la NASA.

La mayoría de los cometas de período corto son producidos en la zona dispersa del Cinturón Transneptuniano que esta cerca del inicio de lo que sería la Nube de Oort, pero se cree que, aún así, existe un gran número de ellos que provienen de la NO. Los cometas que se han analizado como provenientes de la Nube de Oort tienen los siguiente compuestos: hielo, metano, etano, monóxido de carbono y ácido cianhídrico.

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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 kilometros de diamétro, muy complicados de observar desde la Tierra. 4.8.1. Los Cometas. En el apartado anterior se ha hablado un poco de los cometas, pero veamos que es un cometa exactamente. Un cometa es un cuerpo menor del Sistema Solar que orbita alrededor de este en

forma elíptica y con grandes excentricidades. Compuesto

basicamente por hielo, que al acercase al Sol se activa y se produce la sublimación de este (figura 27). La sublimación no es más que la volatización de los compuestos 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.

Figura 27 – Cometa C/2001 Q4 en estado de sublimación, puede observarse la claramente el núcleo y las diversas partes de la cola cometaria- cortesia NASA

En 1950 un astrónomo espacialista 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, amoníaco, metáno, hierro, magnesio, sodio y silicatos. Todos estos compuestos 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

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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 = 4πR2q-(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 kilometros, hasta un tamaño de unos 70km 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. Basicamente 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 dió lugar a cuerpos kilométricos.La misión de la NASA Impacto Profundo (Deep Impact)20 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. 20

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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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 (figura 28): el núcleo, la coma, la cola iónica, la cola de polvo y la envoltura de hidrógeno.

Figura 28- Cometa HaleHop-Dibujo en Foto cortesia 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 dificil 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 numerosas ocasiones. 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

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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 comparandolo 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 (figura 29). 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 sebrevivido a la fotodisociación, podemos observar en algunos cometas la coma del agua y la del hidrogeno atómico.

Figura 29: la 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.

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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 expandiendose. 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 absorver 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 órbitales menores de 20 años así como pequeñas inclinaciones órbitales.

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.

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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, pués de su estudios podemos conocer desde la composición de la nube de Oort hasta la formación del sistema solar. 4.9.-Objetos MBCs. A parte de los objetos menores de los que ya he hablado en este trabajo hay otros objetos del sistema solar que son transiciones entre cometas y asteroides, por ejemplo tenemos los Asteroides en órbitas cometarias (ACOs) que son de aspecto asteroidal sin actividad cometaria pero en órbitas típicas cometarias. Luego tenemos los asteroides activados (AAs) que son asteroides activados que no describen órbitas cometarias pero que presentan cierta actividad cometaria, seguramente por presencia de hielo en su superficie. Y finalmente tenemos los cometas situados en el cinturón principal o MBCs (Main Belt Comets). Son objetos tipo asteroide con hielo en su superficie, que debido a la sublimación tienen la típica forma cometaria. El primero fue descubierto en 1996, se trata de 133P/Elst-Pizarro (llamado así por sus dos descubridores) (figura 30) que atrajo la atención por su extraña órbita y con una extraña actividad cometaria, pronto se olvidarían de él hasta que en el año 2002 David Jewitt volvió a observar actividad cometaria en ese asteroide, con lo que se empezó ha hablar de los MBCs.

Figura 30- MBCs 133P/Elst-Pizarro y P/2005U1, ambos con actividad cometaria. Imágenes tomadas con el Telescopio UH de 2,2 metros por H. Hsieh y D. Jewitt Universidad de Hawai- cortesia NASA

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El MBCs 133P/Elst-Pizarro es el más estudiado se sabe que se activa durante 1 / 4 de su órbita, aproximadamente a partir de su perihelio. El mecanismo de activación ocurre cuando la placa de hielo que hay en su superficie está frente al Sol en parte de su órbita, en ese momento se activa. Por tanto tienen un componente de activación por temporadas, como podemos ver en la siguiente la figura 31.

Figura 31: el asteroide se activa cuando el hemisferio del asteroide que contien hielo se encuentra en el sosticio de verano o cerca de él, provocando entonces la sublimación del hielo.

Por tanto es complicado encontrarlos por la baja actividad que tienen, tan solo en un cuarto de su órbita están activos. Sí se termina su actividad ya no podrán volver a ser vistos a no ser que sufran algún choque con otro asteroide y aflore el hielo que hay en su interior o que estacionalmente vuelvan a sublimar. Todas las investigaciones sobre este tipo de objetos es muy importante. Por tanto muchos asteroides ya sean MBCs o no pueden contener hielo en su interior. Los cientificos del CSIC Jose María Trigo y Javier Martín Torres revelan en la revista Planetary & Space Science21 que el conocido como “gran bombardeo tardío” se inició cuando los planetas gigantes Júpiter y Saturno migraron hasta sus actuales órbitas, lo que produjo un impulso gravitatorio sobre cuerpos helados formados en varias regiones

externas del Sistema Solar.

Como consecuencia, una gran cantidad de objetos ricos en agua y en materia orgánica empezaron a impactar sobre los planetas rocosos formando, en el caso de la Tierra, los océanos y por consiguiente la vida en la Tierra. La prueba de este hecho es según estos investigadores es que el manto y la corteza terrestre tiene abundancia de metales que sólo pudieron haber llegado a esas zonas, alejadas del núcleo terrestre, tardíamente. Por tanto se produjo un proceso de enriquecimiento de materiales a causa de este gran bombardeo. Otra prueba la tenemos en los volcanes, estos emanan gases con anomalías típicas de los meteoritos condríticos.

“Clues on the importance of comets in the origin and evolution of the atmospheres of Titan and Earth” Planetary and Space Science- March 2011-J. M. Trigo-Rodriguez, F. J. Martín-Torres

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Es muy importante el estudio de estos objetos helados, pues son la clave para descifrar la formación de vida en la Tierra. 5.- Formación de estructuras en cuerpos de baja gravedad. Los asteroides estan 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 (figura 32). 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.

Figura 32- asteroide itokawa, descubierto en 1998 por el telescopio LINEAR-fuente wikipedia

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.

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Según la porosidad los podemos dividir en tres tipos: -(1) Asteroides sólidos. -(2) Asteroides con una macroporosidad alrededor del 20% con alta probabilidad de fragmentación. -(3) 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 Waals22. Las fuerzas de Van der Waals que como ya hemos visto son fuerzas atractivas o repulsivas entre molecula 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.

“Scaling forces to asteroid surfaces: The rol of cohesion”, Scheeres et al- Feb 2010

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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. (figuras 33 y 34)

Figura 33 y 34 Superficie de la luna

Asteroide Gaspra (Fotos cortesia NASA)

6.- Las Misiones espaciales a cuerpos menores. Como hemos visto los cuerpos menores son las reliquias de la formación del Sistema Solar, por tanto su estudio es muy importante para conocer la evolución de nuestro Sistema planetario. Los cuerpos menores 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 decadas a asteroides. Repasaremos en este punto las principales misiones y sus descubrimientos más importantes.

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Podemos ver en la siguiente tabla las principales misiones a Cuerpos menores lanzadas hasta la fecha, hablaremos de cada una de ellas.

Misión ICE (ISEE-3) Vega 1 y Vega 2 Suisei -Sakigake

Año Lanzamiento 1978 1984 1985

Organización NASA Antigua URSS Japón

Giotto Galileo SOHO Deep Space 1 Stardust Hayabusa Rosetta New Horizons

1985 1989 1995 1998 1999 2003 2004 2006

ESA ESA ESA NASA NASA Japón ESA NASA

Destino Atmósfera de Halley Venus y cometa Halley Cometa Halley Cometas Halley y GriggSkjellerup Júpiter El Sol Cometa Borrelly Cometa Wild 2 Asteroide(25153) Itokawa 67-P/Churyumov-Gerasimenko Plutón y Cinturón de Kuiper

Probablemente la primera misión más interesante que se hizo fue la visita al 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 catastrofes 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. Por tanto Halley fue objetivo de la comunidad científica en su paso por la Tierra en 1986. Se enviaron seis misiones a su encuentro: -

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.

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Los resultados fueron espectaculares, determinó la composición del material eyectado por el cometa descubriendo que el 80% de lo desprendido era agua, observó que el núcleo (figura 35) 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 auténtica reliquia de la formación del sistema solar tal y como hemos estudiado sobre los cometas en este TFM.

Figura 35- Halley desde Giotto- foto cortesía de la ESA.

Giotto siguió camino hacia otro cometa tras visitar Halley, fue en busca del cometa Grigg-Skjellerup cometa menos activo y alejado del Sol del que pudo tomar datos de la eyección cometaria sin sufrir daños. 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 a este. Una sonda que tuvo el privilegio de observar el choque de un cometa con un planeta fue la sonda Galileo, que se envió en 1989 para estudiar el planeta Júpiter, esta fue testigo del choque del cometa Shoemaker-Levi con 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 tomar 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 se han lanzado misiones para recoger

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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 estos momentos tras varias órbitas por la Tierra y Marte está en estado de hibernación a la espera del encuentro con el cometa en 2014. 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, este último fue todo un descubrimiento pues tenía comportamiento cometario ya que eyectaba algún tipo de material, más tarde se descubrió que era fruto de un choque con otro asteroide. Cuando Rosetta llegue al cometa tomará datos sobre la caracterización global del núcleo, la composición de los volátiles y refractarios de este, 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 (figura 36), 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 del que ya hemos hablado en varias ocasiones en este TFM.

Figura 36: Sonda Hayabusa, recogiendo muestras. Fuente Wikipedia

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La capsula con las muestras fue recogida en junio de 2010 en el desierto central australiano y dio a conocer una revelación importante, su composición 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 último 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 (figura 37). Esta sonda fue lanzada en enero de 2006 con destino a Plutón, tras varios pasos por Júpiter llegará a Plutón en 2014. Su misión será estudiar Plutón y todas sus lunas, como también los objetos del cinturón de Kuiper entre los años 2015 y 2020. 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 Sistema.

Figura 37- Sonda New Horizons-cortesia NASA

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Conclusiones. A lo largo de este trabajo he ido ubicando y explicando cada uno de los diferentes tipos de cuerpos menores del Sistema Solar, todos los cuerpos han seguido una distribución debida a la física de la nebulosa solar. Hay un artículo muy interesante sobre las propiedades de los troyanos y centauros en la que hay una gráfica que explica muy bien la evolución de los planetesimales. Se trata de un trabajo de Barucci et al del año 2002 denominado “Physical Properties of Trojans and Centaurs”-pág 283. Tabla resumen que podemos ver a continuación:

En tabla podemos ver los diferentes caminos que tomaron los planetesimales durante la formación del sistema solar. Tendríamos cuatro vías, la primera sería la acumulación de planetesimales en el interior del sistema solar formando los planetas y los asteroides rocosos, que además explicaría la amplia gama de composiciones de asteroides en esta zona interior. Otra vía importante sería los planetesimales de la zona de la nebulosa solar exterior que serían enviados a esas zonas por interacciones gravitatorias con Neptuno, de ahí un 20% serian perturbados hacia el interior del sistema solar formando los cometas de corto periodo y otros objetos serían enviados hacia el exterior del sistema solar.

Tras la formación de los primeros planetas

gaseosos se produjo un gran desplazamiento de planetesimales. Las perturbaciones entre los protoplanetas y Júpiter, dieron lugar multitud de colisiones y a la excitación dinámica de poblaciones de cuerpos menores que quedaban aun por acretar. Esta excitación provocó que los asteroides localizados cerca de Júpiter sufrieran un aumento de sus velocidades orbitales, provocando

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multitud de colisiones y evitando la aglomeración en objetos de mayor tamaño, así se formó el Cinturón principal de asteroides entre Marte y Júpiter. Cuando Júpiter y Saturno entraron en resonancia se produjo una situación de desestabilización que provocó que fueran afectadas las orbitas de Urano y Neptuno, que llegarían incluso a intercambiar sus posiciones, esto provocó un barrido de la población externa de planetesimales helados, ubicándose finalmente en la zona que actualmente llamamos cinturón de Kuiper o región de objetos Trans-Neptunianos (TNOs). La migración planetaria también provocó el gran bombardeo de asteroides hacia el interior del sistema solar, colisionando con los planetas interiores. Este hecho Provocó también mezclas de cuerpos con diferentes composiciones entre la zona externa del Cinturón principal y los asteroides Troyanos de Júpiter. En la nube de Oort quedarían los objetos más primigenios del Sistema Solar, expulsados por multitud de perturbaciones de Júpiter, Saturno o Neptuno y quedando por tanto orbitando a distancias enormes del Sol. Estos objetos se convertirían en la principal fuente de cometas de largo periodo. Por tanto las perturbaciones gravitatorias son las responsables de toda la distribución de cuerpos menores del sistema solar, siendo Júpiter y Neptuno responsables de la mayoría de distribuciones de cuerpos menores. En este trabajo he hablado también de los NEAS, es un tema importante pues son un autentico peligro para la vida en la Tierra, en la actualidad hay muchos proyectos de seguimiento de estos objetos, pero sería importante más medios para poder trabajar mejor en el seguimiento y búsqueda de estos objetos cercanos tan peligrosos para la Tierra. De momento no hay peligro pero no es nada raro que pueda ocurrir en algún momento algún impacto. Pero no hay nada más bonito e interesante que ver una lluvia de estrellas fugaces, pues estamos viendo los restos de un cometa y por consiguiente los restos incandescentes de los primeros compuestos del sistema solar, todo un privilegio.

Figura 38-Dos Leonidas de noviembre –foto cortesía de SOMYCE.

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Bibliografía. Libros consultados: -Atlas del Cielo - Giunti Editore, año 2009 -Astronomía esférica y mecánica celeste-Publicacions UB.,año 2007 -Astronomía Fundamental-V.J. Martínez-Publicacions de la Universitat de València, año 2007 -El Origen del Sistema Solar-Josep María Trigo i Rodríguez, Editorial Complutense, año 2001. -Astrobiología, Un puente entre el Big Bang y la Vida-Editorial Akal, año 2009. -Introducción a la teoría Física de los Meteoros- Luis Ramón Bellot Rubio- La laguna (1992). -Revista Meteors (publicación de SOMYCE) Nº5 agosto de 1987- La luz Zodiacal Artículos científicos consultados: Physical Properties of Trojan and Centaur Asteroids. Barucci et al-2001.

La Dinámica del Polvo Cometario: Aplicación a los cometas 46P/Wirtanen,1P/Halley y 29P/Schawassmann-Wachmann- año 2010- Francisco Javier Jiménez Fernández- Dep. Física Aplicada-Universidad de Granada. Origin and Evolution of the Unusual Objet 1996 PW: Asteroids from the Oort Cloud- Paul R.Weissman and Levison-año 1997 Population and size and distribution of small jovian troyan asteroids- David C. Jewit et al. – año 2000. Propiedades Superficiales de los planetas enanos Del cinturón Transneptuniano –Tesis de Noemí Pinilla Alonso-Universidad de la Laguna-año 2009 (Anexo 5-5 de los apuntes de Sistema Solar de la Universidad Internacional Valenciana). Asteroids Interiors- Erik Aphaug, Eileen V.Ryan, Maria T.Zuber-año 2003 – Articulo facilitado por el profesor de la asignatura de sistemas planetarios del Máster de la VIU Dr.Adriano Campo Asteroid Density, Porosity, and structure- Britt et al. Año 2002- Articulo facilitado por el profesor de la la asignatura de sistemas planetarios del Máster Astronomía y Astrofísica de la VIU Dr.Adriano Campo

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Scaling forces to asteroid surfaces: The rol of cohesion, D.J Scheeres et al- año 2010

@ Sitios de interés sobre asteroides: http://www.somyce.org/ -Sociedad de Observadores de meteoros y cometas de España http://www.nasa.gov/mission_pages/newhorizons/main/index.html nuevos horizontes

-NASA

misión

http://map.gsfc.nasa.gov/ContentMedia/lagrange.pdf - Los puntos de Lagrange. http://neo.jpl.nasa.gov/ - Objetos NEAs-NASA http://eltamiz.com/2009/07/17/el-sistema-solar-el-cinturon-de-asteroides-i/ -Cinturón de Asteroides http://www.spmn.uji.es/ESP/noveda15.html - Red de Investigación sobre Bólidos y meteoritos. http://imo.net/ - International Meteors Organization http://neat.jpl.nasa.gov/ - Objetos NEAT-NASA http://newton.dm.unipi.it/ - Información sobre Asteroides http://planetary.org/home/ - The planetary Society. http://minorplanetcenter.net/iau/mpc.html - Seguimiento de NEAs http://www.esa.int/esaCP/index.html - Página de la ESA http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa – Cometas – Wikipedia http://es.wikipedia.org/wiki/Meteorito – Meteoritos - Wikipedia http://www.solarviews.com/span/history.htm –Todas las misiones al espacio.

http://www.youtube.com/watch?v=S_d-gs0WoUw&feature=player_embedded#!- Video creado por Scott Manley, en el que se puede observar cómo ha ido aumentando el número de asteroides descubiertos desde 1980 a 2010. …………………………………………………………………………………………………… …..

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