Download el sistema solar (parte 3)

EL SISTEMA SOLAR
(PARTE 3)
Una mirada actualizada a los aspectos estructurales, físicos, dinámicos
y de composición de los planetas y sus lunas, y los asteroides, cometas
y otros cuerpos menores del Sistema Solar
Curso de iniciación
a la astronomía en
Eureka! Zientzia
Museoa. 2013
Índice
Índice ............................................................................................................................................. 1
Introducción .................................................................................................................................. 3
Fronteras del Sistema Solar. Cinturón de Kuiper y Nube de Oort ................................................ 3
Estructura del Sistema Solar y Tipos de cuerpos que lo componen ......................................... 3
Planetas y Satélites.................................................................................................................... 4
Cuerpos Menores del Sistema Solar ......................................................................................... 4
Objetos transneptunianos......................................................................................................... 5
El Cinturón de Kuiper ................................................................................................................ 8
Estructura del Cinturón de Kuiper............................................................................................. 8
Composición del Cinturón de Kuiper ........................................................................................ 9
Los colores del Cinturón de Kuiper. ........................................................................................ 10
El acantilado de Kuiper............................................................................................................ 10
¿Es Tritón un cuerpo del Cinturón de Kuiper? .................................................................... 11
Análogos extrasolares del Cinturón de Kuiper. ................................................................... 11
Objetos destacados del Cinturón de Kuiper y Planetas Enanos.............................................. 12
Plutón .................................................................................................................................. 12
Eris ....................................................................................................................................... 14
Ceres........................................................................................................................................ 15
Meteoritos, meteoros, meteoroides........................................................................................... 16
Meteoritos............................................................................................................................... 17
Clasificación de los meteoritos............................................................................................ 18
Meteorito lunar ................................................................................................................... 20
Meteorito Marciano ............................................................................................................ 21
Cráteres e impactos de meteoritos en la Tierra.................................................................. 22
1
Meteoros ................................................................................................................................. 23
Meteoroide ............................................................................................................................. 25
Asteroides ................................................................................................................................... 25
Clasificación de los asteroides por su posición en el Sistema Solar ........................................ 26
Cinturón de asteroides ........................................................................................................ 26
Asteroides cercanos a la Tierra (NEA) ................................................................................. 27
Asteroides Troyanos ............................................................................................................ 28
Asteroides centauros .......................................................................................................... 28
Asteroides coorbitantes de la Tierra ................................................................................... 28
Clasificación de los asteroides por grupo espectral. ............................................................... 29
Riesgo de impacto con la Tierra. ............................................................................................. 29
Cometas ...................................................................................................................................... 30
Los cometas en la historia ....................................................................................................... 30
Estructura y composición de los cometas ............................................................................... 31
Origen de los cometas. ............................................................................................................ 32
Clasificación de los cometas .................................................................................................... 33
Tamaño................................................................................................................................ 33
Edad Cometaria ................................................................................................................... 33
Según los periodos .............................................................................................................. 33
Cometas en otros sistemas estelares ...................................................................................... 34
Cometas en el cinturón de asteroides .................................................................................... 34
Para saber más ............................................................................................................................ 36
2
Somos polvo de estrellas que piensa acerca de la estrellas
Carl Sagan
Introducción
El propósito de esta jornada es mostrar una visión actualizada del conocimiento de los aspectos
estructurales, físicos, dinámicos y de composición de los planetas y sus lunas, y de los
asteroides, cometas y otros cuerpos menores del Sistema Solar; señalando además aquellos
objetos que resultan más interesantes desde el punto de vista de la astrobiología, rama de la
biología que estudia la posible existencia actual y en el pasado de la vida fuera de la Tierra.
Fronteras del Sistema Solar. Cinturón de Kuiper y Nube de Oort
Estructura del Sistema Solar y Tipos de cuerpos que lo componen
El objetivo de este primer punto es conocer el lugar del Cinturón de Kuiper en nuestro Sistema
Solar y su relación con el resto de cuerpos y estructuras que lo componen.
Desde el interior hacia el exterior, en el Sistema Solar podemos encontrar diferentes tipos de
cuerpos celestes comenzando por el Sol, una estrella del tipo espectral G2 que se encuentra
en el centro del Sistema Solar, constituyendo la mayor fuente de energía electromagnética de
este sistema planetario. Por sí solo, representa alrededor del 98,6% de la masa del Sistema
Solar. Con un diámetro de 1.400.000 km, se compone, de un 75% de hidrógeno, un 20% de
helio y el 5% de oxígeno, carbono, hierro y otros elementos. Se formó hace aproximadamente
3
4.570,10 millones de años y permanecerá en la secuencia principal aproximadamente 5.000
millones de años más.
Planetas y Satélites
Un planeta es, según la definición adoptada por la Unión Astronómica Internacional el 24 de
agosto de 2006, un cuerpo celeste que orbita alrededor de una estrella o remanente de ella y
que tiene suficiente masa para que su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de
manera que asuma una forma en equilibrio hidrostático (prácticamente esférico), y ha
limpiado la vecindad de su órbita de planetesimales. Según la definición mencionada, el
Sistema Solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano
y Neptuno. Según su estructura, los planetas se clasifican en:
- Planetas terrestres o telúricos: pequeños, de superficie rocosa y sólida, densidad
alta. Son Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. También son llamados planetas interiores.
- Planetas jovianos o gaseosos (similares a Júpiter): cuentan con grandes diámetros,
son esencialmente gaseosos (hidrógeno y helio), y de densidad baja. Júpiter, Saturno, Urano y
Neptuno, son los planetas gigantes del Sistema Solar. También son llamados planetas
exteriores. Todos los planetas gigantes tienen a su alrededor anillos.
-Planetas enanos: Según la Unión Astronómica Internacional, un planeta enano es
aquel cuerpo celeste que está en órbita alrededor del Sol y tiene suficiente masa para que su
propia gravedad haya superado la fuerza de cuerpo rígido, de manera que adquiera un
equilibrio hidrostático (forma casi esférica). Además, no puede ser satélite de un planeta u
otro cuerpo no estelar, y no ha limpiado la vecindad de su órbita. Cuerpos como Plutón (hasta
2006 considerado noveno planeta del Sistema Solar), Ceres, Makemake, Eris y Haumea están
dentro de esta categoría.
-Satélites: Cuerpos mayores orbitando los planetas, algunos de gran tamaño, como la
Luna, en la Tierra, Ganímedes, en Júpiter, o Titán, en Saturno.
Cuerpos Menores del Sistema Solar
Según la definición de la UAI, son cuerpos menores del Sistema Solar, independientemente de
su órbita y composición, los asteroides, los cometas y los meteoroides. Un Asteroide es un
cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un
meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. Un Cometa
es un cuerpo celeste constituido por hielo y rocas que orbita el Sol siguiendo diferentes
trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas. Meteoroides son los cuerpos del Sistema
Solar de menor tamaño, aproximadamente, entre 100 µm hasta 50 m (de diámetro máximo).
El límite superior de tamaño, 50 m, se emplea para diferenciarlo de los cometas y de los
asteroides, mientras que el límite inferior de tamaño, 100 µm, se emplea para diferenciarlo del
polvo cósmico, no obstante, los límites de tamaño no suelen usarse muy estrictamente siendo
ambigua la designación de los objetos que se encuentren cercanos a estos límites.
El cinturón de Kuiper es un conjunto de cuerpos que orbitan el Sol a una distancia entre 30 y
100 UA. Más de 800 objetos del cinturón de Kuiper (KBOs las siglas anglosajonas de, Kuiper
4
Belt Objects) han sido observados hasta el momento. El disco disperso (también conocido
como disco difuso) es una región del Sistema Solar cuya parte más interna se solapa con el
cinturón de Kuiper (a 30 UA del Sol) hasta una distancia desconocida que podría ser de unos
cuantos centenares de UA y también a otras inclinaciones por encima y por debajo de la
eclíptica. Está poblada por un número incierto de cuerpos celestes (de momento se han
descubierto unos 90) conocidos con el nombre de objetos dispersos, o simplemente objetos
del disco disperso (en inglés scattered-disk objects o SDO), y que forman parte de la familia de
los objetos transneptunianos. Son cuerpos helados, algunos de más de 1.000 Km de diámetro,
el primero de los cuales fue descubierto el año 1995. La Nube de Oort (también llamada nube
de Öpik-Oort) es una nube esférica de cometas y asteroides hipotética (es decir, no observada
directamente) que se encuentra en los límites del Sistema Solar, casi a un año luz del Sol, y
aproximadamente a un cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana a
nuestro Sistema Solar. Las otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el
cinturón de Kuiper y el disco disperso, están situadas unas cien veces más cerca del Sol que la
nube de Oort. Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre uno y
cien billones (10^12 - 10^14) de cometas, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra.
Objetos transneptunianos.
Un objeto transneptuniano o TNO es cualquier objeto del Sistema Solar cuya órbita se ubica
parcial o totalmente más allá de la órbita del planeta Neptuno. Hoy sabemos que existen
millones de estos cuerpos, pequeños y distantes, pero que se han resistido a ser observados
hasta hace muy pocos años.
Plutón fue el primer objeto transneptuniano que se descubrió en 1930. Desde 1992, se ha
observado aproximadamente un millar de objetos transneptunianos. Algunos de ellos han
adquirido nombres propios como Deucalión, Huya, Ixion, Makemake, Orcus, Quaoar,
Radamanto, Sedna, y Varuna. Otros objetos, igualmente interesantes, carecen de nombres y
sólo se conocen por las designaciones provisionales como 1992 QB1.
5
Dependiendo de su distancia al Sol y de los parámetros de sus órbitas, los TNOs se clasifican en
tres grandes grupos:
- El Cinturón de Kuiper, que contiene cuerpos que distan del Sol a una distancia entre
30 y 55 U.A, y orbitan sobre el plano de la eclíptica, aunque sus inclinaciones pueden ser
bastante elevadas. Los cuerpos del Cinturón de Kuiper se clasifican a su vez en dos grupos:
- Los resonantes: plutinos y twotinos: Los plutinos son objetos transneptunianos que
están en resonancia orbital 3:2 con Neptuno. Esto significa que efectúan dos órbitas alrededor
del Sol al tiempo que Neptuno realiza tres órbitas. Por esto, aunque crucen la órbita del
planeta gigante, ésta no los puede expulsar gravitatoriamente. Como esta característica la
comparte Plutón, estos cuerpos se denominan plutinos ("plutones pequeños"). Los plutinos
forman la parte interior del cinturón de Kuiper. Aproximadamente la cuarta parte de los
objetos conocidos del cinturón de Kuiper son plutinos. A su vez, los twotinos son objetos del
cinturón de Kuiper que están en resonancia orbital 1:2 con Neptuno, es decir, que efectúan
una órbita alrededor del Sol mientras Neptuno realiza dos. Su nombre es un acrónimo
derivado de las palabras inglesas "two" y "plutino". Hasta el momento se han descubierto
alrededor de una docena de estos objetos. También se han localizado cuerpos en otras
6
resonancias. No se deben confundir los términos plutino y plutoide. Los plutinos son objetos
que tienen características orbitales similares a Plutón, independientemente de su tamaño. Los
plutoides son objetos transneptunianos con un tamaño similar al de Plutón,
independientemente del grupo orbital al que pertenezcan.
-Cubewanos: Un cubewano es llamado también "objeto clásico del cinturón de Kuiper"
o, en inglés, Classical Kuiper Belt Object (CKBO). Un cubewano es un miembro de una clase de
asteroides que evolucionan en el cinturón de Kuiper. El nombre tan peculiar se deriva del
primer objeto de esta clase, el 1992 QB1. Los siguientes objetos de esta clase se denominaron
al principio los QB1-os, luego "cubewanos". Estos objetos se ubican a gran distancia de
Neptuno y no están controlados por las fuerzas gravitatorias ni de éste planeta ni de otros. Sus
órbitas, no obstante, se mantienen estables por ser casi circulares, como las de los planetas; a
esta similitud con los planetas se debe el nombre de objetos "clásicos" del cinturón de Kuiper.
Su radio de revolución promedio se localiza entre las 42 y las 48 UA.
-Disco disperso: El disco disperso (también conocido como disco difuso) es una región
del Sistema Solar cuya parte más interna se solapa con el cinturón de Kuiper (a 30 UA del Sol)
hasta una distancia desconocida que podría ser de unos cuantos centenares de UA y también a
otras inclinaciones por encima y por debajo de la eclíptica. Está poblado por un número
incierto de cuerpos celestes (de momento se han descubierto unos 90) conocidos con el
nombre de objetos dispersos, o simplemente objetos del disco disperso (en inglés scattereddisk objects o SDO), y que forman parte de la familia de los objetos transneptunianos. Son
cuerpos helados, algunos de más de 1.000 Km de diámetro, el primero de los cuales fue
descubierto el año 1995. El miembro más grande del grupo es el planeta enano Eris,
descubierto en 2005.
-Nube de Oort: La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort) es una nube
esférica de cometas y asteroides hipotética (es decir, no observada directamente) que se
encuentra en los límites del Sistema Solar, casi a un año luz del Sol, y aproximadamente a un
cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro Sistema Solar. Las
7
otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el Cinturón de Kuiper y el
disco disperso, están situadas unas cien veces más cerca del Sol que la nube de Oort.
El Cinturón de Kuiper
Primero aclararemos que "objeto transneptuniano" no es sinónimo de objeto del Cinturón de
Kuiper, ya que los objetos transneptunianos engloban a todos los objetos más allá de la órbita
de Neptuno, como se ha indicado antes. El Cinturón de Kuiper debe su nombre a Gerard
Kuiper, astrónomo estadounidense de origen holandés, que predijo la existencia del Cinturón
en los años 1960, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Todavía se
desconoce el origen de la estructura del Cinturón de Kuiper, pero los astrónomos están
esperanzados con que el telescopio Pan-STARRS, encargado de la localización de más TNOs, de
pistas sobre su formación. Diferentes simulaciones por ordenador de las interacciones
gravitatorias del periodo de formación del Sistema Solar indican que los objetos del cinturón
de Kuiper pudieron crearse más hacia el interior del Sistema Solar y haber sido desplazados
hasta sus posiciones actuales entre 30 y 50 UA por las interacciones con Neptuno al
desplazarse lentamente este planeta desde su posición de formación hacia el exterior, hasta
alcanzar su actual órbita. Estas simulaciones indican que podría haber algunos objetos de masa
significativa en el cinturón, quizás del tamaño de Marte. Pero estas teorías aún no han sido
demostradas.
En la actualidad se desarrollan numerosos programas de búsqueda de TNOs. La sonda espacial
New Horizons, la primera misión dedicada a la exploración del cinturón de Kuiper, fue lanzada
el 16 de enero de 2006. Está prevista su llegada a Plutón el 14 de julio de 2015. Una vez pasado
Plutón está previsto que explore uno o varios TNOs.
Estructura del Cinturón de Kuiper
La migración de Neptuno tuvo consecuencias importantes para el Cinturón de Kuiper. De
acuerdo con los estudios más recientes sobre la formación de Urano y Neptuno, éstos podrían
haber sufrido una importante migración radial hacia el exterior, debido al intercambio de
momento angular con los planetesimales presentes en esa región durante las últimas etapas
de la formación del Sistema Solar. Esta migración radial habría tenido importantes
consecuencias sobre la presente estructura dinámica del cinturón de Kuiper. Tal como lo
reflejan las observaciones, la mayoría de los cuerpos observados en el cinturón de Kuiper se
encuentran en resonancia de movimientos medios exteriores con Neptuno, hecho que
también se refleja en la presente órbita de Plutón.
Durante las formación del Sistema Solar, la gravedad de Neptuno desestabilizó las órbitas de
los objetos que estaban en ciertas regiones, y, o bien los envió al Sistema Solar interior, o bien
hacia el disco disperso, e incluso hacia el espacio interestelar. Esto hace que el Cinturón de
Kuiper posea carencias pronunciadas en su diseño actual, similares a los huecos de Kirkwood,
en el cinturón de asteroides. En la región situada entre 40 y 42 UA, por ejemplo, ningún objeto
puede mantener una órbita estable en estos momentos, y cualquier objeto observado allí
debería haber emigrado hace poco tiempo.
8
En toda su extensión, incluyendo las regiones periféricas, el Cinturón de Kuiper se extiende
desde aproximadamente 30 a 55 UA. También se pueden englobar sus dimensiones desde la
resonancia con Neptuno 2:3 (a 39,5 UA) hasta la resonancia 1:2 (a aproximadamente 48 UA). El
Cinturón de Kuiper es bastante grueso, extendiéndose su principal concentración 10 grados
fuera del plano de la elíptica, aunque una distribución más difusa se extiende mucho más
afuera.
Composición del Cinturón de Kuiper
Los estudios sobre el cinturón de Kuiper desde su descubrimiento por lo general han indicado
que sus miembros están compuestos principalmente de hielos: una mezcla de hidrocarburos
ligeros (como el metano), amoníaco y hielo de agua, una composición que comparten con los
cometas. Las bajas densidades observadas en los TNOs cuyo diámetro es conocido, (menos de
1 g cm-3) es consistente con una composición de hielo. Las observaciones muestran un amplio
rango de características en los objetos del Cinturón de Kuiper. Algunos TNOs aparecen tan
oscuros como un terciopelo negro, mientras que otros tienen una reflectividad de hielo fresco.
Algunos tienen un aspecto rojizo, mientras que otros tienen un color neutro. Los espectros
muestran que el hielo de agua domina la superficie de la mayoría de los TNOs mientras que
otros revelan hielos exóticos de compuestos como el metano, etano, hidratos de amoniaco,
monóxido de carbono y nitrógeno. Plutón pertenece al grupo del nitrógeno.
En 2000 y 2001 Hal Levison del Southwest Research Institute, Mike Brown de Caltech y Alan
Stern descubrieron que existen dos poblaciones diferentes en referencia a las inclinaciones
orbitales en el Cinturón de Kuiper. Los investigadores discriminaron una población
dinámicamente "fría" de órbitas de baja inclinación que parecían indicar que estos cuerpos se
formaron en estos lugares. La segunda población de objetos dinámicamente "calientes"
representaba a objetos con altas inclinaciones que parecía que habían sido transportados
hasta la región por efectos dinámicos, principalmente por la migración de los planetas gigantes
y por el vaciado de las regiones donde se formaron estos planetas. Estas extrañas evidencias
resultaron sorprendentes, pero eran reales. Además los colores de los TNOs parecían reforzar
esta idea. La población "caliente" es más rojiza en promedio que la población "fría" con una
mayor diversidad de colores.
Muchos TNOs tienen lunas. A pesar de las actuales dificultades tecnológicas para localizar las
lunas alrededor de estos débiles y distantes objetos, más del 20% de los TNOs conocidos
tienen satélites. Entre ellos los cuatro más grandes: Plutón, Eris, Haumea y Makemake. Varios
TNOs tienen más de una luna, Plutón es otra vez el ejemplo principal. A medida que progresa
la actual tecnología de observación, es de esperar que encontremos satélites cada vez más
débiles en los TNOs. Podríamos aprender que la mayoría de los TNOs tienen lunas y que
aquellos sin satélites son raros. La mayoría de las lunas de los TNOs son pequeñas comparadas
con sus compañeros primarios. Es notable advertir, que varios TNOs tienen lunas de diámetros
de la mitad del diámetro del objeto principal, con lo que podrían llamarse más propiamente
objetos binarios. En 1978, Plutón fue el primero de estos objetos binarios descubierto, aunque
en aquel tiempo nadie sabía que Plutón pertenecía al Cinturón de Kuiper.
9
Los colores del Cinturón de Kuiper.
La presencia de metanol en la superficie de un cuerpo del Cinturón de Kuiper depende de la
distancia a la que se formó el objeto y su diámetro. La gama de colores en la superficie de un
cuerpo guarda relación con su composición, por ello, su estudio es de gran importancia para
comprender la naturaleza y origen de estos objetos. Los TNOs muestran una variación
cromática sin parangón en el Sistema Solar. Algunos reflejan la luz del Sol como si de espejos
sucios se tratasen, mientras que otros son increíblemente rojizos.
El color de los TNOs está ligado a un tipo
de alteración, o al menos este es el
resultado que arroja un modelo numérico
elaborado por John Cooper, investigador
en el Centro Espacial Goddard. El
investigador norteamericano afirma que
los TNOs presentan una estructura de
cebolla con colores que van del blanco al
negro, pasando por el rojo, sin embargo
no todos son oscuros. Esto sucede porque
están sometidos a la erosión producida
por el bombardeo de micrometeoritos,
que les hace perder su costra negra, con lo
que aflora la capa rojiza de la estructura
de cebolla.
Por otro lado los episodios eruptivos del hielo primitivo que proceden de las capas más
profundas son los responsables de que la superficie tenga un color blanco brillante. Cooper
espera que este modelo sobre los colores de los TNOs sea confirmado por la sonda New
Horizons que llegará a Plutón en julio de 2015.
El acantilado de Kuiper
El acantilado de Kuiper es el nombre que le dan los científicos a la parte más alejada del
Cinturón de Kuiper. Es una incógnita que ha dado quebraderos de cabeza durante años. La
densidad de objetos en el cinturón de Kuiper decrece drásticamente, de ahí su nombre de
acantilado. La explicación más lógica sería la existencia de un planeta con una masa
suficientemente grande como para atraer con su gravedad a todos los objetos de su órbita. Ese
supuesto planeta recibe el nombre de Planeta X. Hasta la fecha, nadie ha aportado ninguna
prueba de la existencia de tal planeta ni una explicación para este fenómeno. Hay una buena
razón para ello. El Cinturón de Kuiper está demasiado lejos para que podamos observarlo
apropiadamente. Para ello tenemos que salir y echar un vistazo antes de que podamos decir
nada sobre la región, y eso no será posible al menos durante una década. La sonda de la NASA
New Horizons que se dirige hacia Plutón y el Cinturón de Kuiper, no llegará a Plutón hasta
2015, y tardará unos años más en alcanzar esta región.
10
¿Es Tritón un cuerpo del Cinturón de Kuiper?
La órbita de Tritón es realmente extraña. Posee
una inclinación de 157.340º con respecto al
ecuador de Neptuno, lo cual produce la
retrogradación de la traslación del satélite.
Además su eje de rotación está inclinado 30º
respecto al plano de la órbita de Neptuno, con lo
cual durante el año neptuniano cada polo apunta
al Sol, de modo similar a lo que ocurre con
Urano. Al tiempo que Neptuno orbita el Sol, las
regiones polares de Tritón se turnan frente a
éste, probablemente como resultado de los
radicales cambios estacionales que se producen cuando un polo, y luego el otro, reciben la luz
solar. Asimismo, es una órbita prácticamente circular, con una excentricidad de casi cero. A
diferencia de la Luna con la Tierra, donde el efecto de las mareas produce un alejamiento
entre ambos cuerpos y frena a nuestro planeta, la conservación del momento angular está
acercando a Neptuno y Tritón, y acelera la rotación del primero. Esto probablemente derive en
la colisión de ambos cuerpos o en la ruptura de esta luna dentro de 3.600 millones de años,
momento en que Tritón pasará el Límite de Roche de Neptuno, resultando tanto en un caso
como en otro, en un sistema de anillos similar al de Saturno.
Análogos extrasolares del Cinturón de Kuiper.
El observatorio espacial Herschel ha conseguido capturar las imágenes más nítidas hasta la
fecha de anillos de escombros orbitando alrededor de estrellas similares a nuestro Sol.
Estos anillos parecen los
análogos extrasolares del
Cinturón de Kuiper, el
reservorio de cometas y otros
cuerpos helados situados en
el exterior de nuestro Sistema
Solar.
Los anillos recientemente
observados son remanentes
del proceso de formación
planetaria, o bien, se
generaron
cuando
dos
planetas
chocaron.
Los
astrónomos usaron la tecnología infrarroja del Herschel, para captar las débiles emanaciones
de estos restos y poder así estudiar estos cinturones.
Una de las estrellas estudiadas, llamada Q1Eridani o HD 10647, se encuentra a 57 años luz de
la Tierra y tiene un planeta del tamaño de Júpiter orbitando a una distancia equivalente a dos
veces la distancia entre la Tierra y el Sol. El anillo luminoso alrededor de esta estrella emite a
11
una temperatura de 30 grados Kelvin, y se encuentra a un promedio de 85 unidades
astronómicas de la estrella, y posee unas 40 UA de ancho. En comparación, el cinturón de
Kuiper del Sistema Solar, reside entre las 30 y 55 UA del Sol. Otro cinturón mucho más débil
parece rodear a la estrella Zeta2 Reticuli, situada a cerca de 39 años luz de la Tierra. El cinturón
está a una distancia promedio de 100 UA de la estrella y se sabe que alberga un planeta.
Objetos destacados del Cinturón de Kuiper y Planetas Enanos.
Plutón
Plutón es un planeta enano del Sistema Solar, situado tras
la órbita de Neptuno. En la Asamblea General de la Unión
Astronómica Internacional (UAI), celebrada en Praga el 24
de agosto de 2006, se creó una nueva categoría llamada
Plutoide, en la que se incluye a Plutón. Es también el
prototipo de una categoría de objetos transneptunianos
denominada Plutinos. Posee una órbita excéntrica y
altamente inclinada con respecto a la eclíptica, que recorre
acercándose en su perihelio hasta el interior de la órbita de Neptuno. Plutón posee cinco
satélites: Caronte, Nix, Hidra, P4 y P5. Estos son cuerpos celestes que comparten la misma
categoría. Hasta el momento no ha sido visitado por ninguna sonda espacial, aunque se espera
que la misión New Horizons de la NASA lo sobrevuele en 2015.
Plutón fue descubierto el 18 de febrero de 1930 por el astrónomo estadounidense Clyde
William Tombaugh (1906-1997) desde el Observatorio Lowell en Flagstaff, Arizona, y fue
considerado el noveno y más pequeño planeta del Sistema Solar por la Unión Astronómica
Internacional y por la opinión pública desde entonces hasta 2006, aunque su pertenencia al
grupo de planetas del Sistema Solar fue siempre objeto de controversia entre los astrónomos.
Tras un intenso debate, la UAI decidió el 24 de agosto de 2006, por unanimidad, reclasificar a
Plutón como planeta
enano, requiriendo que un
planeta
debe
tener
dominancia orbital.
Su gran distancia al Sol y a
la Tierra, unida a su
reducido tamaño, impide
que brille por debajo de la
magnitud 13.8 en sus
mejores
momentos
(perihelio
orbital
y
oposición), por lo cual sólo
puede ser apreciado con
telescopios a partir de los
200 mm de abertura, fotográficamente o con cámara CCD. Incluso en sus mejores momentos
aparece como astro puntual de aspecto estelar, amarillento, sin rasgos distintivos (diámetro
12
aparente inferior a 0,1 segundos de arco). La órbita de Plutón es muy excéntrica y, durante 20
de los 249 años que tarda en recorrerla, se encuentra más cerca del Sol que Neptuno. Es
también la más inclinada con respecto al plano de la eclíptica, en el que orbitan los demás
planetas del Sistema Solar, siendo su inclinación de 16º. Por eso no hay peligro alguno de que
se encuentre con Neptuno. Cuando las órbitas se cruzan lo hacen cerca de los extremos de
manera que, en sentido perpendicular a la eclíptica, les separa una enorme distancia. Plutón
llegó por última vez a su perihelio en septiembre de 1989, y continuó desplazándose por el
interior de la órbita de Neptuno hasta marzo de 1999. Actualmente se aleja del Sol, y no
volverá a estar a menor distancia del Sol que Neptuno hasta septiembre de 2226.
nitrógeno
helado.
agua
helada.
roca.
(1) (1)
nitrógeno
helado.
(2) (2)
agua
helada.
(3) (3)
roca.
Plutón posee una atmósfera extremadamente tenue,
formada por nitrógeno, metano y monóxido de
carbono, que se congela y colapsa sobre su superficie a
medida que el planeta se aleja del Sol. Es esta
evaporación y posterior congelamiento lo que causó las
variaciones en el albedo del planeta, detectadas por
medio de fotómetros fotoeléctricos en la década de
1950 (Kuiper y otros). A medida que el planeta se
aproximó, los cambios se fueron haciendo menores,
disminuyendo cuando se encontró en el perihelio
orbital (1989). Se espera que estos cambios de albedo se repitan, pero a la inversa, a medida
que el planeta se aleje del Sol rumbo a su afelio. Generalmente, se podría decir que la función
de su atmósfera sería proteger la superficie, pero en este caso la atmósfera de Plutón sólo le
sirve para evitar impactos de pequeños meteoros.
En el sistema de Plutón se conocen un total de seis cuerpos, incluyendo al planeta enano,
habitualmente considerados la mayoría satélites; aunque, en realidad, se trata un sistema
binario, formado por Plutón y Caronte, el segundo cuerpo más grande del sistema,
aproximadamente con el 11,65% de la masa de Plutón. Caronte es el más grande de todos los
satélites del Sistema Solar en comparación con su planeta, es decir, ningún otro satélite es de
un tamaño tan aproximado al del planeta que orbita. Alrededor de este sistema binario orbitan
a su vez otros cuatro satélites. Los más importantes son Nix (nombre provisional S/2005 P 1) e
Hidra (S/2005 P 2), descubiertos en 2005. Los otros dos, más pequeños y de descubrimiento
más reciente, se denominan provisionalmente S/2011 P 1 (P4) y S/2012 P 1 (P5).
Caronte tiene 1192 kilómetros de diámetro y está a 19.640 kilómetros de distancia del
planeta. Desde que se descubrió en 1978 se les ha considerado como un planeta doble, pues
sus masas son similares y el baricentro queda fuera de Plutón, el cuerpo de mayor masa. De
esta manera ambos orbitan en torno a dicho punto. Parece como si estuvieran unidos por una
barra invisible y girasen alrededor de un centro situado en esa barra o eje, más cercano a
Plutón, puesto que tiene 7 veces más masa que Caronte.
Tras la Asamblea General de la UAI de 2006, la categoría de Caronte es aún incierta. Se le
considera posible candidato a planeta enano, pero la definición no deja clara cómo realizar la
13
distinción entre satélite o sistema binario aún no definido. Por ello se le sigue considerando un
satélite del planeta enano Plutón. Con el tiempo, la gravedad ha frenado las rotaciones de
Caronte y Plutón, por lo que ahora presentan siempre la misma cara el uno al otro. La rotación
de esta pareja es única en el Sistema Solar.
Eris
Eris (cuya denominación provisional fue 2003 UB313) es un
planeta enano que se encuentra en el disco disperso, por lo
que se clasifica como un Scattered Disk Objects (SDO) y un
plutoide. Recordemos que los plutoides son todo planeta
enano que se encuentra más allá de la órbita de Neptuno.
Eris pertenece a una clase de cuerpos que han sido
arrastrados a una órbita más lejana de lo habitual por
interacciones gravitatorias con Neptuno en las etapas
iniciales de la formación del Sistema Solar. Cuenta con un satélite natural al que se le ha dado
el nombre de Disnomia.
El descubrimiento de Eris fue anunciado en julio de 2005 por Mike Brown, Chad Trujillo, y
David Rabinowitz, el mismo día que también se hizo público el descubrimiento de Makemake.
Aunque las imágenes del hallazgo se tomaron en 2003 usando el telescopio de 48 pulgadas
Samuel Oschin de Monte Palomar en California, fue en un segundo análisis de las fotografías
en enero de 2005 cuando se percibió el movimiento del planeta enano. Observaciones
subsiguientes permitieron determinar la órbita, que a su vez dieron una estimación de la
distancia y el tamaño. Denominado provisionalmente 2003 UB313, la IAU tomó la decisión de
denominarlo Eris el 13 de septiembre de 2006. Inicialmente fue bautizado extraoficialmente
como Xena en honor de la serie del mismo nombre por sus descubridores. Pero la IAU tiene
unas normas sobre la denominación de los objetos celestes por lo que no se aceptó esta
sugerencia.
En la mitología griega Eris es la diosa de la discordia. En la mitología romana se le llama Discordia. Su
opuesta en la mitología griega era Harmonía, y en la romana, Concordia. La leyenda más famosa
protagonizada por Eris cuenta cómo inició la Guerra de Troya. Tanto los dioses y diosa, así como como
diversos mortales, fueron invitados a la boda de Peleo y Tetis (padres de Aquiles). Sólo la diosa Eris no
fue invitada debido a su naturaleza discordante. Así que Eris apareció en la fiesta con la Manzana de la
Discordia, una manzana dorada con la palabra kallisti (‘para la más hermosa’ o ‘para la más bella’)
inscrita, que arrojó entre las diosas provocando que Afrodita, Hera y Atenea la reclamasen para sí,
iniciándose una riña. Zeus, para no tener que elegir entre las diosas, puesto que una era su esposa y las
otras dos eran sus hijas, encargó ser juez a Paris. Entonces Hermes le transmitió al desventurado Paris,
príncipe de Troya, que tendría que elegir a la más hermosa. Cada una de las tres diosas intentó
sobornarle para que la eligiera: Hera le ofreció poder político, Atenea le prometió destreza militar y
Afrodita le tentó con la mujer más hermosa de la tierra, Helena, esposa de Menelao de Esparta. Paris
terminó por conceder la manzana a Afrodita, raptando luego a Helena y provocando así la Guerra de
Troya.
Esta denominación resulta especialmente adecuada ya que el descubrimiento de Eris supuso el
inicio del proceso de redefinición de Plutón a planeta enano y una nueva clasificación de los
14
cuerpos del Sistema Solar. Eris tiene un período orbital de 557 años. Llegó a su perihelio entre
1698 y 1699, y al afelio alrededor de 1977, y volverá a su perihelio en torno a los años 2256 y
2258.Al contrario que los planetas telúricos y los gigantes de gas, cuyas órbitas están
aproximadamente en el mismo plano que la Tierra, la órbita de 2003 UB313 está muy
inclinada, unos 44° respecto a la eclíptica. Es posible que Eris se encuentre en resonancia 17:5
con Neptuno, pero todavía está sin confirmar esta relación. Cada cierto tiempo, Eris se acerca
a Plutón. Eris cuenta actualmente con una magnitud aparente de 18,7, por lo que es lo
suficientemente brillante como para ser detectado por algunos telescopios de aficionados. Un
telescopio de 200 mm con una CCD puede detectar al planeta en condiciones favorables. La
inclinación de su órbita es responsable de que no haya sido descubierto hasta ahora, ya que la
mayoría de las búsquedas de objetos grandes en las áreas más alejadas del Sistema Solar se
concentran en el plano de la eclíptica, en el cual se encuentra la mayoría de la materia del
sistema.
Eris se encuentra en la constelación de Cetus, actualmente tres veces más lejos del Sol que
Plutón. En 2036 entrará en Piscis y permanecerá allí hasta 2065, cuando entrará en Aries. A
continuación, entrará Perseo en 2128 y en Camelopardalis en 2173. Debido a la gran
inclinación de su órbita, Eris sólo pasa a través de unas pocas constelaciones del zodiaco
tradicional.
Ceres.
Fue descubierto el 1 de enero de 1801 por Giuseppe
Piazzi y recibe su nombre en honor a la diosa romana
de la agricultura, las cosechas y la fecundidad, Ceres.
Este planeta enano contiene aproximadamente la
tercera parte de la masa total del cinturón de
asteroides, siendo el más grande de todos los cuerpos
de dicho grupo. Tiene un diámetro de 960 × 932 km y
una superficie de 2.800.000 km², encontrándose
situado en el cinturón de asteroides entre Marte y
Júpiter. Como comparación, su superficie es
equivalente a la de Argentina. Ceres sigue una órbita
entre Marte y Júpiter, en medio del cinturón de
asteroides, con un periodo de 4,6 años.
Con una masa de 8,7×1020 kg (25% de la masa
del cinturón de asteroides), Ceres comprende
casi un tercio de la masa total estimada
(2,3×1021 kg) de los asteroides del Sistema Solar.
Hay algunos indicios de que su superficie es
cálida y de que podría tener una débil atmósfera
y escarcha. En el pasado, era considerado como
el mayor de una familia de asteroides (un grupo
de elementos orbitales similares). Pero estudios
avanzados han mostrado que Ceres tiene unas
15
propiedades espectrales diferentes de las de los otros miembros de la familia, y ahora este
grupo es denominado como familia Gefion, nombrado con respecto al asteroide (1272) Gefion,
siendo Ceres un accidental compañero sin un origen en común. La NASA ha lanzado una misión
llamada Dawn (en inglés, amanecer) para visitar Ceres y el asteroide (4) Vesta. Fue lanzada el
27 de septiembre de 2007. Entró en la órbita de Vesta en julio de 2011, y lo observó durante
poco más de un año. En septiembre de 2012 Dawn abandonó Vesta y tras un viaje de tres
años, en 2015, llegará a Ceres.
Meteoritos, meteoros, meteoroides
Lo primero que vamos a aclarar antes de entrar en materia son unas definiciones que muchas
veces se confunden y que los medios de comunicación no siempre tratan adecuadamente.
16
Meteorito es un meteoroide que alcanza la superficie de un planeta debido a que no se
desintegra por completo en la atmósfera. La luminosidad dejada al desintegrarse se denomina
meteoro. Meteoro, en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el
fenómeno luminoso que se produce cuando un meteoroide atraviesa nuestra atmósfera. Es
sinónimo de estrella fugaz, término impropio, ya que no se trata de estrellas que se
desprendan de la bóveda celeste. Meteoroide es un cuerpo menor del Sistema Solar de,
aproximadamente, entre 100 µm hasta 50 m (de diámetro máximo). El límite superior de
tamaño, 50 m, se emplea para diferenciarlo de los cometas y de los asteroides, mientras que el
límite inferior de tamaño, 100 µm, se emplea para diferenciarlo del polvo cósmico, no
obstante, los límites de tamaño no suelen usarse muy estrictamente siendo ambigua la
designación de los objetos que se encuentren cercanos a estos límites. Asteroide es un cuerpo
rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y mayor que un meteoroide, que
orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno. Cometa es un cuerpo celeste
constituido por hielo, polvo y rocas que orbita alrededor del Sol siguiendo diferentes
trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas.
Meteoritos
Estimaciones realizadas por métodos independientes indican que cada año llegan a la
superficie de nuestro planeta entre 40 y 80 mil toneladas de materia interplanetaria. La
fricción que sufren los diferentes cuerpos con la atmósfera terrestre se denomina ablación. En
este proceso se pierde aproximadamente el 95% de la masa del cuerpo. Conformen
profundizan en la atmósfera, van sufriendo choques continuos con las moléculas de la
estratosfera, que van calentando sucesivamente la superficie del meteoroide. A una altura
aproximada de un centenar de kilómetros sobre la superficie terrestre el meteoroide alcanza
una temperatura de 1.500ºC. En este momento comienza la ablación. Los diferentes minerales
que componen el meteoroide comienzan a fusionarse y por ello se desprenden del cuerpo
inicial emitiendo gases en el proceso que rodean al meteoroide. De este modo se forma la
breve estela que podemos ver y que denominamos estrella fugaz, y que en general suele durar
pocos segundos. Las columnas de gas suelen alcanzar temperaturas de entre 4.000ºC y
5.000ºC, mientras que la parte frontal del meteoroide puede alcanzar temperaturas de
10.000ºC. Estas fuerzas de fricción y las grandes temperaturas alcanzadas provocan que el
meteoroide pierda masa en muy poco tiempo.
Los grandes meteoroides podrían chocar con la Tierra con una fracción de su velocidad
cósmica, originando un cráter de hipervelocidad de impacto. El tamaño y tipo del cráter
dependerá del tamaño, de la composición, del grado de fragmentación, y del ángulo entrante
del meteorito. La fuerza de tales colisiones tiene el potencial de causar una destrucción
extensa. Los choques a hipervelocidad más frecuentes, normalmente son causados por un
meteorito metálico, los cuales son más resistentes y transitan intactos en la atmósfera
terrestre. Un bólido o bola de fuego es todo aquel meteoro con un brillo similar o superior al
planeta Venus. Estos brillantes meteoros son producidos por partículas cuyas masas oscilan
entre unos pocos gramos y miles de toneladas. Los meteoroides con una masa superior a
varias docenas de kilogramos, si penetran en nuestra atmósfera con la geometría adecuada,
pueden sobrevivir parcialmente al proceso de ablación, alcanzando entonces la superficie
17
terrestre en forma de meteoritos. Los meteoritos se nombran siempre como el lugar en donde
fueron encontrados, generalmente una ciudad próxima o alguna característica geográfica. En
los casos donde muchos meteoritos son encontrados en un mismo lugar, el nombre puede ser
seguido por un número o una letra (ejemplo: Allan Hills 84001)
Clasificación de los meteoritos
Aunque hay diversas clasificaciones, una de las más importantes es la que recoge los aspectos
de composición y procedencia de los meteoritos. En esta división podemos encontrar:
1) Primitivos: es el material más primitivo de nuestro sistema solar (tienen varios miles de
millones de años) que se han mantenido prácticamente inalteradas desde que se formaron, es
decir, nunca han sufrido procesos de fusión o diferenciación. Se cree que se formaron por
condensación directa de la nébula solar y a partir de ellas se formaron los cuerpos de nuestro
sistema solar. Es decir, estos meteoritos son muchos más antiguos que las rocas que
componen nuestro planeta, por lo que pueden darnos información sobre la composición y los
procesos físico-químicos que se dieron en el Sistema Solar primitivo. Los meteoritos primitivos
constituyen el 86% de los meteoritos encontrados.
En general, estos meteoritos se denominan
condritas porque en su estructura
encontramos
mayoritariamente
una
amalgama de esférulas vítreas de
naturaleza ígnea que se denominan
cóndrulos. Los procesos que calentaron los
materiales primigenios para fundirlos y así
crear los componentes de las condritas
fueron muy variados y posiblemente
fueron variando con el tiempo. Por un lado,
el Sol recién nacido era fuente de intensos
campos magnéticos, de un flujo continuo
de
partículas
de
radiación
electromagnética muy energética. Existen
diferentes clases de condritas debido a
que no todas ellas poseen materiales
inalterados cuyos componentes sean completamente representativos de los materiales
primigenios, pues buena parte de ellas sufrieron algún tipo de alteración en sus cuerpos
progenitores.
-Las condritas ordinarias: son las condritas más comunes que han llegado hasta la
Tierra. En su composición encontramos hierros y silicatos. Suelen proceder de asteroides
pequeños y se clasifican por su composición proporcional de hierro.
-Las condritas de enstatita: meteoritos rocosos formados principalmente por un
mineral denominado enstatita MgSiO3. No son muy abundantes, pero constituyen los
minerales fósiles a partir de los cuales se formó la Tierra, ya que su composición es la más
similar que existe entre los meteoritos a la de nuestro planeta. Por ello los científicos creen
18
que una combinación de estos meteoritos dio lugar, por agregación, a los embriones
constitutivos de la Tierra. De esta teoría también se puede deducir su escaso número: tan sólo
unos pocos bloques se habrían dispersado de la región de formación de los planetas terrestres
hacia el cinturón principal y desde allí, nos llegarían a cuentagotas.
-Las condritas carbonáceas: Las condritas carbonáceas también son conocidas como
condritas C, y representan el 5% de las condritas caídas. Se caracterizan por la presencia de
compuestos de carbono, incluidos los aminoácidos. Tienen la proporción más alta de
compuestos volátiles, por lo que se considera que son las que se han formado más lejos del
Sol. Una de sus características principales es la presencia de agua, o de minerales alterados por
ella. Así, que podemos deducir que se formaron más allá de la línea de hielos, pero contienen
una mezcla de minerales de alta temperatura junto a otros minerales de menor temperatura.
Por consiguiente durante la agregación de materiales en esas regiones externas junto a los
minerales más refractarios se incorporaron partículas de hielo en su estructura y, de manera
más puntual, raros minerales hidratados que se diesen en el disco protoplanetario. La cantidad
de agua presente en su estructura determinará su evolución composicional. La acción de esta
agua, hidratando los minerales, resultó determinante alterando la composición de estos,
dando lugar a minerales secundarios: arcillas, óxidos, carbonatos,…
-Condritas anómalas: Existen varias decenas de condritas cuya composición no permite
clasificarlas en un grupo. Su origen parece estar marcado por diferentes procesos químicosfísicos que han dado lugar a estas diversas composiciones, produciéndose en el cinturón de
Asteroides.
2) Diferenciados: Son el resultado de procesos de fusión parcial o total de sus cuerpos de
origen. Es decir, estos cuerpos han sufrido diversas transformaciones en sus componentes
originales. Proceden de cuerpos planetarios diferenciados y podemos distinguir tres tipos
principales: rocosos (o acondritas), metalorrocosos y metálicos. Sus componentes son frutos
de procesos metamórficos ocurridos en cuerpos de miles de kilómetros de diámetro. Aunque
puedan mantener firmas isotópicas y químicas de los materiales primigenios, sus materiales
están formados por minerales secundarios.
-Acondritas:
son
rocas
formadas en la superficie de
sus
respectivos
cuerpos
planetarios. Las fuentes más
importantes de acondritas
descritas hasta la fecha son, de
hecho, la Luna, Marte y Vesta.
Podemos distinguir de qué
cuerpo
proceden
estos
meteoritos gracias a que la
exploración espacial nos ha
permitido
estudiar
estos
cuerpos y su composición en detalle.
19
Estas rocas procedentes de cuerpos diferenciados están formadas por minerales
recristalizados, es decir, por minerales característicos de los cuerpos de los que proceden.
Como su origen es la corteza de los cuerpos, las acondritas poseen una composición marcada
por diversos factores: la composición de los planetesimales que dieron lugar a los cuerpos de
los que proceden, el lugar de formación, y el tamaño del objeto marcarán por ejemplo el
tiempo en el que los materiales son sometidos a altas temperaturas promoviendo la
diferenciación química. Un cuerpo planetario grande como la Tierra retendrá suficiente
energía como para seguir activo durante miles de millones de años, pero uno como la Luna se
enfriará en menos de quinientos millones de años.
Pero no pensemos sólo en la Luna y Marte como posible procedencia de estos meteoritos.
Para empezar existen ciertos grupos de acondritas de naturaleza primitiva que deben proceder
de objetos primitivamente condríticos pero que, por su composición y tamaño, debieron
atravesar una fase relativamente breve de actividad magmática. También existen otro tipo de
acondritas que poseen de grandes asteroides, pero que dada la gran cantidad de asteroides
existentes es imposible determinar por el momento su procedencia exacta.
-Meteoritos metalorrocosos: Proceden de asteroides grandes. Se componen
aproximadamente 50% de metal y 50% Silicato (más sulfuros), y se clasifican según las
variaciones en esta proporción. Proceden de regiones del manto interno de los cuerpos
diferenciados que debieron ser excavados en grandes impactos. Los meteoritos
metalorrocosos más importantes son las palasitas que contienen gran cantidad de olivinos de
color verde, aunque pueden presentar otros colores, como el amarillo, el marrón o el dorado si
han sufrido procesos de meteorización en la superficie terrestre.
-Meteoritos metálicos: proceden del núcleo de los cuerpos planetarios y se
desprendieron a causa de grandes impactos. Estos meteoritos están formados por los
materiales más densos que se conocen y que se consideran representativos de los que
componen el núcleo terrestre.
Meteorito lunar
Meteorito lunar o lunalito, un meteorito de la Luna. En otras palabras, son rocas encontradas
en la Tierra al haber sido expulsadas de la Luna por el impacto en su superficie de un meteoro
asteroidal o posiblemente un cometa. En 1979 en el continente helado, la Antártida, se
descubrió el primer meteorito lunar, Yamato 791197, aunque no se sabría su origen hasta
muchos años después. El meteorito Allan Hills 81005 encontrado en 1982, será el primer
meteorito donde se averigüe su procedencia lunar. Después más de 40 meteoritos lunares se
han ido descubriendo sucesivamente, hasta un peso total de todos ellos de 30 Kg. Todos los
meteoritos lunares se han encontrado en desiertos calientes o fríos ya que les protegen de la
erosión, la gran mayoría en la Antártida, en el norte de África o en Omán.
Es posible conocer de dónde han surgido los meteoritos al comparar su mineralogía, la
composición química e isotópica con las muestras traídas por el programa Apolo de la NASA.
La historia detallada por la exposición de rayos cósmicos han mostrado que todos los
meteoritos se expulsaron de la Luna en los últimos 20 millones de años, la mayoría dejaron el
satélite en los últimos cien mil años. Después, empezaron a orbitar alrededor de la Tierra hasta
20
que la gravedad les hace finalmente atravesar la atmósfera en unos pocos cientos de miles de
años (a veces mucho menos). Algunos meteoritos expulsados por la Luna sin embargo, orbitan
alrededor del Sol. Estos permanecen durante mucho tiempo en el espacio pero algunas veces
se cruzan con la órbita terrestre y también terminan estrellándose, incluso después de
millones de años después del comienzo de su viaje.
Las seis misiones Apolo recolectaron muestras y alunizaron en una pequeña zona de la Luna,
en un área posteriormente detallada geoquímicamente como anómala por la misión Lunar
Prospector. Sin embargo, los numerosos meteoritos lunares son de zonas aleatorias del satélite
y por lo tanto son un ejemplo más generalizado de la superficie lunar. La mitad de los
meteoritos lunares, por ejemplo, son simplemente material de una zona extensa de la Luna.
Cuando el primer meteorito de la Luna se descubrió en 1982, se especuló que era algún otro
meteorito previamente formado en Marte. La identificación correcta de meteoritos lunares en
la Tierra se apoyan en la hipótesis: un meteorito impactó en Marte y pudo a su vez haber
provocado más meteoritos. También hay divagaciones sobre la posibilidad de encontrar
meteoritos terrestres en la superficie lunar. Esto podría resultar muy interesante porque en
este caso las piedras terrestres con una antigüedad superior a los 3900 millones de años, que
habrían desaparecido en la Tierra por los comunes procesos geológicos, podrían seguir sin
apenas variaciones en la Luna. Así algunos científicos han propuesto nuevas misiones para la
búsqueda de rocas antiguas de origen terrestre en la superficie lunar.
Meteorito Marciano
En 2008, la NASA mantiene un catálogo de 57 meteoritos considerados provenientes de Marte
y recuperados en varios países. Estos meteoritos son extremadamente valiosos ya que son las
únicas muestras físicas de Marte disponibles para analizar. Los tres meteoritos listados a
continuación, exhiben características que algunos investigadores consideran tener indicios de
posibles moléculas orgánicas naturales o probables fósiles microscópicos:
Meteorito ALH84001: El meteorito ALH84001 fue encontrado en la Antártida en
diciembre de 1984 por un grupo de investigadores del proyecto ANSMET; el meteorito pesa
1,93 kg. Algunos investigadores asumen que las formas regulares podrían ser microorganismos
fosilizados, similares a los nanobios o nanobacterias. También se le ha detectado contenido de
cierta magnetita que, en la Tierra, solamente se le encuentra en relación con ciertos
microorganismos.
Meteorito Nakhla: El meteorito Nakhla, proveniente de Marte, cayó en la Tierra en 28
de junio de 1911, aproximadamente a las 09:00 AM en la localidad de Nakhla, Alejandría,
Egipto. Un equipo de la NASA, de la división de 'Johnson Space Center', obtuvo una pequeña
muestra de este meteorito en marzo de 1998, la cual fue analizada por medio de microscopía
óptica y un microscopio electrónico y otras técnicas para determinar su contenido; los
investigadores observaron partículas esféricas de tamaño homogéneo. Asimismo, realizaron
análisis mediante cromatografía de gases y espectrometría de masas, (GC-MS) para estudiar
los hidrocarburos aromáticos de alto peso molecular. Además, se identificaron en el interior
"estructuras celulares y secreciones exopolimericas". Los científicos de la NASA concluyeron
que -al menos un 75% del material orgánico no puede ser contaminación terrestre-.
21
Esto causó interés adicional por lo que en 2006, la NASA pidió una muestra más grande del
meteorito Nakhla al Museo de Historia Natural de Londres. En este segundo espécimen, se
observó un alto contenido de carbón en forma de ramificaciones. Al publicarse las imágenes
respectivas en 2006, se abrió un debate por parte de unos investigadores independientes que
consideran la posibilidad de que el carbón sea de origen biológico. Sin embargo, otros
investigadores han recalcado que el carbón es el cuarto elemento más abundante del
Universo, por lo que encontrarlo en curiosas formas o patrones, no sugiere la posibilidad de
origen biológico.
Meteorito Shergotty: El meteorito Shergotty, de origen marciano y con masa de 4 kg,
cayó en Shergotty, India en agosto 25 de 1865, donde testigos lo recuperaron
inmediatamente. Éste meteorito está compuesto de piroxeno y se calcula fue formado en
Marte hace 165 millones de años y fue expuesto y transformado por agua líquida por muchos
años. Ciertas características de este meteorito sugieren la presencia de restos de membranas o
películas de posible origen biológico, pero la interpretación de sus formas mineralizadas varía.
Cráteres e impactos de meteoritos en la Tierra
Los meteoritos con un gran potencial para provocar cambios ambientales de carácter global,
golpean la Tierra cada 50-100 millones de años, mientras que objetos más pequeños, pero
también significativos, golpean en una escala de tiempo más corta, y también afectan al clima
y a la biosfera. Cuando uno de estos objetos impacta con la Tierra, deja evidencias claras del
impacto, aparte del cráter. Sin embargo, en nuestro planeta, a diferencia de la Luna, los
cráteres son menos visibles debido a fenómenos como la erosión, la actividad volcánica y la
tectónica de placas, por lo que encontrar evidencias, aparte del cráter, tiene una especial
importancia en el estudio de este tipo de impactos. El efecto mayor que deja una colisión de
un meteorito con la Tierra es la extinción masiva, que en realidad está asociado a
consecuencias colaterales que deja el
impacto, como el calentamiento global,
seísmos, bólidos, destrucción de la capa de
ozono, lluvia ácida y nubes de polvo. Estos
cambios bruscos de las condiciones
ambientales en el planeta provocan la
pérdida de la biomasa, lo que se conoce
como extinción masiva.
Los cráteres de impacto son estructuras de
carácter geológico formadas al colisionar un asteroide o cometa con un planeta o satélite.
Todos los cuerpos del Sistema Solar han sido bombardeados por meteoritos, y los recuerdos
de esos bombardeos se ven con claridad en la superficie de la Luna, Marte y Mercurio. En
nuestro planeta, los científicos se han dado cuenta de que las estructuras de impactos de
meteoritos son abundantes, antiguas y de alta complejidad geológica. Este tipo de impactos ha
generado cambios en la corteza terrestre, ha hecho variar la temperatura del planeta y ha
participado en las extinciones masivas. En la Tierra se han encontrado más de 160 cráteres de
impacto, la mayor parte de ellos localizados en Norteamérica, Europa y Australia, pero se cree
que quedan muchos por descubrir.
22
Hace 65 millones de años los dinosaurios gobernaban la Tierra pero, en un tiempo corto,
desaparecieron. ¿Qué pudo causar está extinción masiva en tan corto espacio de tiempo? Este
final catastrófico, en el Cretácico capturó la atención y la imaginación de muchos geólogos, y
es en la actualidad uno de los temas más debatidos en las ciencias de la Tierra. Parece ser, que
en las capas de sedimentos del límite entre el Cretácico y el Terciario existe un
enriquecimiento anómalo de iridio y otros elementos, cuestión que apoya la tesis de una
relación entre un impacto y la extinción masiva. El cráter que parece estar asociado a este
acontecimiento masivo es el de Chicxulub, localizado en la península del Yucatán en Méjico,
que tiene un diámetro de 170 km y una edad de unos 65 millones de años. Estudios recientes
han revelado que en este cráter existe un enriquecimiento anómalo de elementos siderófilos,
característicos de los meteoritos. El cráter presenta características diagnósticas de
metamorfismo de choque, que son marcas particulares de impactos de meteoritos.
Existen acontecimientos de gran importancia histórica, aunque de efectos menores, como el
objeto extraterrestre que explotó en el aire sobre la cuenca del río Podkamennaya-Tunguska
en Siberia el 30 de junio de 1908, con una fuerza equivalente a 29 megatones (mil veces más
que la bomba de Hiroshima). La onda resultante devastó más de 1000 km2 de bosque y los
árboles fueron arrancados de raíz, pero, por fortuna, el área estaba deshabitada y sólo hubo
dos muertos. Si se asume que el meteorito tenía una velocidad de 20 km/s, y que la explosión
liberó la energía mencionada, entonces podemos concluir que el objeto era de unas 40000
toneladas.
Meteoros
Meteoro, en su uso astronómico, es un concepto que se reserva para distinguir el fenómeno
luminoso que se produce cuando un meteoroide atraviesa nuestra atmósfera. Es sinónimo de
estrella fugaz, término impropio, ya que no se trata de estrellas que se desprendan de la
bóveda celeste.
23
La aparición de meteoros es un hecho muy frecuente, y generalmente se ven a simple vista,
con excepción de los llamados meteoros telescópicos que necesitan de al menos unos
binoculares para su observación. En una noche oscura y despejada se pueden detectar sin
ayuda de instrumentos hasta 10 meteoros por hora, pero a intervalos irregulares (pueden
pasar diez o veinte minutos sin que observe ninguno); sin embargo, en las épocas
denominadas de lluvia de estrellas se llegan a observar de 10 a 60 por hora (uno cada minuto).
La contaminación lumínica hace que en las ciudades sea muy difícil disfrutar de este tipo de
observaciones. También la presencia de la luna, sobre todo en su fase llena, impide la
observación de los meteoros.
Más raro es un fenómeno más deslumbrante: el de un bólido (meteoros de magnitud inferior a
-4, la magnitud de Venus). Atraviesan rápidamente el cielo, dejan tras sí una estela luminosa y
a veces estallan con un ruido análogo al de un disparo de artillería. En ciertas fechas el número
de meteoros que se pueden observar es mucho mayor. Estos períodos son denominados
lluvias de meteoros. Además, durante las lluvias de meteoros, que normalmente duran unos
pocos días, la mayoría de los meteoros parecen provenir de un punto determinado del cielo,
denominado radiante.
Las lluvias de meteoros normalmente son denominadas con el nombre de la constelación
donde se encuentra el punto radiante y además se repiten anualmente durante un período de
tiempo muy bien definido. Por ejemplo, la lluvia de meteoros de las Leónidas, es una de las
más conocidas popularmente, empieza cada año alrededor del 14 de noviembre y se prolonga
hasta el 25 de ese mismo mes, con un pico de intensidad bastante bien definido en torno a los
días 17, 18 ó 19 de noviembre. Como indica su nombre, el punto radiante se halla localizado en
la constelación de Leo.
La naturaleza de las lluvias de meteoros sugiere que están asociadas con el encuentro de la
Tierra con regiones de su órbita con un número anormalmente alto de meteoroides. Mientras
los cometas se mueven por sus órbitas, dejan tras de sí un chorro de polvo y material rocoso
liberado de los hielos que se vaporizan por el calor solar. Si la Tierra cruza la órbita de un
cometa, estos restos ocasionan un aumento en el número de meteoros que la alcanzan; son
las típicas lluvias de meteoros.
Durante las lluvias de meteoros,
éstos parecen radiar de un
determinado punto en el cielo,
pero se trata de una ilusión óptica.
Los meteoros que producen las
lluvias e mueven esencialmente en
trayectorias paralelas, pero a
causa de la perspectiva (las líneas paralelas parecen encontrarse en el infinito), estas
trayectorias paralelas parecen provenir de un punto cuando son observadas desde un
determinado lugar de la superficie de la Tierra.
24
Lluvias de meteoros más importantes son las Cuadrántidas (enero), Líridas (abril), Perseidas
(agosto), Dracónidas (octubre), Oriónidas (octubre), Leónidas (noviembre), y Gemínidas
(diciembre).
Meteoroide
Un meteoroide es un cuerpo menor del Sistema Solar de, aproximadamente, entre 100 µm
hasta 50 m (de diámetro máximo). El límite superior de tamaño, 50 m, se emplea para
diferenciarlo de los cometas y de los asteroides, mientras que el límite inferior de tamaño, 100
µm, se emplea para diferenciarlo del polvo cósmico, no obstante, los límites de tamaño no
suelen usarse muy estrictamente siendo ambigua la designación de los objetos que se
encuentren cercanos a estos límites.
La mayoría de los meteoroides son fragmentos de cometas y asteroides, aunque también
pueden ser rocas de satélites o planetas que han sido eyectadas en grandes impactos o
simplemente restos de la formación de Sistema Solar. Cuando entra en la atmósfera de un
planeta, el meteoroide se calienta y se vaporiza parcial o completamente. El gas que queda en
la trayectoria seguida por el meteoroide se ioniza y brilla. El rastro de vapor brillante se llama
técnicamente meteoro, aunque su nombre común es estrella fugaz. Se denominan bólidos
aquellos meteoros cuya magnitud aparente es inferior a -4 (a menor valor de la magnitud
aparente, mayor brillo), que es aproximadamente la magnitud aparente del planeta Venus,
que de entre todas las estrellas y planetas es el cuerpo más brillante desde la Tierra. De
aquellos bólidos de magnitud aparente inferior a la de la Luna llena (-12,6), los superbólidos,
pueden sobrevivir fragmentos que lleguen al suelo; estos fragmentos son denominados
meteoritos. La mayoría de los meteoritos terrestres, excepto los metálicos de grandes
dimensiones, proceden de meteoroides.
Asteroides
Un asteroide es un cuerpo rocoso, carbonáceo o metálico más pequeño que un planeta y
mayor que un meteoroide, que orbita alrededor del Sol en una órbita interior a la de Neptuno.
Vistos desde la Tierra, los asteroides tienen aspecto de estrellas, de ahí su nombre (en griego
significa «de figura de estrella»), que les fue dado por John Herschel poco después de que los
primeros fueran descubiertos. Hasta el 24 de marzo de 2006 a los asteroides también se los
llamaba planetoides o planetas menores, pero esta definición ha caído en desuso. La mayoría
de los asteroides de nuestro Sistema Solar poseen órbitas semiestables entre Marte y Júpiter,
conformando el llamado cinturón de asteroides, pero algunos son desviados a órbitas que
cruzan las de los planetas mayores.
El 1 de enero de 1801 el astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi descubrió el asteroide o planeta
menor Ceres, mientras trabajaba en un catálogo de estrellas. Este planeta menor fue
denominado Ceres Ferdinandea en honor al entonces rey de las Dos Sicilias, Fernando I.
Actualmente no es considerado un asteroide sino un planeta enano.
25
Al descubrimiento de Piazzi le siguieron otros parecidos pero de objetos más pequeños. Hoy se
estima que existen cerca de dos millones de asteroides con un diámetro mayor que un
kilómetro tan sólo en el cinturón principal; sin embargo, si se suman todas sus masas el total
equivale sólo al 5% de la masa de la Luna.
Desde la redefinición de planeta de 2006 llevada a cabo por la Unión Astronómica
Internacional, el término clásico asteroide no desaparece sino que se incluye dentro de los
denominados cuerpos menores del Sistema Solar (excepto Ceres, que se considera planeta
enano), junto con los cometas, la mayoría de los objetos transneptunianos y cualquier otro
sólido que orbite en torno al Sol y sea más pequeño que un planeta enano.
Hay diferentes formas de clasificar los asteroides. Las clasificaciones más importantes son:
Clasificación de los asteroides por su posición en el Sistema Solar
Cinturón de asteroides
La mayor parte de los asteroides y cometas conocidos giran alrededor del Sol en una
agrupación que se conoce con el nombre de cinturón de asteroides, que se encuentra entre
Marte y Júpiter. Este cinturón está a una distancia del Sol comprendida entre 2 y 3,5 unidades
astronómicas (UA), y sus periodos de revolución están entre 3 y 6 años.
26
El 22 de agosto de 2006, el anterior asteroide Ceres, fue reclasificado como planeta enano
junto con Plutón y Eris. A esta lista se añaden Makemake y Haumea el 17 de septiembre de
2008.
Asteroides cercanos a la Tierra (NEA)
Existe un especial interés en identificar asteroides cuyas órbitas intersectan la órbita de la
Tierra. Los tres grupos más importantes de asteroides cercanos a la Tierra son los asteroides
Amor, los asteroides Apolo y los asteroides Atón.
27
Asteroides Troyanos
Se denominan asteroides Troyanos a los pertenecientes a un grupo de asteroides que se
mueven sobre la órbita de Júpiter. Están situados en los dos puntos de Lagrange triangulares a
60 grados por delante, L4 (precediendo a Júpiter en su órbita), y por detrás de Júpiter, L5
(siguiéndolo en su órbita).
También el planeta Marte tiene por
lo menos un asteroide de tipo
troyano, (5261) Eureka, que ocupa
el punto L5 del sistema Sol-Marte.
Igualmente el planeta Neptuno
tiene al menos cinco asteroides
troyanos; los primeros en ser
descubiertos fueron 2001 QR 322
(también denominado 2001 QR322),
y 2004 UP10, que orbita delante de
Neptuno en su punto lagrangiano L
4. En junio de 2006 se descubrieron
tres nuevos asteroides troyanos de
Neptuno.
Asteroides centauros
Se denominan asteroides centauros a los que
se encuentran en la parte exterior del
Sistema Solar orbitando entre los grandes
planetas. (2060) Quirón orbita entre Saturno
y Urano, (5335) Damocles entre Marte y
Urano.
Asteroides coorbitantes de la Tierra
Son asteroides que al acercarse a la Tierra
permanecen capturados por la gravedad terrestre por algunos años y luego se alejan
nuevamente. Actualmente se conocen dos cuerpos de este tipo: el 2003 YN107 y el 2004 GU9.
28
Clasificación de los asteroides por grupo espectral.
Los asteroides son asignados a un tipo espectral basado en su espectro, color, y algunas veces
por su albedo. Esos tipos son considerados en correspondencia a la composición de la
superficie del asteroide. Para pequeños cuerpos que no son diferenciados en su estructura
interna, la superficie y la composición interna son presumiblemente similares, mientras que
grandes objetos tales como Ceres y (4) Vesta son conocidos por tener estructura interna.
Riesgo de impacto con la Tierra.
Los Asteroides Cercanos a la Tierra (Near Earth Asteroids o NEA) se dividen en tres categorías:
Atones, Apolos y Amores, siguiendo el nombre de cada prototipo (Atón, Apolo y Amor). Bajo
ciertas condiciones sería posible un impacto con nuestro planeta. Si además consideramos a
los cometas, generalmente menos masivos pero igualmente con gran poder destructor, el
grupo que los incluye a todos se llama Objetos Cercanos a la Tierra, en inglés Near Earth
Objects (NEO). Actualmente existen unos 4000 objetos catalogados como NEO, según
«NeoDys» (Near Earth Objects - Dynamic Site), un proyecto de la Universidad de Pisa que
proporciona información actualizada de este tipo de astros. Finalmente, si un NEA se aproxima
a menos de 0,05 unidades astronómicas (7 millones y medio de kilómetros) a la Tierra, se le
denomina PHA (asteroide potencialmente peligroso, por sus siglas en inglés). De ellos hay
clasificados unos 800 en la actualidad y son los que representan un peligro para la civilización
si en verdad alguno llegara a chocar contra nuestro planeta, ya que afectaría de manera global
al mismo. Sin embargo, los cálculos de las trayectorias y de cada aproximación a la Tierra
29
tienen grandes incertidumbres, debido a que los elementos orbitales (semiejes mayor y
menor, distancia mínima al Sol, excentricidad, entre otros) no se conocen con total precisión,
de manera que cualquier predicción está sujeta a un margen de error considerable. De hecho,
el PHA que durante los pasados años ha representado el mayor peligro, denominado 1950 DA,
ya no se clasifica como tal y dejó recientemente de ser un PHA. Hasta hace poco se pensaba
que existía cierta posibilidad de que impactara contra nuestro planeta el año 2880; sin
embargo, el refinamiento de los elementos orbitales ha permitido que nos demos cuenta de
que tal evento no ocurrirá. Otros PHA conocidos poseen probabilidades muy bajas de llegar a
chocar con la Tierra. De hecho ninguno está por encima del umbral de ruido (esto es, la
posibilidad no es significativa). Lo que no quiere decir que en cualquier momento un cálculo
más preciso de la trayectoria de uno de ellos, lo cual requiere observaciones precisas y
continuadas, o el descubrimiento de un nuevo PHA, indique que el impacto llegue a ocurrir. De
ahí la importancia de los grandes proyectos que coordinen observaciones sistemáticas del cielo
y el mantenimiento de bases de datos actualizadas.
En España existe un centro dedicado casi exclusivamente a este tema que está ubicado en el
Observatorio Astronómico de La Sagra, situado en plena montaña (a una altura de 1580 m)
cerca de Puebla de Don Fadrique, en la provincia de Granada, miembro de la asociación
Internacional Spaceguard Foundation.
Cometas
Los cometas en la historia
Los
cometas
han
llamado
poderosamente la atención de los
seres humanos en las diferentes
culturas. La aparición repentina de un
cometa podía ser relacionada con
grandes males o entenderse como
augurio de cambios. Estas erróneas
creencias han perdurado en algún
sector de la sociedad hasta nuestros
días a pesar de que hace mucho
tiempo que se conoce la naturaleza
exacta de los cometas. Los retornos
del cometa Halley también han provocado a lo largo de la historia curiosas anécdotas. Las
diferentes culturas han relacionado la aparición de un cometa con diferentes aspectos de la
vida humana. En tiempos medievales, era tan grande el miedo a los cometas que los eruditos
siguieron anunciando con su aparición en el cielo hechos terribles como muertes de reyes,
llegándose incluso a crear cometas imaginarios para justificar grandes desastres. Uno de ellos
fue el del año 814 -inexistente- que se dijo anunció la muerte de Carlomagno. El retorno del
Halley en el año 837, anunció la muerte del rey Luis I de Francia, eso sí, lo hizo con tres años de
anticipación pues el monarca murió en el año 840. El pintor italiano Giotto puso un cometa
30
(probablemente el del Halley) en su Nacimiento de Jesús. Paracelso en 1664 aseguraba que el
cometa que apareció era una advertencia a Alfonso IV rey de Portugal. En el siglo XVII Kepler
creía que los cometas eran emanaciones de la Tierra, es decir un fenómeno atmosférico. Con
estas ideas queda claro que el que había establecido las leyes con que se movían los planetas,
no se preocupase del movimiento de los cometas. Se debe a los esfuerzos de Tycho Brahe,
Newton y Edmund Halley que el estudio de los cometas a la categoría de movimientos
planetarios. Newton inventó un procedimiento para determinar los elementos de las órbitas
cometarias con pocas observaciones. Edmund Halley coronó su trabajo calculando las órbitas
de 24 cometas de los que se tenían suficientes datos. Al compararlas entre sí, vio que algunas
eran tan parecidas que parecían corresponder al mismo astro. El cometa de 1682, recién
observado, pareció ser el mismo que los de 1607 y o 1531, por lo que predijo su vuelta para
finales de 1758 o principios de 1759. Newton y Halley ya fallecidos no pudieron observar la
vuelta del cometa.
Estructura y composición de los cometas
En un cometa podemos discernir su cola de polvo, que está constituida por pequeños granitos
de silicatos y material orgánico que se mueven por la acción conjunta de la gravedad solar y la
presión de la radiación. Es visible porque parte de esos granitos reflejan la luz solar que
reciben. Por ello, las colas tienen un color blanquecino o amarillento. Junto a la cola de polvo,
los cometas pueden mostrar una cola recta, con un color ligeramente azulado que se debe a su
composición iónica. Es la cola de plasma que se forma, esencialmente, por la interacción del
material iónico cometario con el del viento solar y el campo magnético que arrastra. Las colas
31
nacen de la coma, una nebulosa de polvo y gas que, en ocasiones presenta ciertas estructuras
brillantes como chorros, capas o abanicos. Finalmente, oculto tras la coma, está lo que sería la
esencia cometaria, el núcleo. El núcleo es un conglomerado de hielos, mayoritariamente agua,
pero también monóxido de carbono y granos de polvo. Cuando el núcleo es calentado por el
Sol, los hielos subliman, liberando el gas que arrastran consigo los granos de polvo. El núcleo
es un cuerpo sólido de forma irregular y baja densidad, con un tamaño del orden de los
kilómetros. Se mueve por el cielo por la acción gravitatoria del Sol y demás cuerpos del
Sistema Solar, así como por la reacción que produce cuando el gas es liberado.
Las investigaciones realizadas han permitido detectar la presencia de un gran número de
compuestos tanto en las comas como en las colas. Hoy sabemos que los componentes volátiles
mayoritarios son el agua (80%), seguido del dióxido de carbono, monóxido de carbono,
metanol, metano, sulfuro de hidrógeno y amoniaco, y trazas de otros 60 compuestos
diferentes.
Origen de los cometas.
Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la Nube de Oort, situada entre 50.000 y
100.000 UA del Sol, y el Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.
Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el
nombre del astrónomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se
acercan al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años.
Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las órbitas de los cometas de la Nube
de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros
acortan sus órbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley,
Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno,
el Cinturón de Kuiper.
Las órbitas de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes están en el sistema
solar exterior, y tienen la propensión a ser altamente afectados (o perturbados) por
acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a órbitas muy cercanas
al Sol (a ras del césped solar) que los destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son
enviados fuera del sistema solar para siempre. Se cree que la mayoría de los cometas se
32
originan en la Nube de Oort, a enormes distancias del Sol, y que consisten de restos de la
condensación de la nébula solar; los extremos exteriores de esa nébula están lo
suficientemente fríos para que el agua exista en estado sólido (más que gaseoso). Los
asteroides se originan por la vía de un proceso distinto, empero, los cometas muy viejos han
perdido todos sus materiales volátiles y pueden devenir en algo muy parecido a los asteroides.
Si su órbita es elíptica y de período largo o muy largo, proviene de la hipotética Nube de Oort,
pero si su órbita es de período corto o medio-corto, proviene del cinturón de EdgeworthKuiper, a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con un período de 76 años (corto)
que proviene de la Nube de Oort. Conforme los cometas van acercándose al Sol y cumpliendo
órbitas, van sublimando su material, y van perdiéndolo por consecuencia, disminuyendo de
magnitud. Tras un cierto número de órbitas, el cometa se habrá "apagado", y en el final de su
combustible, se convertirá en un asteroide normal y corriente, ya que no podrá volver a
recuperar masa. Ejemplos de cometas sin combustible son: 7968-Elst-Pizarro y 3553-Don
Quixote.
Clasificación de los cometas
Hay varias clasificaciones de cometas según
Tamaño
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.
Edad Cometaria
La edad cometaria es el número de órbitas que ha realizado el cometa alrededor del Sol, se
suele expresar como Cometary Years (CY). Cometa bebé: P-AGE <5;
Cometa joven: P-AGE
<30; Cometa medio: P-AGE <70; Cometa viejo: P-AGE <100; Cometa Matusalén: P-AGE
>100
Según los periodos
Actualmente se conocen algo más
de 4.000 cometas. La mayoría de
ellos nos han visitado una vez y no
volverán. Estos cometas reciben el
nombre genérico de cometas noperiódicos. El resto presentan
órbitas elípticas y serían por tanto
periódicos, más tarde o más
temprano vuelven a visitar el
Sistema Solar interior. De ellos, un
gran número tienen órbitas
enormes, que alcanzan los confines
del Sistema solar, y tienen un periodo alrededor del Sol que puede llegar a ser de varios miles
de años. Estos cometas reciben el nombre genérico de cometas de largo periodo.
33
Dentro de los cometas periódicos se distinguen un grupo de cometas cuyo periodo alrededor
del Sol es inferior a 200 años; reciben el nombre genérico de cometas de corto periodo. De
estos, aproximadamente unos 250 han sido observados en más de un paso orbital. Dentro del
grupo de los cometas de corto periodo distinguiremos dos grupos más. Los cometas tipo
Halley, cuyos periodos estarían entre 15-200 años, y los cometas de la familia de Júpiter, cuya
órbita está controlada por este planeta y sus periodos orbitales alrededor del Sol es inferior a
los 15 años.
Cometas en otros sistemas estelares
Las últimas investigaciones han
hallado alrededor de otras
estrellas estructuras similares a
nuestro Cinturón de Kuiper que
delatarían la presencia de
cometas en estos astros.
Cometas en el cinturón de
asteroides
Los asteroides son cuerpos
rocosos situados entre Marte y
Júpiter. En cambio, los cometas
son cuerpos de hielo cuyas
órbitas se encuentran normalmente más lejos que Plutón. Entonces ¿Cómo podemos clasificar
a los cometas que se encuentran en el cinturón de asteroides?
En la noche del 7 de agosto de
1996, los astrónomos Eric Elst y
Guido
Pizarro
estaban
observando lo que creían que era
un asteroide ordinario. Para su
sorpresa, el objeto reveló una
cola débil similar a la de un
cometa. Inicialmente, se trataba
de pérdidas y ganancias de
material como si un impacto
menor hubiera levantando una
nube de desechos, pero cuando
la cola regresó en 2002,
momento en el que el supuesto
asteroide volvió otra vez a su
perihelio (el punto más cercano
al Sol), una vez más se comprobó
que aparecía una cola tenue. Al
"asteroide" se le dio la
34
designación de 133P/Elst-Pizarro. En 2005, dos nuevos asteroides fueron descubiertos con
colas: P/2005 U1 y 118401. Y en 2008, se localizó otro de estos objetos extraños (P/2008 R1).
Esta nueva clase de objetos ha sido llamada "Cinturón Principal de Cometas (MBCS)". Pero,
¿de dónde proceden estos objetos?
Se contempló la posibilidad de que estos objetos se hubieran formado en el cinturón de
asteroides. Después de todo, cada uno de los objetos tiene una órbita consistente con otros
asteroides aparentemente normales. Tienen una distancia parecida al Sol, así como similares
excentricidades e inclinaciones de sus órbitas. Con estos datos, la teoría de que estos objetos
surgieron fuera del Sistema Solar pierde peso. Además, un estudio de 2008 realizado por
Schörghofer, en la Universidad de Hawai, predice que, en el caso de que un cuerpo helado se
formase en esta zona, sería capaz de evitar la sublimación de varios millones de años, si sólo
estuviese cubierto con unos metros de polvo y suciedad, lo que minimizaría los problemas de
estos objetos a sufrir una muerte prematura por la sublimación del hielo. No obstante, si
verdaderamente están cubiertos por una capa de polvo sobre el hielo, en una colisión se
podría eliminar esta capa protectora de polvo, lo que provocaría que el hielo del interior
comenzara a sublimarse y así provocar la aparición de una cola parecida a la de los cometas.
En un trabajo reciente, Nader Haghighipour, también de la Universidad de Hawai, explora la
viabilidad de las colisiones como mecanismo para iniciar esta activación, así como la
estabilidad de las órbitas de estos objetos para evaluar si se formaron al mismo tiempo, como
otros asteroides en el cinturón principal. Se calculó para cada uno de los tres MCBS´s, por
promedio, se produce un impacto cada 40.000 años.
Explorando la estabilidad orbital de estos objetos, se ha descubierto que por lo menos dos de
ellos fueron dinámicamente inestables y pudieron eventualmente ser expulsados de sus
órbitas en un plazo de 20 millones de años. Luego, una formación in-situ de estos objetos ha
sido descartada. Sin embargo, una similitud en las características orbitales con una familia de
asteroides conocidos como la Familia Themis, sugiere que pueden haber sido el resultado de
la misma desintegración del cuerpo más grande que creó este grupo. Esto plantea la pregunta
de si existen o no más de estos asteroides ocultando reservas de hielo de agua y si están a la
espera de un impacto para exponerlos. En el caso de P/2008R1, se está determinado cuál fue
su ubicación original porque actualmente se encuentra en una órbita inestable cerca de una de
las resonancias del planeta Júpiter, a la que llegó posiblemente tras desviarse de su órbita
fruto de un impacto.
En resumen, en el Cinturón Principal, los cometas parece que no se ha formado en su órbita
actual, pero lo más probable es que se encuentren estos objetos en órbitas no muy alejadas de
su formación original. Además, este trabajo apoya la idea de que los impactos menores podían
exponer el hielo que permite la formación de la cola de un cometa. Sea como sea, este
descubrimiento abre muchas puertas a las investigaciones futuras sobre el cinturón de
asteroides.
Verónica Casanova
35
Para saber más
http://es.wikipedia.org/wiki/Isla_Devon
http://es.wikipedia.org/wiki/Ant%C3%A1rtida
http://www.dmae.upm.es/Astrobiologia/Curso_online_UPC/capitulo11/5.html
http://es.wikipedia.org/wiki/R%C3%ADo_Tinto
http://www.seaastronomia.es/drupal/sites/default/files/archivos/boletin/12%20Extremofilia%20Astrobiologic
a%20%28varios%20autores%29.pdf
http://www.espacial.org/planetarias/exobiologia/riotinto1.htm
http://es.wikipedia.org/wiki/Lago_Vostok
https://es.wikipedia.org/wiki/Vida_en_Venus
https://es.wikipedia.org/wiki/Atm%C3%B3sfera_de_Venus
http://www.muyinteresante.es/ciencia/articulo/ique-tiempo-hace-en-el-planeta-venus
https://es.wikipedia.org/wiki/Geolog%C3%ADa_de_Venus#Caracter.C3.ADsticas_de_la_superf
icie
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Venus?updated-max=2012-0503T12:32:00%2B02:00&max-results=20&start=20&by-date=false
http://es.wikipedia.org/wiki/Giovanni_Schiaparelli
http://ciencia.nasa.gov/science-at-nasa/2003/09jul_marsdust/
http://multimedia.lacaixa.es/lacaixa/ondemand/obrasocial/pdf/exposicionesitinerantes/marte
tierra_dosier_es.pdf
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Marte
https://en.wikipedia.org/wiki/Mars#Hydrology
https://es.wikipedia.org/wiki/Vulcanismo_en_Marte
http://www.iac.es/cosmoeduca/sistemasolar/anexos/atmosfera.htm
http://www.astrofisicayfisica.com/2013/01/imagenes-de-un-marte-vivo.html
http://www.investigacionyciencia.es/investigacion-y-ciencia/numeros/2012/6/tuvo-marte-unocano-en-el-pasado-8663
36
http://es.wikipedia.org/wiki/J%C3%BApiter_%28planeta%29
http://almaak.tripod.com/temas/jupiter.htm
http://www.astrofisicayfisica.com/2011/10/planetas-gigantes-planetas-cambiantes.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Gran_Mancha_Roja
http://es.wikipedia.org/wiki/%C3%8Do_%28sat%C3%A9lite%29
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Io
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Europa
http://www.solarviews.com/span/europa.htm
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Gan%C3%ADmedes
http://es.wikipedia.org/wiki/Gan%C3%ADmedes_%28sat%C3%A9lite%29
http://www.caha.es/white-storms-in-saturn_es.html
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Saturno
http://es.wikipedia.org/wiki/Saturno_%28planeta%29
http://es.wikipedia.org/wiki/Anillos_de_Saturno
http://astrosafor.net/Huygens/2004/46/Titan.htm
http://www.vega00.com/2011/11/urano-un-gigante-anomalo.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Trit%C3%B3n_%28sat%C3%A9lite%29
http://astronomiac.blogspot.com.es/2011/05/planeta-neptuno.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Sat%C3%A9lites_de_Neptuno
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Neptuno
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Trit%C3%B3n
http://www.astrofisicayfisica.com/2009/11/cometas-en-el-cinturon-de-asteorides.html
http://es.wikipedia.org/wiki/Cometa
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/cometas
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/cometas?updated-max=2011-1010T14:38:00%2B02:00&max-results=20&start=20&by-date=false
http://www.astrofisicayfisica.com/2009/11/cometas-en-el-cinturon-de-asteorides.html
37
https://es.wikipedia.org/wiki/Asteroide
http://www.astrofisicayfisica.com/2011/09/cinturon-de-kuiper-1-parte-de-una-serie.html
http://www.astrofisicayfisica.com/search/label/Cintur%C3%B3n%20de%20Kuiper
http://es.wikipedia.org/wiki/Plut%C3%B3n_%28planeta_enano%29
https://es.wikipedia.org/wiki/Ceres_%28planeta_enano%29
http://www.astrofisicayfisica.com/2011/12/eris-el-planeta-enano-de-la-discordia-2.html
http://www.eso.org/public/archives/presskits/pdf/exoplanets-es.pdf
http://sac.csic.es/astrosecundaria/libro/talleres/T9%20Planetas%20y%20exoplanetas%20versi
on3.pdf
http://danielmarin.blogspot.com.es/2011/06/como-clasificar-los-planetas.html
http://rdu.unc.edu.ar/bitstream/handle/11086/122/DAst45.pdf?sequence=1
38