el sistema solar (parte 3)
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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
