Territorio Gravedad
Un proyecto de divulgación
¡Espectacular!
lunes, 26 de noviembre de 2018
Territorio Gravedad - Carlos Barceló
¿Volvemos a la Luna? - Ana Inés Gómez de Castro
¿Volvemos a la Luna?
(Por
Ana Inés Gómez de Castro)
Capítulo 23 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
La
aventura lunar comenzó a finales de los años 50 (siglo XX) con la carrera
espacial entre la Unión Soviética (URSS) y los Estados Unidos (EEUU). El 12 de
septiembre de 1959 llegaba por primera vez una nave terrestre a la superficie
lunar; la nave se llamaba Luna 2 (o Lunik 2) y fue puesta en órbita desde el
Cosmódromo de Baikonur por la Agencia Espacial Soviética (RosaviaCosmos). El
Luna 2 impactó en la región de Palus Putredinis cercana al cráter Arquímedes.
Entre 1966 y 1969 otras siete naves terrestres llegaron a la superficie
lunar: dos lanzadas por RosaviaCosmos, el Luna 9 y Luna 13, y cinco misiones
por la Agencia Espacial Estadounidense (NASA), Surveyor 1, 3, 5, 6 y 7.
Prácticamente todas las naves alunizaron en el hemisferio norte de la cara
visible de la Luna (ver figura 1) aunque en regiones con características muy
diferentes de la superficie lunar.
Figura 1: Zonas de alunizaje de las misiones hasta 2014 [1].
El gran hito de esta pre-historia
lunar tuvo lugar el 20 de julio de 1969, cuando el módulo lunar de la misión
Apollo XI (NASA) transportaba por primera vez hasta la superficie de la Luna a
dos seres humanos. La frase de Neil Armstrong: “un pequeño paso para el hombre pero un salto gigantesco para la
humanidad” (1) forma ya parte del acerbo cultural de la humanidad.
Tristemente, el programa lunar terminó
con la carrera espacial. El programa
Apollo (NASA) murió en los años 70; la última misión, el Apolo XVII se lanzó en
1972. Por el lado ruso, RosaviaCosmos concluía su programa lunar el 9 de agosto de 1976, con el lanzamiento del
Luna 24. A partir de ese momento, el foco de la exploración espacial tomó otro
curso: misiones planetarias, observación de la Tierra, desarrollo y operación
de la estación espacial internacional, observatorios astronómicos… hasta que
recientemente se ha recobrado el interés por la Luna (ver figura 2).
Figura 2: Misiones lunares anuales desde 1958. La línea continua indica el número de misiones por año que llegaron a la superficie lunar incluyendo misiones que simplemente impactaron con la superficie, robots y los aterrizajes humanos de las misiones Apollo. La línea discontinua marca todas las misiones, incluidos los orbitadores como el Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO).
Los principales responsables de este
interés renovado han sido las agencias espaciales más jóvenes: la Agencia
Espacial Japonesa (JAXA), realizó una serie de lanzamientos exitosos en 2007,
la Agencia Espacial India (ISRO) envió la sonda Chadrayaan-I que descubrió la
presencia de agua en la Luna y la Agencia Espacial China (CNSA) inició un
robusto programa lunar en 2007 con la misión Chang’e 1, seguida por las Chang’e
2 y Chang’e 3 y que continuará en 2017 y 2018 con las misiones Chang’e 4 y 5.
A las tradicionales agencias
espaciales, hay que añadir la actividad de grandes compañías impulsadas por el
gigante de internet Google y la visión del grupo Xprize. La competición Google Lunar XPRIZE reúne a
equipos que con financiación privada deben poner una nave en la Luna, recorrer
con ella 500 metros y transmitir a la Tierra imágenes y video de alta calidad
[2]. El primero que lo consiga obtendrá un premio de 20 millones de dólares
aunque el objetivo fundamental de los equipos es el desarrollo tecnológico y la
búsqueda de una buena posición de partida en la exploración lunar. Los equipos
están frecuentemente participados por empresas tecnológicas líderes en sus
países de origen y están formados fundamentalmente por equipos científicos y de
ingeniería. En la actualidad hay 16 equipos registrados algunos de ellos con el
lanzamiento ya definido y verificado por la organización.
El 27 de septiembre 2003, la Agencia
Espacial Europea (ESA) lanzaba la misión SMART-1 inaugurando su actividad
lunar. ESA ha mostrado interés en la exploración lunar recientemente, con
actividades como retomar los vuelos lunares en estrecha colaboración con
RosaviaCosmos y desarrollar la ingeniería para la creación de un asentamiento
lunar estable. En los planes conjuntos ESA-RosaviaCosmos está la misión Selene2
que traerá de vuelta a la Tierra una
muestra del terreno del polo sur de la Luna.
1 ¿Por qué volver a la Luna?
La
Luna es rica en recursos minerales y su distribución está siendo determinada
por las naves en órbita lunar. Naves como LRO (NASA), Clementine (NASA), Chadrayaan-I (Agencia Espacial de la India,
ISRO) han obtenido datos sobre la distribución de rocas hidratadas y minerales
en la superficie lunar (ver figura 3). Las concentraciones más elevadas de
metales tales como hierro o titanio, o de algunos elementos utilizables como
fuente de energía (p.e. torio que enriquecido puede utilizarse como núcleo
fisionable) se encuentran en las cercanías del cráter Copérnico. Otros materiales como el He-3 o el
Tritio, son abundantes en el regolito
(2) lunar.
Por otro lado, conocer la distribución
de rocas hidratadas es fundamental para determinar la localización de futuros
asentamientos humanos, así como para la investigación sobre el origen de la
vida.
Figura 3: El panel de la izquierda muestra la distribución de rocas hidratadas en la cara visible Luna; las regiones de colores azules a violeta, situadas en los Polos, tienen una gran concentración de rocas hidratadas [Datos: obtenidos por la misión LRO de NASA]. Los paneles centrales y derechos muestran la distribución de hierro en la Luna, medido por la misión Clementine (NASA) [3].
En la actualidad, el coste de poner
una masa de un kilogramo en la Luna es de aproximadamente 1 millón de euros,
haciendo que la explotación minera lunar sea un mal negocio cuando se compara
con las explotaciones terrestres, al menos de momento. La explotación
mineralógica es una fuerte motivación para la exploración lunar en especial, a
medida que los vuelos se abaraten y los recursos terrestres escaseen. En un futuro más lejano, la abundancia de
metales en su superficie, la ausencia de fuentes de oxidación, la
disponibilidad de energía y la menor gravedad harán de la Luna un lugar
privilegiado como astillero de naves espaciales y como avanzada en la
exploración humana del Sistema Solar.
Más allá de las razones económicas
existen poderosas razones científicas para instalar laboratorios y
observatorios astronómicos en la Luna. La contaminación electromagnética de la
Tierra (desde la polución lumínica a las radiofrecuencias) y la ausencia de
atmósfera en la Luna hacen de nuestro satélite un lugar privilegiado para la
observación astronómica. La Luna es el laboratorio más cercano para el estudio
del origen de la vida y la astroquímica; la presencia de rocas hidratadas y el
fuerte flujo de radiación ultravioleta proporcionan el laboratorio ideal para reproducir
la formación de estructuras complejas y aminoácidos en el espacio.
Pero la razón última para volver a la
Luna va más allá de estas consideraciones y es intrínseca a la naturaleza
humana. La evolución de nuestra especie se mueve por la curiosidad que nos
lleva a la exploración de nuestro entorno. El desarrollo científico y
tecnológico está incrementando la esperanza de vida y la población mundial. En
consecuencia, tanto la naturaleza humana como la presión demográfica forzarán a
los humanos a expandirse en todo el territorio accesible. Y la accesibilidad de
la Luna ya está tecnológicamente cercana. En resumen, vamos a volver a la Luna
y esta vez para quedarnos.
La exploración y la ocupación de
nuestro entorno es también una necesidad para la sobrevivencia nuestra especie:
la vida humana es frágil y el Universo hostil. Si nuestra especie quiere
sobrevivir tendrá que salir al espacio y extender su área de habitabilidad; es
demasiado arriesgado que el único hábitat humano sea el planeta Tierra.
2 La ciudad lunar “Nueva Antártida”
La
tecnología actual permite enviar con “cierta” facilidad componentes a la Luna
pero su coste es todavía muy elevado (1Meuro/kg). Por lo tanto, cualquier
propuesta realista pasa por una de estas tres posibilidades:
-Usar
como habitáculo la nave de transporte Tierra-Luna
-Desarrollar
habitáculos con materiales lunares
-Buscar
estructuras geológicas estables y enterradas en la superficie lunar dentro de
las cuales se pueda habilitar una base.
La primera propuesta ha sido analizada
por varias agencias y solo tiene un inconveniente, el habitáculo debe de ser
pequeño, dados los costes de lanzamiento, y habrá de ser “semienterrado” para
proteger su interior del viento solar.
La ESA, junto con el equipo de
arquitectura Foster & Partners, ha realizado un estudio de la utilización
de impresoras 3-D para la creación de edificios en la Luna utilizando como base
material lunar. En este trabajo están involucrados estudios y jóvenes empresas
españolas del sector de la construcción.
Orbitadores lunares, como el Lunar
Recognaissance Orbiter (LRO) de la NASA, están realizando mapas de la
superficie lunar con gran resolución y han descubierto zonas protegidas bajo
los cráteres y tubos de lava en los que, en principio, podría asentarse una
colonia a bajo coste. Aunque el lugar favorito para el establecimiento de una
ciudad lunar es el polo sur de la Luna dada la abundancia de agua y las
condiciones del terreno (ver Figura 4).
Figura 4: Imagen del polo sur de la
Luna. Los colores en los cráteres marcan la abundancia de hielo del máximo (2%)
en blanco a 0.3% en azul oscuro [4].
Pero, ¿hasta qué punto es acometible
el coste de esta aventura? En la actualidad, la comunidad internacional está
financiando un gran proyecto espacial: la Estación Espacial International (ISS:
International Space Station), ¿serían los costes comparables?
La ISS es el experimento (y la
colaboración científico-técnica) más ambiciosa en la historia de la humanidad.
La ISS había costado alrededor de 100,000 millones de dólares en 2010, sin
contar con los viajes a la estación que incrementarían el monto total a unos
150,000 millones de dólares totales invertidos en el periodo 1998-2010 (3) .
Por lo tanto, y haciendo un prorrateo
anual, se podrían colocar unas 10 toneladas al año en la Luna por el mismo
costo que la ISS. Pero las Agencias Espaciales están pensando en una
aproximación más ingeniosa al problema. Una flota de impresoras 3D que utilicen
como material el regolito lunar y como fuente energía el sol, podría crear
edificaciones e instrumentación para trabajar remotamente, desde laboratorios
terrestres, en la Luna. Obviamente, al final, los humanos nos estableceríamos
en la Luna pero ese paso sería mucho más caro y más tardío.
En conclusión, sí, vamos a volver a la
Luna y esta vez para quedarnos.
Figura 5: Una propuesta de ciudad lunar (Moon village) realizada por la ESA, en colaboración con Foster+Partners La ciudad es construida alrededor de módulos enviados desde la Tierra que son recubiertos de regolito Lunar utilizando impresoras 3D [5].
Notas:
(1)
Todavía en 2016, una búsqueda genérica en internet de la frase “es un
pequeño paso para el hombre”, en
español, arroja la frase de Neil Armstrong
en las primeras líneas.
(2) El regolito lunar es el
material de la superficie de la Luna procesado por el viento y la radiación del
Sol.
(3)
Esta cantidad es equivalente a un 0,2 % del producto bruto mundial anual (87,25 billones de dólares al año).
Bibliografía:
[1] “The locations of every Lunar landing”,
Kevin Anderton, July 20th 2015; www.forbes.com
[2] lunar.xprize.org
[3] Lucy et al. 1995, Science, 268, 115
[4] Gladstone et al. 2012.
[5]http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Engineering_Technology/Building_a_lunar_base_with_3D_printing
Ana
Inés Gómez de Castro
Doctora en Astrofísica
Catedrática
de Astronomía y Astrofísica,
Universidad Complutense de
Madridlunes, 19 de noviembre de 2018
La Luna y "su perfil bueno" - Pablo Marcos Arenal
¿Por qué
siempre vemos la misma cara de la Luna? ¿Pasa lo mismo con los satélites de
otros planetas con relación a ellos?
(Por
Pablo Marcos Arenal)
Capítulo 22 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
En
primer lugar vamos a ver qué quiere decir que siempre veamos la misma cara de
la Luna desde la Tierra, luego veremos cómo han llegado la Tierra y la Luna a
esa situación y por último veremos si esto mismo ocurre con los satélites de
otros planetas.
1 La cara vista de la Luna
La
Luna siempre muestra la misma cara porque su periodo de rotación sobre sí misma
es el mismo que el de traslación alrededor de la Tierra, aproximadamente 27.32
días. Al contrario de lo que se creía hasta 1965, no ocurre lo mismo con
Mercurio, que tarda 87.9 días en completar una órbita alrededor del Sol pero
solo 58.7 días en rotar sobre sí mismo. Por esto desde el Sol sí se puede ver
toda la superficie de Mercurio pero desde la Tierra hay una cara de la Luna que
permanece siempre oculta. En el caso de la Luna se produce lo que se conoce
como acoplamiento gravitacional [1].
La diferencia entre ambos casos es la
misma que hay entre una noria y un tiovivo de feria. Si montamos en una noria,
un observador que estuviese situado en su eje de giro vería la parte de arriba
de nuestra cabeza antes de que la noria comenzase a girar. Cuando la noria
hubiese dado un cuarto de giro, este observador nos vería de frente (o de
espaldas, dependiendo de la dirección del giro). Y cuando llevásemos media
vuelta y estuviésemos en lo más alto de la noria, el observador vería nuestros
pies. En tres cuartos de giro vería nuestra espalda (o nos vería de frente). Al
completar el giro, de nuevo en la parte de abajo, habría visto toda nuestra
“superficie”, de pies a cabeza, literalmente. Habríamos completado una “órbita”
alrededor del eje de la noria pero no habríamos girado sobre nosotros mismos.
Ahora nos subiremos a un tiovivo mirando, por ejemplo, hacia el centro de la
atracción que es donde está el eje de giro y nuestro observador. Cuando
hubiésemos completado un giro, este observador solo nos habría visto de frente
y no habría podido ver nuestra espalda, al igual que ocurre con la Tierra y la
cara oculta de la Luna. En nuestro tiovivo habríamos dado una vuelta alrededor
del centro de la atracción (la traslación de la Luna alrededor de la Tierra) y
además habríamos dado una vuelta sobre nosotros mismos (rotación de la Luna
sobre sí misma).
2 ¿Siempre la misma cara?
Ahora
bien, ¿cómo ha llegado la Luna a sincronizar ambos periodos de giro? En el caso
del tiovivo nuestro asiento está fijado al suelo de la atracción forzándonos a
dar una vuelta sobre nosotros mismos por cada vuelta que da el tiovivo sobre su
eje, pero en el caso de la Luna ¿de dónde sale esa fuerza que la ha llevado a
girar sobre sí misma? Para responder a esto hay que hacer un poco de historia
muy muy antigua. Vamos con ello.
La teoría más extensamente aceptada de
formación de la Luna asegura que se formó a partir de los restos que se
produjeron tras el choque de un cuerpo del tamaño de Marte con la Tierra. De
esto hace algo menos de 4.500 millones de años. Tras el choque, la Luna quedó
situada mucho más próxima a la Tierra de lo que lo está hoy en día (10 veces
más cerca, entre tres y cinco veces el radio de la Tierra ¡imagina el tamaño de
la Luna en el cielo!), y los periodos de rotación de Tierra y Luna eran mucho
más cortos. En aquel tiempo no había sincronización entre los periodos de
rotación de la Luna y su traslación alrededor de la Tierra, por lo que toda la
superficie de la Luna era visible desde la Tierra. Además, debido a la
proximidad entre los dos cuerpos, la fuerza de la gravedad era muy superior,
por lo que la forma de la Luna era más ovalada de lo que es hoy en día. La
forma de aquella Luna primitiva era más parecida a la de un huevo que a la
casi-esfera que es hoy en día.
Al no tener forma esférica, la fuerza
de la gravedad con la que se atraían Tierra y Luna no estaba equilibrada entre
la parte achatada y la parte abultada, de manera que la Tierra ejercía un poco
más de fuerza para atraer esa masa extra que sobresale en la parte abultada. En
menos de 1000 años, esa fuerza extra que atraía a la parte más abultada hacia
la Tierra, llevó a que la Luna modificase su periodo de rotación original (que
actualmente no se conoce con precisión) y acabase apuntando con esa parte
abultada hacia la Tierra. De esta manera, el periodo de rotación de la Luna
sobre su eje se ajustó a su periodo orbital alrededor de la Tierra. Este efecto
se conoce como acoplamiento de marea o gravitacional.
En el dibujo de arriba se puede
apreciar cómo la línea de fuerza de la parte abultada no es paralela al eje que
une los centros de masa de los dos cuerpos. En el dibujo está exagerado este
efecto y el abultamiento. Tras muchas órbitas, se llegó a la situación de
equilibrio en la que el abultamiento se mantiene orientado en dirección a la
Tierra, tal como vemos en la Luna de la izquierda en el dibujo.
Con el paso del tiempo y debido a las
fuerzas que equilibrio hidrostático, la Luna ha ido perdiendo su forma ovalada
para aproximarse más a una esfera, pero la sincronización entre sus periodos de
rotación y orbital alrededor de la Tierra se conserva, por lo que en nuestros
días vemos siempre la misma cara de la Luna.
3 Otros satélites
Este
efecto de acoplamiento de marea no es exclusivo de nuestra Luna, y es habitual
en otros satélites en nuestro sistema solar, incluso entre estrellas y
planetas. Se conocen incluso casos fuera del sistema solar, como el exoplaneta
Próxima Centauri b alrededor de su estrella Próxima Centauri.
En el sistema solar existen muchos
casos de satélites acoplados a sus planetas: Marte tiene a Fobos y Deimos en
acoplamiento gravitacional; Júpiter tampoco puede ver las caras ocultas de sus
cuatro satélites galileanos (ni las de otros cuatro de sus satélites menores) y
otro tanto ocurre con quince de los satélites de Saturno, cuatro de Urano y con
dos de Neptuno. Como vemos, no podemos decir que el caso de la Luna sea un caso
especial.
Plutón y su satélite, Caronte, están
acoplados el uno al otro; desde Plutón solo se puede ver una de las caras de
Caronte, y desde Caronte solo se puede ver una de las caras de Plutón. Al igual
que el planeta enano ejerce una fuerza sobre su satélite, éste la ejerce sobre
el planeta enano y, como ya hemos visto, si cualquiera de los dos cuerpos tiene
una distribución de masa irregular, esta fuerza tendrá una componente que hace
que se produzca la sincronización. Esto nos hace pensar que si la Tierra
también tiene una distribución de masa irregular, por estar achatada por los
polos y existir los efectos de marea, ¿se producirá el acoplamiento de marea de
la Tierra con la Luna de manera que la Luna solo será visible desde un
hemisferio terrestre? Pues en efecto, así es, pero para eso faltan 50 mil
millones de años, que es mucho más que el tiempo de vida de nuestro Sol. La
fuerza que ejerce la Luna sobre los abultamientos de la Tierra hacen que
nuestra velocidad de rotación disminuya, de manera que los días se alargan 2.3
milisegundos por siglo.
Este efecto de acoplamiento
gravitacional se produce cuando un cuerpo órbita alrededor de otro y tiene una
distribución irregular de masa que, como hemos visto, es siempre. Entonces,
¿por qué no ocurre con todos los satélites? La respuesta está en el tiempo
necesario para que se produzca este efecto. Cuanto mayor sea la fuerza de
atracción entre planeta y satélite (mayor masa y menor distancia entre ellos) y
mayor sea el abultamiento del satélite, más rápidamente se modificará el
periodo de rotación. Dependerá también de la composición física del satélite
(en un satélite gaseoso desaparecerá el abultamiento mucho más rápido que en
uno rocoso) y de la velocidad de rotación original del satélite, pero la clave
es el tiempo necesario para que todos estos factores lleven al acoplamiento
gravitacional: en el caso de la Luna hemos visto que se necesitaron 1000 años,
pero puede ocurrir que para otro cuerpo se necesite un tiempo mayor que el
tiempo de vida del Universo, y eso es mucho tiempo.
Notas:
[1] En realidad el caso de Mercurio es
particular porque también existe acoplamiento gravitacional pero en una
resonancia orbital 3:2 en lugar de 1:1 como es el caso de la Luna.
Bibliografía:
“How
close was the Moon to the Earth when it formed?”, Matija Cuk
(http://web.archive.org/web/20130912213336/http:/curious.astro.cornell.edu/question.php?number=699).
“Acoplamiento
de marea” (https://es.wikipedia.org/wiki/Acoplamiento_de_marea).
“Solar
System Dynamics”, C.D. Murray; S.F. Dermott (1999). Cambridge University Press.
p. 184.
“Eclipse
predictions and Earth´s rotation”, Fred Espenak
(http://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEhelp/rotation.html).
Pablo
Marcos Arenal
Doctor Astronomía
Investigador del Grupo Aegora
de la Universidad Complutense de Madridjueves, 15 de noviembre de 2018
lunes, 12 de noviembre de 2018
Plutón - René Duffard
Plutón, Plutón… quién te ha visto y quién te
ve.
(Por
René Duffard)
Capítulo 21 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
Plutón
era ese noveno planeta que a casi todos nos enseñaron que estaba más allá de
Neptuno. A partir de 1992 se comenzaron a descubrir más objetos de su tipo, o
sea objetos trans-neptunianos (TNOs en sus siglas de inglés) y también planetas
orbitando alrededor de otras estrellas. ¿Dónde está el límite? ¿Cuándo un
cuerpo es planeta o asteroide? Hubo que sentarse a discutir la definición de
planeta. Plutón fue descubierto en 1930 y clasificado como planeta, luego fue
re-clasificado como planeta enano en 2006, unos 76 años de reinado. Plutón, no
te quejes, dice Ceres, ex-asteroide, que fue descubierto en 1801 y clasificado
como planeta y luego en 1850 re-clasificado como asteroide, para luego en 2006
clasificado nuevamente, pero esta vez como planeta enano.
Plutón fue visitado por la nave New
Horizon en julio de 2015, un sobrevuelo muy rápido, de unas pocas horas,
después de 9 años de viaje. Las imágenes y datos que envió esta nave cambiaron
el concepto que teníamos de Plutón y los TNOs. Sabíamos que Plutón tenía una
tenue atmósfera, que tenía manchas de albedo (zonas más brillantes que otras en
su superficie), teníamos una estimación de su estructura interior. Sabíamos que
tenía un gran satélite llamado Caronte, y 4 satélites más pequeños.
¿Cómo sabíamos todo esto? La presencia
de una atmosfera se infiere a partir de ocultaciones estelares producidas por
Plutón. Se observa como cambia la luz de una estrella cuando Plutón pasa frente
a ella. Cuando se ve que la luz disminuye en forma gradual hasta desaparecer y
luego la estrella comienza a verse nuevamente en forma gradual, se infiere que
es debido a una atmósfera y hasta se puede caracterizar esa tenue atmósfera que
tiene Plutón. Un cuerpo sin atmósfera, al pasar frente a una estrella y
producir una ocultación, deja una huella característica, donde se puede ver que
la luz de la estrella cae bruscamente al ser ocultada por la superficie del
objeto. Al tener atmósfera, la luz de la estrella cae gradualmente en una
ocultación.
La estructura interna (si tiene un
núcleo más denso, un manto y una corteza) se puede conocer al combinar
mediciones muy detalladas de su diámetro y de su masa. Si tenemos el diámetro,
tenemos el volumen del cuerpo y teniendo también su masa podemos obtener la
densidad media del cuerpo, dato fundamental en ciencias planetarias. El
diámetro se puede conocer con buen detalle usando ocultaciones estelares o con
mediciones térmicas utilizando telescopios espaciales como Herschel por ejemplo
y la masa se determina a partir de la interacción gravitatoria con el/los
satélites o con una nave espacial si se puede acercar al cuerpo estudiado. Con
esos parámetros se determina la densidad media del objeto y de ahí su
estructura interna. La densidad media de la Tierra es de 5.51 gr/cm3,
la del agua es de 1 gr/cm3, la de Júpiter, 1.33 gr/cm3 y
la de Plutón de 1.88 gr/cm3. Concluimos de esto que la Tierra tiene
un interior formado de rocas, Júpiter como es enorme tiene que contener mucho
material en estado gaseoso, y Plutón por su tamaño y densidad tiene que tener
un interior que es mezcla de rocas y hielos.
Pero lo más sorprendente que encontró
la nave New Horizon, fueron los detalles en la superficie de Plutón. Esas
manchas más brillantes que se veían en las imágenes tomadas por el telescopio
Hubble, eran debido a la presencia de hielo en parte de la superficie. Pero ese
hielo no es de agua, es de nitrógeno. ¿Cómo es que puede existir hielo de
nitrógeno? Bueno, Plutón tiene una temperatura media de 40 K, eso es 230 grados
bajo cero. ¿Y puede haber tanto nitrógeno? Claro que sí, en la Tierra lo hay,
pero está en estado gaseoso, el aire está compuesto de 78% de nitrógeno y 21%
de oxígeno. O sea que nitrógeno hay, tanto en Plutón, como en la Tierra, como
en los otros planetas. En Plutón existen casquetes polares o una Antártica
compuestos de hielo de nitrógeno, donde se pueden ver montañas compuestas de
agua sobre un manto de nitrógeno sólido. Ese enorme glaciar, nombrado Sputnik
por el equipo de la nave, es el más grande del sistema solar. Presenta unas
formaciones, como células poligonales (ver figura 1) enormes. Esta capa de
hielo de nitrógeno de algunos kilómetros de profundidad, se calienta lentamente
por el calor interno del planeta enano y sube lentamente a la superficie como
una burbuja de agua hirviendo. Desde arriba, estas estructuras se ven como
células poligonales de unos 20 kilómetros de extensión. Es curioso que sea el
nitrógeno lo que produce estas células, pero resulta que los 40 K de
temperaturas es justo la temperatura donde el nitrógeno puede coexistir como
sólido, líquido y gaseoso. Similar a lo que pasa con el agua aquí en la Tierra.
Figura 1: Zonas poligonales de
hielo de nitrógeno en la superficie de Plutón.
Cada una de estas zonas tiene unos 20 kilómetros de extensión.
Cada una de estas zonas tiene unos 20 kilómetros de extensión.
Estas formaciones están en permanente
cambio y se mueven, muy despacio, unos pocos centímetros al año, a la velocidad
de crecimiento de una uña, por ejemplo. Esto quiere decir que cada 500 mil
años, el hielo de nitrógeno en la superficie de Plutón se renueva
completamente. Y esta es la causa principal por la que vemos ese hielo tan
brillante o nuevo, y que tiene un albedo alto.
En la superficie de esta planicie de
nitrógeno, dentro de estas células de convección, se ven como pequeños
cráteres, que son producidos por pequeñas burbujas que llegan a la superficie y
explotan para luego congelarse dejando en la superficie miles de pequeños
cráteres. Es como ver desde arriba una sopa crema en ebullición y cada vez que
una burbuja explota, se congela en la superficie dejando un cráter (ver figura
2).
Figura 2: En esta imagen podemos ver en detalle
las zonas planas
de hielo de nitrógeno con los pequeños cráteres en el límite con las regiones
más oscuras donde acaba el casquete de hielo.
Y en este link un video de un
sobrevuelo con detalles increíbles
sobre la superficie de Plutón
Me imagino un diálogo entre dos
geólogos en un congreso de un futuro próximo:
-¿Tu a qué te dedicas?
-A la geología de las rocas volcánicas, como las que hay en
Tenerife, Hawai, Marte, la Luna, Mercurio, el asteroide Vesta. ¿Y tú?
-Yo me dedico a la geología de los volátiles. Glaciares de
N2, montañas de agua, crío-volcanes, células de convección de N2, planicies de metano
congelado.
-¿Tomamos un café caliente?
-No gracias, mejor un granizado.
Y volviendo a la atmosfera de Plutón,
¿es parecida a la atmósfera de la Tierra? Para nada. Primero porque la presión
atmosférica es muy, pero muy inferior. Algunos expertos se niegan a catalogar
esto como atmósfera (ver figura 3). La composición es fundamentalmente
nitrógeno, con algo de metano y algo menos de monóxido de carbono. Y tiene una
presión atmosférica de unos 10 microbares (la presión atmosférica a nivel del
mar aquí en el Tierra es de 1 bar). Esta atmósfera existe rodeando a Plutón
como una neblina solo porque este planeta es suficientemente grande como para
retenerla. Los gases de la atmósfera están ahí debido a la sublimación de los
hielos de la superficie.
Figura 3: Detalle de la
superficie de Plutón
donde también se aprecian las diferentes capas en la
atmósfera.
¿Y qué podemos decir sobre
Caronte? Es el satélite más grande de
Plutón, de hecho son un sistema binario. La relación de tamaños entre Caronte y
Plutón es mayor que la relación de tamaños entre la Luna y la Tierra.
Se cree que Caronte se formó a partir
de una colisión de otro cuerpo con Plutón. Todavía se ven marcas de esa
colisión en Caronte que no ha conseguido borrarlas de su superficie (ver la
imagen de la figura 4). En esa imagen se puede apreciar una fractura, como el
Gran Cañón del Colorado, pero mucho más profundo. La imagen se obtuvo en el
mayor acercamiento de New Horizon a Caronte, y se puede apreciar justo en el
limbo, la profundidad de la fractura. Tiene unos 9 km de profundidad y unos 700
km (casi toda España de norte a Sur) de largo. Este cañón es casi tan profundo
como el Valle Marineris en Marte. Se
cree que este cañón se formó al congelarse un océano en el interior de Caronte
y se expandió generando esa súper fractura.
Plutón tiene otras 4 pequeñas lunas:
Styx, Nix, Kerberos e Hydra. Antes de la visita de la nave New Horizon, se
conocía muy poco de ellas, gracias al telescopio espacial Hubble. Ahora se
conoce algo, poco más, como que tienen solo unos 30 a 40 km de diámetro y que
son bastante brillantes, tienen el albedo alto. Eso hace inferir que estarían
compuestas de hielo de agua. Estos satélites serian fragmentos de la colisión
que formó a Plutón y Caronte.
Fue muy difícil obtener todos estos
datos, estas fotografías por la nave New Horizon. Desde mi punto de vista es un
logro combinado de la ingeniería, astrofísica, telecomunicaciones, software, y
muchas otras áreas. Esas fotografías de alta definición que la sonda envió a la
Tierra son un logro científico increíble. La nave viajaba a 50000 km/h, la
iluminación solar a esas distancias es mucho menor que en la Tierra, el objeto
a fotografiar es oscuro, y estaba a 5900 millones de kilómetros de la Tierra.
Figura 4: Caronte visto por New
Horizon
y en detalle la gran fractura donde se aprecia su profundidad
al ser
vista en el limbo del satélite.
¿Con todas esas condiciones quieren
que obtenga buenas fotografías? Es como que te pidan construir una cámara de
fotos, que luego va a ser sacudida muy violentamente (durante el despegue), que
viaje durante 9 años y cada tanto se encienda para obtener fotos de Marte y
Júpiter. Luego tienes que enviarle las instrucciones a esa cámara de fotos para
programar la serie de fotografías ya que la señal o los datos
enviados/recibidos tardan 5 horas en llegar a la nave. Tiene que estar todo
programado a la centésima de segundo. Es como estar subido en un coche de
Fórmula 1, pasando por un túnel oscuro, y obtener fotografías de un trozo de
carbón dentro de ese túnel. Y lo más difícil, programar la adquisición de esas
fotografías mientras el coche está viajando hacia ese túnel. Tengo que saber dónde
está Plutón y sus satélites en aquel momento, cómo están de iluminados, a qué
velocidad relativa pasa la nave y a qué distancia de la superficie de cada uno
de ellos voy a pasar, obtener esos datos, guardarlos en la memoria y luego,
cuando todo haya pasado, enviarlos a la Tierra. Sencillamente increíble.
La nave ha enviado 10 Gb de datos
desde Plutón (recordemos que una película en formato AVI tiene del orden de 1
Gb de tamaño) y lo hizo a lo largo de 9 meses, es que la velocidad de
transferencia es muy lenta. Y luego nos quejamos de nuestra velocidad de bajada
de datos en internet.
La nave New Horizon ha marcado un
nuevo hito en la exploración espacial. Ha viajado 9 años, para tener un
encuentro de unas pocas horas y enviar información sin precedentes de la parte
más externa de nuestro sistema solar. Esta visita es la primera a un objeto
trans-neptuniano y ha abierto las puertas de una nueva geología. Seguimos
aprendiendo de los datos que ha enviado y se aplicarán a los otros TNOs que
estudiemos. Esta parte del sistema solar es la que menos ha cambiado desde su
formación y por eso es tan importante estudiarla. Estos estudios permitirán
entender también las condiciones que se encuentran algunos exo-planetas que se
han descubierto y que se descubrirán. Todo este conocimiento seguro que estará
presente en las películas y series de ciencia ficción que se hagan a partir de
ahora.
René
Duffard
Doctor en Astronomía
Contratado Ramón y Cajal en
Instituto de Astrofísica de Andalucía – CSIC
Ha finalizado la Licenciatura en Astronomía en la Universidad Nacional de Córdoba, en Argentina, presentando un trabajo sobre el uso de las ocultaciones estelares para el estudio de atmósferas de planetas gigantes. Luego ha realizado el doctorado en Astronomía en el Observatorio Nacional en Rio de Janeiro, Brasil, presentado una tesis sobre las propiedades físicas de asteroides.
A partir de ahí ha realizado una serie de estancias post-doctorales, la primera en el Max Planck Institute para el estudio del Sistema Solar, trabajando en la misión DAWN y la preparacion de la cámara de imágenes. Luego otro post-doc “Juan de la Cierva” de 3 años, ya en Granada, para estudiar las propiedades físicas de asteroides y TNOs. Luego un contrato “Ramón y Cajal” de 5+2 años, ya de investigación independiente que acaba de terminar.
Actualmente se encuentra contratado por un proyecto europeo H2020 que estudia las propiedades físicas de asteroides y TNOs. Instituto de Astrofísica de Andalucía - CSIC.
miércoles, 7 de noviembre de 2018
lunes, 5 de noviembre de 2018
¿Planetas? - Pablo Marcos Arenal
¿Por qué
no todos los objetos que orbitan alrededor del Sol son llamados planetas?
(Por
Pablo Marcos Arenal)
Capítulo 20 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!
Si
buscamos este capítulo en el libro de Asimov que aquí estamos revisando, nos
encontramos con que su título original era “¿En qué difiere Plutón con todos
los demás planetas?”. Ocurre que, desde la XXVI Asamblea General de la Unión
Astronómica Internacional (IAU por sus siglas en inglés), Plutón dejó de
considerarse un planeta. Es por esto que era necesario cambiar el título del
capítulo y centrarnos en explicar qué es un planeta y en qué se distingue de
los demás objetos celestes que orbitan alrededor de nuestro Sol.
Bien podríamos simplemente responder a
la pregunta atendiendo a la definición
de planeta que nos ofrece el diccionario; Según la Real Academia de la
Lengua Española (RAE):
«Planeta:
Del lat. planēta, y este del gr. πλανήτης planḗtēs; propiamente
'errante'.
»Cuerpo celeste sin luz propia que gira en una órbita elíptica alrededor de una
estrella,
en particular los que giran alrededor del Sol:
Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano,
Neptuno y Plutón».
Esta definición [1] nos deja en el
mismo lugar que nos dejó Asimov allá por 1975 en el capítulo original, con
Plutón en la lista de planetas. Conclusión: la definición de planeta es
obsoleta y tendremos que atender a la resolución de la IAU para encontrar la
respuesta rigurosa que estamos buscando. Lo cierto es que nuestro objetivo aquí
no es hacer una disertación lingüística y llevar el tema al terreno de la
semántica. Nuestro objetivo es aprender ciencia… y entenderla.
Aun así, todo esto no hace sino
plantearnos nuevas cuestiones: ¿Por qué toda esta controversia?, ¿por qué sacar
a Plutón de la lista de planetas si sus características no han cambiado y son
bien conocidas?, ¿qué ha cambiado para que la IAU tomase esta polémica
decisión? Podemos decir que mucha culpa de todo esto la tiene un objeto celeste
descubierto por Michael E. Brown y su equipo el 5 de Enero de 2005 desde Monte
Palomar. Este objeto, que se bautizó como Eris,
es más masivo que Plutón (la masa de Eris es de ~1,66×1022 kg frente a los ~1,305×1022 kg de Plutón) y tiene una órbita
elíptica alrededor del Sol, por lo que la NASA llego a considerarlo el décimo
planeta del sistema solar. Bien podría haberse actualizado la lista de planetas
en aquel momento para simplemente añadir a Eris, pero ocurría que poco tiempo
antes se había descubierto otro objeto con un tercio de la masa de Plutón y
forma elipsoidal que también pudiera haber sido considerado un planeta [2]. La
sospecha de que seguirían apareciendo más objetos de este tipo y que la lista
de planetas tendría que actualizarse con relativa frecuencia, llevó a la
necesidad de encontrar una definición de planeta que fuese inequívoca y
aceptada por la mayoría de la comunidad científica.
1 ¿Qué
es un planeta?
El 24 de agosto de 2006 la IAU acordó en su resolución B5, por amplia mayoría, que un planeta del sistema solar es un cuerpo celeste que:
1) Órbita alrededor del Sol.
2) Tiene suficiente masa para que
su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido, de manera que asuma
una forma en equilibrio hidrostático (prácticamente esférica).
3) Ha limpiado la vecindad de
su órbita.
Según esta
definición, el sistema solar consta de ocho planetas: Mercurio, Venus, Tierra,
Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Además, se designa una nueva
categoría: planeta enano. La única diferencia entre planeta y planeta enano es
que este último no ha limpiado la vecindad de su órbita. Por si hubiese
alguna duda, la resolución B6 de la IAU zanja: Plutón es un planeta enano.
Así pues, la diferencia entre planeta
y planeta enano es que haya limpiado, o no, la vecindad de su órbita. Esto
quiere decir que en la vecindad de la órbita del objeto no hay cuerpos de
tamaño comparable al suyo, excepto sus satélites u otros objetos bajo la
influencia de su campo gravitatorio; se dice en este caso que el objeto tiene predominancia gravitatoria. En el caso
de Plutón ocurre que está ligado gravitacionalmente con Neptuno, y en su
recorrido alrededor del Sol coincide con objetos del Cinturón de Kuiper, como
ilustra el dibujo de abajo.
En esta ilustración parece claro que
Neptuno debe ser considerado un planeta y Plutón y Eris deben ser considerados
planetas enanos, puesto que en la vecindad de sus órbitas hay multitud de
objetos del Cinturón de Kuiper. Pero surgen nuevas preguntas: ¿y si fuese
Plutón el que tuviese predominancia gravitatoria sobre Neptuno?, ¿cómo se mide
dicha predominancia?, ¿por qué los planetas enanos tienen órbitas más
excéntricas que los planetas propiamente dichos?, ¿no sería más fácil
discriminarlos atendiendo a un criterio de excentricidad?
En realidad no existe un criterio
oficial que determine cuando un planeta ha limpiado la vecindad de su órbita o
tiene predominancia gravitatoria, aunque algunos astrónomos sí han estudiado la
cuestión y ofrecen diferentes criterios para proporcionar unos valores
cuantificables que permitan hacer la distinción de manera inequívoca. Los
criterios más conocidos son los de Stern–Levison, Soter y Margot, aunque lo
cierto es que un planeta nunca puede limpiar completamente su vecindad orbital
porque a lo largo de su vida aparecerán asteroides y cometas que interaccionen
con el planeta al cruzar su órbita y puedan perturbar su predominancia
gravitacional con el paso del tiempo.
Atendiendo a cualquiera de los criterios mencionados, utilizando las
masas y órbitas de los candidatos a planeta, no existe ninguna duda de que los
planetas deben ser los 8 propuestos por la IAU, y que es Neptuno el que tiene
predominancia gravitatoria sobre Plutón y no al revés.
Por otro lado, la excentricidad de una
órbita no tiene porque estar ligada con la predominancia gravitatoria. La
excentricidad de una planeta nos dice lo cerca que está de tener una órbita
perfectamente circular (excentricidad igual a cero). La excentricidad de las
órbitas de los 8 planetas es menor de 0.1 (oscilan entre 0.007 de Venus y 0.093
de Marte) excepto la de Mercurio, que es de 0.206. Por tanto, al tener Mercurio
una excentricidad mayor que la de los planetas enanos Ceres (0.080), Haumea
(0.189) y Makemake (0.159), queda claro que no se puede utilizar como criterio
para discernir entre unos y otros.
2 Equilibrio
hidrostático
Habiendo aclarado el tercer punto de
la resolución de la IAU, y dado que el punto primero no necesita mucha
aclaración, nos queda explicar el segundo punto. En este punto nos encontramos
con otro concepto al que debemos prestar atención: ¿qué quiere decir que
su gravedad supere las fuerzas del cuerpo rígido y asuma una forma
en equilibrio hidrostático? Pues simplemente que tiene forma
(aproximadamente) esférica. De nuevo, se puede entrar en la discusión de qué es
aproximadamente esférico, pero resulta evidente que ninguno de los planetas
puede llegar a ser una esfera perfecta. En un cuerpo de tamaño planetario y en
un entorno como el del sistema solar (llegan más de 40.000 toneladas de
material a la Tierra cada año) siempre aparecerán perturbaciones que le alejen
de ser una esfera matemáticamente perfecta.
Podemos considerar un objeto celeste
con una masa cualquiera, pero no con una forma cualquiera; imaginemos el típico
satélite artificial con sus paneles solares desplegados a los lados de su
cuerpo: tiene la forma que los ingenieros han considerado que es óptima para su
función, muy lejos de ser esférica. Consideremos que éste es un objeto celeste,
orbitando alrededor del Sol ¿podría ser considerado un planeta? Cumple el punto
1, pero incumple los puntos 2 y 3 que exige la IAU para serlo. Incumple el
tercer punto porque no habría limpiado su vecindad orbital. Como ya hemos
visto, no puede tener predominancia gravitatoria pues solo tiene unas pocas
toneladas de masa y acabaría viéndose atrapado por la atracción gravitatoria de
otro cuerpo más masivo. Pero, ¿qué ocurriría si tuviese la misma forma que
hemos propuesto pero una masa muy superior? Imaginemos que pudiésemos construir
un satélite mucho más grande y masivo, y que podemos lanzar este inmenso
satélite al espacio y colocarlo en la órbita de Mercurio (por ejemplo).
Pongamos también que tiene una masa mayor que la de Mercurio, de manera que
fuera nuestro satélite el que tuviese predominancia gravitatoria. Ahora sí
estarían cumpliéndose los puntos primero y tercero, pero seguiría sin cumplir
el segundo por mantener su forma original, lejos de ser esférica, y no podría
considerarse un planeta. En realidad este sería el menor de los problemas de
nuestro satélite, puesto que un objeto de tal masa con una forma irregular,
acabaría colapsando sobre su propio centro de masas, rompiendo las fuerzas de
sólido rígido y adoptando un estado de equilibrio hidrostático. Las estructuras
que soportan los paneles solares colapsarían por su propia gravedad y caerían
como una torre de fichas de dominó que hubiésemos hecho demasiado alta. Y lo
mismo ocurriría con cualquiera de las partes que sobresaliesen de su irregular
estructura.
Tendría que pasar algún tiempo hasta
que nuestro maltrecho satélite llegase a tener forma aproximadamente esférica,
pero es lo que acabaría ocurriendo. Un cuerpo celeste con una mayor
constitución gaseosa que un cuerpo rocoso tardará mucho menos en adoptar una
forma esférica, pero en el tiempo necesario para el proceso de formación
planetaria es lo que acaba ocurriendo tanto con uno como con otro.
Existen discrepancias respecto de si
la definición de planeta que propuso la IAU y que aquí hemos visto es la más
apropiada, y hubo muchas protestas cuando se eliminó a Plutón de la lista de
planetas. En cualquier caso, esta definición es actualmente aceptada por la
inmensa mayoría de la comunidad científica y permite determinar inequívocamente
si un objeto celeste es un planeta o no, por lo que a partir de ahora, si
descubres algún nuevo cuerpo celeste en nuestro sistema solar, podrás saber si
es o no un planeta. ¡Mucha suerte en la búsqueda!
Notas:
[1]. Podría discutirse que otros diccionarios
en otras lenguas pueden ofrecer definiciones más rigurosas que la que nos
propone la RAE, pero no es el caso de los reputados diccionarios ingleses
Cambridge Dictionary y Merriam-Webster (invito a los curiosos a buscar las
definiciones que ofrecen e, inevitablemente,
a quedar atónitos). Consideraremos la definición de la RAE tan buena
como la de cualquier otro diccionario.
[2]. Existe una polémica sobre el equipo
descubridor de este objeto entre los observatorios de Sierra Nevada y Monte
Palomar; tanto es así que la IAU no reconoce un descubridor de manera oficial.
Aunque la IAU reconoce que el lugar del descubrimiento es Sierra Nevada, el
nombre del objeto (el nombramiento es un privilegio otorgado al descubridor) es
el propuesto por el equipo de Monte Palomar: Haumea.
Bibliografía:
"IAU 2006 General Assembly: Resolutions 5
and 6" , IAU. 24 de agosto de 2006.
"IAU 2006 General Assembly: Result
of the IAU Resolution votes" (Press release), IAU . 24 de agosto de
2006.
Pablo
Marcos Arenal
Doctor Astronomía
Investigador del Grupo Aegora
de la Universidad Complutense de Madriddomingo, 4 de noviembre de 2018
EVENTOS
CONFERENCIA:
Antimateria,
Materia Oscura y Energía Oscura.
Jueves 8 de Noviembre, a las 18:15 horas
Lugar: Salón de actos de la sede central del CSIC, Serrano 117
