Lo nuevo conocido sobre el 67P/C-G

67P_vital_statistics_node_full_image_2

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Rosetta está revelando muchísima información sobre el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko. La enorme variedad de características encontradas en su superficie, junto a los procesos que delatan la actividad del cometa, están mostrando cómo la evolución de este cuerpo ha sido muy compleja.

Tras un larga espera, podemos ofrecer algunos de los descubrimientos que los científicos han publicado como continuación de la publicación del primer mapa de la superficie del 67P donde hemos conocido la rica variedad de diferentes terrenos característicos del núcleo. En la imagen inferior podemos ver un nuevo mapa mostrando las 19 regiones identificadas, separadas unas de las otras por fronteras geomorfológicas bien diferentes. Para nombrarlas, los científicos han utilizado nombres del antiguo Egipto, temática empleada para la misión Rosetta de la ESA.

67P_vital_statistics_regiones

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Se han detectado cinco categorías básicas de terrenos:
1.-Áreas cubiertas de polvo: Maat, Ash y Babi.
2.-Zona de materiales frágiles con fosas y estructuras circulares: Seth.
3.-Depresiones de gran escala: Hatmehit, Nut y Aten.
4.-Terrenos lisos: Hapi, Imhotep y Anubis.
5.-Superficies con materiales más consolidados: Maftet, Bastet, Serqet, Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum y Apis.

El lóbulo pequeño tiene unas dimensiones de 2,6×2,3×1,8 kilómetros y el gran lóbulo 4,1×3,3×1,8 kilómetros. El volumen total del cometa es de 21,4 km3 y su masa se ha calculado en unas 10 millones de toneladas, obteniéndose una densidad de 470 kgs/m3.

Los científicos han evaluado que la porosidad del cometa es muy elevada: entre un 70-80%. Es decir, en el interior domina el hielo unido débilmente a cúmulos de polvo, con pequeños vacíos entre ellos. La composición global del cuerpo está dominada por la presencia de hielo de agua y polvo con una densidad de 1500-2000 kgs/m3.

La cámara científica OSIRIS, ha fotografiado cerca del 70% de la superficie hasta la fecha. El 30% restante, que se encuentra en el hemisferio sur, todavía no ha podido ser iluminado por el Sol. Gran parte del hemisferio norte está cubierto de polvo. A medida que el cometa se calienta al aproximarse al Sol, este hielo se convierte directamente en gas escapando del cuerpo formando su característica atmósfera o coma. El polvo es arrastrado junto con el gas a velocidades más lentas, por lo que muchas de ellas no pueden superar la pequeña gravedad del cometa y vuelven a precipitarse sobre su superficie. Por ejemplo, en la región Hapi (imagen inferior) se han encontrado evidencias del transporte de polvo impulsado por el gas. En la imagen izquierda se pueden apreciar las dunas generadas por el gas, mientras que en la derecha pueden verse las “colas de viento” creadas cuando el gas se encuentra con un obstáculo. Esta imagen fue tomada por OSIRIS el pasado 18 de septiembre.

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Los gases no sólo se disparan hacia arriba, también pueden trabajar de lado o de costado, creando así ondulaciones y otras características de efecto viento, que parecen apriori como fuera de lugar en un cuerpo sin atmósfera.

También se han identificado de forma directa algunas de las fuentes de jets con una actividad discreta. Mientras que una proporción significativa de la actividad emana de la región del “cuello” que une ambos lóbulos, también se ha encontrado este tipo de actividad en otros “pozos”.
En la imagen inferior podemos apreciar un pozo activo localizado en la región de Seth. Esta fotografía fue tomada por OSIRIS el pasado 28 de agosto a una distancia de 60 kilómetros del cometa. La resolución de la imagen es de 1 m/pixel. Variando el contraste de la imagen se aprecia mejor la emisión.

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

La cubierta de polvo del cometa puede tener varios metros de espesor en algunos lugares. Las medidas de temperatura en la superficie y el subsuelo realizadas por el instrumento MIRO sugieren que el polvo juega un papel importante en el aislamiento del interior del cometa, ayudando a proteger los hielos que se cree que existen por debajo de la superficie.

Pequeños parches de hielo también pueden estar presentes en la superficie. El instrumento VIRTIS de Rosetta encontró que gran parte de la superficie del cometa está desprovista de hielo, estando dominada por la presencia de polvo y moléculas ricas en carbono. Aún así, en determinadas zonas, se cree que los materiales superficiales han colapsado, dejando a la luz pequeñas áreas de hielo. En la imagen inferior, tomada por OSIRIS el pasado 7 de agosto, se ve un terreno de unos 10 metros de ancho en la región Hathor, con una composición diferente a la del terreno circundante.

67P_vital_statistics_parches-hielo

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

A escalas mayores, se pueden apreciar que muchas de las paredes de los acantilados expuestos están cubiertas de fracturas orientadas al azar. Su formación está ligada a los ciclos de calentamiento-enfriamiento rápido que experimenta el cometa durante su ciclo diario (12,4 horas) y su ciclo anual (6,5 años), en una órbita elíptica alrededor del Sol. Pero una característica prominente e intrigante es una grieta de 500 metros de largo vista más o menos paralela al cuello que une los dos lóbulos y que se muestra en la fotografía inferior. Todavía se desconoce el origen de esta estructura, situada en la región de Hapi.

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Algunas de las regiones muy escarpadas de los acantilados expuestos poseen una textura muy llamativa que ha sido apodada “piel de gallina”. Su origen se desconoce, pero su tamaño característico, de aproximadamente 3 metros, puede dar pistas sobre los procesos que ocurrieron cuando el cometa se formó. En la imagen inferior puede verse esta curiosa morfología que se extiende sobre regiones de más de 100 metros. Se las ve en pendientes muy pronunciadas y en las caras de los acantilados expuestos.

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

La actividad gaseosa también erosiona los acantilados. Cuando el hielo se subliman, trozos de materiales pesados caen sobre la superficie de 67P, exponiendo la siguiente capa de la pared del acantilado a la erosión. En los hoyos, el polvo puede volver hacia atrás y disminuyendo la actividad o flujo de los jets, al bloquear esta nube de polvo en retorno la luz solar.

67P_vital_statistics_erosion

Y a escalas mucho mayores aún queda por resolver el misterio de los lóbulos. Las dos partes del cometa parecen muy similares en composición, lo que podría indicar la erosión de un único cuerpo más grande. Pero también podría haber ocurrido que dos cuerpos formados en la misma región del Sistema Solar se fusionaran posteriormente. Los científicos esperan obtener más datos para aclarar esta duda en los próximos meses.

Cómo hacer crecer una atmósfera.
El paso más cercano del cometa al Sol se producirá el próximo 13 de agosto a una distancia de 186 millones de kilómetros de la estrella, entre las órbitas de la Tierra y Marte. A medida que el cometa se acerce al Sol, Rosetta estudiará cómo se desarrolla la actividad del mismo, supervisando la cantidad y la composición del gas y el polvo emitidos por el núcleo para formar la coma
En los últimos seis meses, los científicos han percibido un aumento del polvo emitido por el cometa que fluye lejos. Y MIRO mostró un aumento general de la tasa de producción de vapor de agua: de 0,3 litros por segundo a principios de junio, a 1,2 litros por segundo a finales de agosto. MIRO también encontró que una proporción importante de este agua se originó en el cuello del cometa. El agua está acompañada de otras moléculas, como dióxido de carbono y monóxido de carbono. El instrumento ROSINA está encontrando grandes fluctuaciones en la composición de la coma. El agua es la molécula más dominante generalmente, pero no siempre.

¿Cómo crece una magnetosfera en un cometa?
Mediante la combinación de mediciones de los instrumentos MIRO, ROSINA y GIADA  tomadas entre julio y septiembre, los científicos de Rosetta han hecho una primera estimación de la proporción del polvo-gas del cometa, con alrededor de cuatro veces más masa en polvo emitida que de gas, como media, en la superficie del núcleo iluminada por el Sol.

Sin embargo, se espera que este valor varíe una vez que el cometa se caliente más y expulse más cantidad de gas.
GIADA también ha estado siguiendo el movimiento de los granos de polvo alrededor del cometa, y, junto con imágenes de OSIRIS, se han identificado dos poblaciones distintas de los granos de polvo. Una de las poblaciones se ha identificado cerca de Rosetta, mientras que la otra, está en órbita alrededor del cometa a no menos de 130 kilómetros de la nave espacial.

Se cree que los granos más distantes son restos de la última máxima aproximación del cometa al Sol. A medida que el cometa se aleja del Sol, el flujo de gas disminuye y ya no es capaz de perturbar las órbitas consolidadas. Pero a medida que la tasa de producción de gas aumente de nuevo en los próximos meses, se espera que esta nube más lejana se disipe. Sin embargo, Rosetta sólo será capaz de confirmarlo cuando se sitúe más lejos del cometa, ya que ahora se encuentra en una órbita de 30 km.

A medida que la coma de gas y polvo siga creciendo, las interacciones con las partículas cargadas del viento solar y la propia luz ultravioleta del Sol, darán lugar al desarrollo de la ionosfera del cometa, y finalmente a su magnetosfera. Rosetta ha estado estudiando la evolución gradual de estos componentes cercanos al cometa.

En la imagen inferior se muestra cómo los instrumentos de Rosetta han estado observando el desarrollo de la ionosfera y magnetosfera del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko y cómo se desarrolla su atmósfera y comienza a interactuar con el viento solar.

67P_grows_magnetosphere_node_full_image_2

Crédito: ESA/Rosetta/RPC-ICA

La clave de gráfico:

1. El cometa se aproxima al Sol.
2. Las moléculas de agua del cometa se subliman.
3. Las moléculas de agua son ionizados por la luz ultravioleta del Sol.
4. Los iones recién nacidos son acelerados por el campo eléctrico del viento solar y son detectados por el instrumento RPC-ICA.
5. El viento solar acelera los iones de agua en una dirección, y son desviados en la dirección opuesta.
6. Con el tiempo se formarán unos límites claros que protegerán la atmósfera del cometa de la interacción con el viento solar.

Rosetta está acompañando al cometa a medida que éste se acerca al Sol a lo largo de su órbita, evaluando su comportamiento a diario y en escalas de tiempo más largas, para detectar cómo aumenta su actividad y que influencia puede tener en su superficie.

Fuente: http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Getting_to_know_Rosetta_s_comet

Traducción: Blog Astrofísica y Física (http://www.astrofisicayfisica.com), con ampliaciones de la Sección.

Anuncios

Acerca de Luis Mansilla

Espacio dedicado al estudio y observación de estos Cuerpos Menores del Sistema Solar.

Publicado el 25/01/2015 en Actividad cometaria, Comet News, cometas, comets, Exploración cometaria, Noticias cometarias. Añade a favoritos el enlace permanente. Comentarios desactivados en Lo nuevo conocido sobre el 67P/C-G.

Los comentarios están cerrados.

A %d blogueros les gusta esto: