Preguntas frecuentes

Respuestas a preguntas puntuales.

 ¿Que es un meteoroide?

Es un objeto sólido en movimiento en el espacio interplanetario, de un tamaño considerablemente más pequeño que un asteroide (menos de 10 metros de diámetro) y considerablemente más grande que un átomo o molécula, que se originan debido a la degradación de superficies de asteroides, cometas e incluso planetas, son las partículas o residuos que se encuentran formando enjambres en el Sistema Solar.

¿Qué son los meteoros?

Las popularmente denominadas “estrellas fugaces”, fenómeno cuyo nombre técnico es meteoro, son los trazos visibles provocados por partículas (meteoroides) que impactan con la atmósfera y que por la fricción con esta se desintegran produciendo un haz o un trazo luminoso. En caso de que la órbita de nuestro planeta y la de un enjambre meteórico se corten en algún punto, podremos observar la entrada a la atmósfera terrestre de estas partículas, las que se denominan lluvias de meteoros. Estas partículas no suelen ser más grandes que un grano de arroz.

¿Que son los meteoritos?

Son las partículas que “sobreviven” su paso por la atmósfera y que se pueden recoger en la superficie terrestre después de su impacto. Son partículas de mayor tamaño, entre 10 a 20 cm. o más que no logran desintegrarse totalmente. Se calcula que en un territorio con la superficie que tiene Bolivia, pueden impactar 20 meteoritos en un año.

¿Que es un asteroide?

Cualquier cuerpo rocoso o metálico que supere los  10 metros siendo inferior a los 900 km. 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 exteriores y otros cruzan las órbitas de los planetas interiores, incluyendo la de la Tierra.

Vistos desde la Tierra y debido a que reflejen la luz del Sol, los asteroides brillan y tienen aspecto de estrellas, es de donde proviene su nombre que en griego significa “de figura de estrella”, nombre que les fue dado por John Herschel poco después de que el primer objeto de estas características fuese descubierto por el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi el 1 de enero de 1801.

Material provisto por: Pável Balderas E.
Coordinador General Sección Materia Interplanetaria
Liga Iberoamericana de Astronomía LIADA
Observatorio Astronómico Nacional OAN, Tarija Bolivia
Asociación Boliviana de Astronomía ABA


” La coma de gas es visible por … “  por Juan José González (España) Colaborador de la Sección Cometas.

Como sabemos, el componente frecuentemente característico y dominante en el rango visual, es el carbono diatómico C2, que produce en el espectro de emisión del cometa las denominadas bandas de Swan, dos de las cuales aportan un color verde-azulado a su coma.

Pero el tema es más amplio y complejo. Aun a riesgo de extenderme, y por su interés bibliográfico, merece la pena referir aquí varias citas, desde autores clásicos a modernos. He preferido traducir los extractos, procurando respetar los textos originales.

Comienzo con uno de los “padres” de los estudios cometarios, Fred Whipple :

“… El POLVO o las partículas sólidas simplemente reflejan la luz solar. La forma en que lo hacen … nos proporciona abundante información sobre el polvo.

Los GASES, en cambio, son energéticamente excitados al aborber dicha luz, usualmente ultravioleta. Luego emiten
esta energía en líneas espectrales o “bandas” que podemos observar, usualmente a mayores longitudes de onda …

Este proceso se denomina FLUORESCENCIA. …

Los ÁTOMOS son vulnerables a la luz solar. Si absorben un fotón suficientemente energético, tal como en el ultravioleta lejano, pueden perder un electrón, IONIZÁNDOSE positivamente … Estos átomos ionizados pueden absorber o emitir conjuntos de líneas espectrales enteramente diferentes, que permiten su identificación. …

Las MOLÉCULAS son más vulnerables a la luz solar que los átomos. Además de poder ionizarse, pueden DISOCIARSE …” (“The mistery of Comets”, F. Whipple, con la asistencia de D. Green,
Cambridge University Press, 1985).

” El contenido de la coma gaseosa de un cometa está dominada por especies fragmentadas (“fragment species”) producidas for fotólisis de las moléculas progenitoras (“parent molecules”) procedentes directamente del núcleo helado del cometa. La espectroscopía de estas especies proporciona información sobre el estado físico de la coma,
complementaria a la obtenida de las especies progenitoras. La extracción de parámetros físicos requiere datos atómicos y moleculares detallados en relación con fiables espectros de alta resolución, y flujos absolutos del Sol, fuente primaria de la excitación energética. La amplia base de datos, que excede a un siglo de antigüedad, proporciona los medios para evaluar los aspectos químicos y la diversidad evolucionaria de los cometas.” (“Spectroscopic Investigations of Fragment Species in the Coma”, Paul Feldman et al, Comets II, University of Arizona Press, 2004).

” El H2O es un paradigma para la liberación de las moléculas progenitoras en los cometas. Siendo la especie volátil dominante en sus núcleos activos, la sublimación del hielo de agua controla la liberación de otras moléculas dentro de una distancia heliocéntrica de ~ 3 UA. Comprender la excitación energética del H2O y otras moléculas en las comas es absolutamente esencial para determinar las abundancias precisas de las especies progenitoras, caracterizando con ello la composición de los volátiles del núcleo cometario.”
“(NOTA): … Algunas moléculas presentes en los hielos del núcleo pueden también ser liberadas a partir de fuentes extendidas ( tal como granos de hielos o polvo ) presentes en la coma …”. (“IRCS/Subaru observations of water in the inner coma of Comet 73P-B/Schwassmann Wachmann 3: Spatially resolved rotational temperatures and ortho para ratios”, B. Bonev et al., Icarus, 2008).

Para concretar en el espacio y el tiempo algunos importantes datos, conviene exponer aquí una tabla relativa al retorno del 1P/Halley en la década de 1980. Aunque evidentemente hay resultados similares más detallados de otros importantes cometas más recientes, su interés es innegable :

1P/Halley – Desarrollos espectroscópicos más importantes en función del tiempo y distancia r.

r = 11 UA Primera detección del cometa en imágenes CCD.

r = 8-5 UA Desarollo de la coma de polvo y espectro continuo ( 1984 )

r = 6.5 UA Detección fotométrica del desarrollo de la coma

r = 5.1 UA Primera observación visual del cometa ( telescopio de 60 cm, magnitud 19 ).

r = 4.8-4.5 UA Detección del cianógeno (CN) y carbono triatómico (C3)
( Febrero – Abril 1985 )

r = 2.8-2.4 UA Desarrollo de la coma neutra de gas. Detección de las bandas de Swan
del carbono diatómico, C2 ( Agosto – Septiembre 1985 )

r = 2.2 UA Detección de H2O+ en la cola ( Octubre – Noviembre 1985 )

r = 1.9 UA Primera observación del cometa a simple vista ( Noviembre 1985 )

r = 1.2-0.8 UA Fase más brillante del cometa en el pre-perihelio ( Enero 1986 )

r < 0.7 UA Cometa no observado, en las cercanías del Sol

r = 0.6 UA Perihelio ( 9 de Febrero de 1986)

r = 0.8-1.0 UA Fase más brillante del cometa en el post-perihelio.

Encuentro con las sondas: Giotto, VEGA-1, VEGA-2, Suisei, Sakigate, ICE
( 6 – 14 de Marzo de 1986 ).

r = 1.2 UA Obtención de los espectros de más alta resolución de especies neutras :
CN, C2 ( Abril 1986 ).

r = 4.5 UA Continúa la detección de la coma neutra de gas ( Diciembre 1986 ).

r = 4.8 UA Todavía se detectan especies neutras como CN y C2 ( Enero 1987 ).

r = 6.5 UA Sigue la detección espectroscópica del continuo del polvo,
pero sin líneas de emisión ( Febrero 1988 )

r = 10.5 UA Las imágenes siguen mostrando la coma de polvo, con 20″ de diámetro
( Mayo 1989 )

r = 12.5 UA No aparece evidencia de coma en imágenes profundas ( Febrero 1990 )

(Tomado de “Spectroscopy and Spectrophotometry Network”, S. Wyckoff et al., The Comet Halley archive, Summary volume, ed. Z. Sekanina and L. Fry, 1991) [He añadido algunas referencias interesantes, como las relativas a las
observaciones visuales, para completar el marco].

Complementariamente a estos textos, ( y a mi correo previo ), adjunto en formato gráfico algunas tablas e imágenes :

– Radicales, iones y átomos observados en los espectros cometarios  en “Comet Science – The Study of Remnants from the Birth of the Solar System”, J. Crovisier, T. Encrenaz, Cambridge University Press, 2000)

– Espectro del C/2013 R1 (Lovejoy) obtenido por Christian Buil, 26 de Noviembre de 2013, como ejemplo representativo.

Por último, dos enlaces :
– Presentación PPT “Molecules in Comets”, Dominique Bockelee-Morvan, Observatoire Paris – Site de Meudon -LESIA.
http://aramis.obspm.fr/MOL05/talks/Bockelee.ppt

– Tesis Doctoral “Modelo termofísico de transporte de masa y energía en medios porosos helados – Evolución de núcleos cometarios”, Marta Gonzalez ( IAA ), 2012.
http://www.iaa.es/sites/default/files/GONZALEZ-%20GARCIA.pdf

(Recomiendo la lectura de esta tesis, que además de su interés intrínseco, presenta información actualizada, en concreto una tabla de especies identificadas en cometas, que amplía la de Crovisier y Encrenaz el 2000).


 

Responder

Introduce tus datos o haz clic en un icono para iniciar sesión:

Logo de WordPress.com

Estás comentando usando tu cuenta de WordPress.com. Cerrar sesión / Cambiar )

Imagen de Twitter

Estás comentando usando tu cuenta de Twitter. Cerrar sesión / Cambiar )

Foto de Facebook

Estás comentando usando tu cuenta de Facebook. Cerrar sesión / Cambiar )

Google+ photo

Estás comentando usando tu cuenta de Google+. Cerrar sesión / Cambiar )

Conectando a %s

A %d blogueros les gusta esto: