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Había una foto final más de Rosetta

Sorpresa inesperada: una imagen final de Rosetta

por Amelia Ortiz · Publicada 29 septiembre, 2017 ·

29/9/2017 de ESA

La última imagen reconstruida de la superficie del cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko tomada por Rosetta antes del impacto controlado el pasado 30 de septiembre de 2016. La escala de la imagen es de 2 mm/pixel y mide 1 metro de ancho. Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Los científicos que analizan la telemetría final enviada por Rosetta justo antes de dejar de funcionar en la superficie del cometa el año pasado han reconstruido una última imagen del lugar donde se posó.

Tras más de 12 años en el espacio, y dos siguiendo al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko en su órbita alrededor del Sol, la histórica misión de Rosetta concluyó con el descenso de la nave espacial sobre el cometa en una región con varias fosas antiguas. Envió una gran cantidad de imágenes y datos científicos detallados del gas, polvo y plasma del cometa mientras se acercaba a la superficie.

Pero quedaba una última sorpresa para el equipo de la cámara, que consiguieron reconstruir los paquetes de telemetría final en una imagen nítida. “La última imagen completa transmitida por Rosetta fue la última que vimos llegar a la Tierra de una pieza momentos antes de que tocara suelo”, comenta Holger Sierks (Instituto Max Planck de Investigación del Sistema Solar, Göttingen, Alemania). “Más tarde encontramos unos pocos paquetes de telemetría en nuestro servidor y pensamos, bueno, que podría ser otra imagen”.

Durante las operaciones, las imágenes eran divididas en paquetes de telemetría a bordo de Rosetta antes de ser transmitidas a la Tierra. En el caso de las últimas imágenes tomadas antes de posarse, los datos de las imágenes fueron divididos en seis paquetes. Pero la transmisión de la última imagen se vio interrumpida después de la llegada de tres paquetes enteros, la mitad de lo que sería una imagen completa. No fue reconocida como una imagen por el sistema de procesamiento automático, pero los ingenieros de Göttingen pudieron usar los fragmentos de datos para reconstruir la imagen.

[Fuente]

Rosetta cada vez mas cercano a su final

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Credits: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

La imagen obtenida el 31 de Agosto permite tener una vista espectacular de las empinadas laderas de la región Hathor, ubicado en el lóbulo pequeño del cometa. Hathor consiste en un acantilado de 900 metros con pendiente en dirección del cuello del cometa y se caracteriza por mostrar rasgos lineales marcados, rayas e incluso pequeñas terrazas.
Un indicio de la región Maat, superficie cubierta de polvo, se puede ver hacia el borde derecho del cuadro; lugar escogido para el aterrizaje de Rosetta. Maat se encuentra mucho más a la derecha de esta imagen.
En la esquina superior izquierda, una parte de los terrenos lisos de Hapi son también visible: se encuentra en el cuello de la cometa. Hapi está cubierto de material polvoriento y salpicado de cantos rodados.
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Credits: ESA/Rosetta/NAVCAM – CC BY-SA IGO 3.0

Esta imagen del 11 de Septiembre, en cambio, representa una parte de la región Wosret, en el lado opuesto de la pequeña lóbulo cometa con respecto a Hathor. El lugar donde se ha localizado el perdido módulo de aterrizaje Philae no está muy lejos, más allá del borde derecho de la imagen.
Esta vista muestra la gran variedad de terrenos en la región Wosret, es plana en general, con algunos parches de material suave (justo por debajo y la izquierda del centro de la imagen) y una multitud de fracturas y otras características lineales que cruzan su superficie.
Mientras tanto, 264 imágenes de la NavCam que cubren el período del 27 de Julio al 9 de Agosto de 2016 fueron puesta a disposición del público a principios de esta semana y ahora están disponibles para los exploradores e investigadores de imágenes.
Orbitas Finales de Rosetta

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La animación comienza a principios de Agosto, cuando la nave comenzó a volar en órbitas elípticas que la llevaron progresivamente más cerca del cometa a su máxima aproximación.
El 24 de Septiembre, Rosetta dejará su actual órbita a una de sobrevuelo y la transferencia a iniciar una órbita de 16 x 23 kilómetros, que se utilizará para preparar y alinearla para su descenso final.
En la noche del 29 de septiembre (20:50 GMT) Rosetta maniobrará en curso de colisión con el cometa, el descenso comienza desde una altitud de 19 km. La nave espacial caerá libremente, sin más maniobras con la recolección de los datos científicos durante el tiempo que dure el descenso.
La animación a continuación se resalta esta última serie de maniobras y los horarios nominales:
Nota: La trayectoria descrita se ha creado a partir de datos reales proporcionados durante el mes pasado, pero no sigue necesariamente la distancia exacta al cometa debido a desviaciones naturales producto de la gravedad del cometa y la desgasificación que presenta el cometa.

Cómo consiguió el cometa 67P su forma

Cómo consiguió el cometa 67P su forma
29/9/2015 de ESA / Nature

Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko by Rosetta’s OSIRIS narrow-angle camera on 3 August from a distance of 285 km. The image resolution is 5.3 metres/pixel.

La forma bilobulada del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko se debe a que originalmente se trataba de dos cometas que chocaron a baja velocidad y se fusionaron en un solo objeto. Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.

Dos cometas chocaron a baja velocidad en el Sistema Solar primitivo dando lugar a la característica forma de “patito de goma” del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, según los científicos de Rosetta.

El origen de la forma con dos lóbulos ha sido una cuestión clave desde que Rosetta mostrase su sorprendente silueta en julio de 2014. Dos ideas surgieron: ¿chocaron dos cometas o la erosión localizada de un solo objeto formó el ‘cuello’?

Ahora los científicos han encontrado la respuesta al problema. Empleando imágenes de alta resolución para estudiar las capas de material observadas por todo el núcleo, han demostrado que la forma apareció por el choque a baja velocidad entre dos cometas diferentes y perfectamente formado. “En las imágenes queda claro que los dos lóbulos tienen una envoltura exterior de material organizada en capas distintas, y pensamos que esto se extiende hasta varios cientos de metros por debajo de la superficie”, afirma Matteo Massironi, de la Universidad de Padova. “Puedes imaginar las capas como las de una cebolla, solo que en este caso estamos considerando dos cebollas separadas de tamaño diferente que han crecido independientemente antes de fusionarse”.

Para alcanzar esta conclusión, Matteo y sus colaboradores identificaron más de 100 terrazas en la superficie del cometa y capas paralelas de material en paredes de acantilados y fosos. Con un modelo 3D de la forma determinaron las direcciones de sus pendientes y visualizaron cómo se extendían hacia el subsuelo. Las capas de material deberían de formarse a ángulos rectos de la gravedad del objeto. Los investigadores comprobaron que la orientación de cada capa y la dirección de la gravedad local están más cerca de ser perpendiculares en el modelo con dos objetos separados que en el modelo de un solo objeto.

[Noticia completa]

Actualizado ( Martes, 29 de Septiembre de 2015 09:27 )  http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=6791:como-consiguio-rosetta-su-forma&catid=52:noticosmos&Itemid=74&lang=es

Como el viento solar interacciona con el cometa

Screenshot from a simulation of plasma interactions between Comet 67P/C-G and the solar wind around perihelion. Click for full animation and detailed caption. Credit: Modelling and simulation: Technische Universität Braunschweig and Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt; Visualisation: Zuse-Institut Berlin.

Se muestra a través de una simulación del plasma interaccionando entre el Cometa 67P/C-G y el viento solar alrededor del perihelio. Créditos: Modelado y simulación: Technische Universität Braunschweig y Deutsches Zentrum por Luft- und Raumfahrt; Visualización: Zuse-Institut Berlin.

Rosetta muestra cómo el cometa interactúa con el viento solar.

Una gran serie de documentos de investigación científica están siendo publicados, como: “Evolución de los iones en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko sobre observaciones entre 3,6 y 2,0 UA” por H. Nilsson et al.; “Rosetta: observaciones de la interacción del viento solar con el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko” por T.W. Broiles et al.; y “Viento Solar chisporrotea (sputtering) en el polvo en la superficie de 67P/Churyumov-Gerasimenko” por Peter Wurz et al. Todas ellas han sido aceptados para su publicación en Astronomy and Astrophysics, y “Características dinámicas y estructuras espaciales de la región de interacción del plasma del 67P/Churyumov-Gerasimenko y el viento solar” por C. Koenders et al, que se publica en Planetary and Space Science.

Rosetta hace un gran y buen paso y progreso en una de sus investigaciones claves, que concierne a la interacción entre el cometa y el viento solar.

El viento solar es la corriente constante de partículas eléctricamente cargadas que fluyen del Sol, desplegando su campo magnético en el Sistema Solar. Como todos los cometas, el 67P/Churyumov–Gerasimenko debe navegar este flujo en su órbita alrededor del Sol.

Esta es una lucha constante entre el cometa y el viento solar, que ayudan a dar forma a la “cola iónica” del cometa. Los instrumentos de la sonda Rosetta supervisan el fino detalle de este proceso.

Mediante el Rosetta Plasma Consortium Ion Composition Analyzer, Hans Nilsson del Instituto Sueco de Física Espacial y sus colegas han estado estudiando la evolución gradual de los iones del cometa. Han visto que la cantidad de iones de agua, -moléculas de agua que han sido despojadas de un electrón- que se alejan del cometa han aumentado enormemente cuando el 67P/C-G se movía entre las 3,6 UA (unos 538 millones de km) y las 2,0 UA (unos 300 millones de km) del Sol. Aunque la aceleración cotidiana es altamente variable, el promedio de las 24 horas ha aumentado por un factor de 10.000 durante el presente estudio, que abarca el período Agosto de 2014 a Marzo de 2015.

Los iones del agua se originan en la “coma”, que es la atmósfera del cometa. Se ubican allí por el calor solar que va liberando las moléculas del hielo superficial. Una vez en estado gaseoso, la colisión de la luz ultravioleta extrema desplaza electrones de las moléculas de agua, convirtiéndolos en iones. Una vez despojado de algunos de sus electrones, los iones del agua entonces pueden ser acelerados por las propiedades eléctricas del viento solar.

No todos los iones son acelerados hacia el exterior, algunos pasarán a golpear la superficie del cometa. Las partículas del viento solar también encontrarán en su camino a través de la extensión de la coma hasta el suelo. Cuando esto sucede, no hace más que provocar un proceso llamado “sputtering”, en la que se desplazan o mueven los átomos de un material situado en la superficie y son “liberados” hacia el espacio.

Peter Wurz de la Universidad de Berna, Suiza, y colegas ha estudiado estos átomos “chisporroteando” con el Double Focussing Mass Spectrometer (DFMS), que es parte del experimento de ROSINA.
Ellos han descubierto hasta ahora, que el sodio, el potasio, el silicio y el calcio; que todos están presentes en una forma rara de meteorito llamado condrita carbonácea. Sin embargo, hay diferencias en las cantidades de estos átomos entre el cometa y en estos meteoritos. Mientras la abundancia de sodio parece ser la misma, el 67P/C-G muestra un exceso de potasio y una reducción en el calcio.

La mayoría de los átomos bombardeados provienen del lado invernal del cometa. Aunque este es el hemisferio que actualmente se enfrenta al Sol desde grandes distancias, las partículas del viento solar terminan golpeando la superficie; ya que son desviados durante las interacciones con iones en la coma del cometa. Esto puede ser un proceso significativo siempre y cuando la densidad de los iones de la coma no sea demasiado grande. Pero en algún momento la atmósfera del cometa se convierte en lo suficientemente densa para ser una defensa importante, protegiendo así la helada superficie.

A medida el cometa se va acercando al Sol, el “sputtering” se detiene porque el cometa libera más gas y la coma será impenetrable. Cuando esto sucede, los iones del viento solar siempre chocan con los átomos en este ambiente o bien son desviados lejos antes de poder golpear la superficie. La primera evidencia que esta desviación se está llevando a cabo en 67P/C-G y se ha medido con el “Rosetta Plasma Consortium Ion” y el “Electron Sensor”, por Thomas Broiles del Southwest Research Institute (SwRI) en San Antonio, Texas y sus colegas.

Estas observaciones comenzaron el 6 de Agosto de 2014 cuando Rosetta llegó al cometa y han sido casi continuas. El instrumento ha estado midiendo el flujo del viento solar mientras Rosetta orbita al 67P/C-G, mostrando que el viento solar puede ser desviado hasta en 45° de la dirección anti solar. La desviación es mayor para los iones más ligeros, tales como protones y no tanto para los iones más pesados derivados de átomos de helio. Para todos los iones, se muestra que la desviación aumenta a medida que el cometa es más cercano al Sol y el coma se convierte cada vez más densa.

Mientras todo esto sucede, Rosetta estará allí para continuar el seguimiento y realizar mediciones de todos los cambios que se van produciendo. Esta fue la razón fundamental para esta cita programada con un cometa. Las misiones anteriores solo han tomado instantáneas y algunos datos durante los breves sobrevuelos, pero Rosetta nos está mostrando realmente cómo se comporta un cometa al acercarse al Sol.

Leer: “Evolution of the ion environment of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko: Observations between 3.6 and 2.0 AU” by H. Nilsson et al. aquí.

Leer: “Rosetta observations of solar wind interaction with the comet 67P/Churyumov-Gerasimenko” by T.W. Broiles et al. aquí.

Leer: “Solar Wind Sputtering of Dust on the Surface of 67P/Churyumov-Gerasimenko” by Peter Wurz et al. aquí.

Leer: “Dynamical features and spatial structures of the plasma interaction region of 67P/Churyumov–Gerasimenko and the solar wind” by C. Koenders et al. aquí.

Fuente: http://blogs.esa.int/rosetta/2015/07/29/rosetta-shows-how-comet-interacts-with-the-solar-wind/

 

 

El interior de IMHOTEP

El interior de Imhotep

Imhotep, en el lóbulo mayor del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, es una de las regiones geológicamente más diversas observadas por Rosetta. A continuación se presentan los resultados de un nuevo paper de Anne-Thérèse Auger et al., del Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM, Francia), que describe las principales características de Imhotep y discute los posibles escenarios para la evolución de esta región. Este resumen fue preparado con aportaciones de Anne-Thérèse y el co-autor Olivier Groussin, también del LAM.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_Auger_Context-1024x640Crédito para todas las imágenes: ESA / Rosetta / MPS- OSIRIS Team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Imhotep está situado cerca del ecuador del cometa y es una región relativamente plana en comparación con la forma general del núcleo. Llamó la atención de los científicos en la aproximación al cometa con su amplia área lisa, que abarca alrededor de 0,8 kilómetros cuadrados, destacándose en las primeras imágenes cercanas de esta región. Dentro de esta área intrigante, se encuentra una gran variedad de formaciones geológicas. Esta geomorfología diversa contiene pistas fundamentales para la comprensión de los procesos cometarios que conducen a la formación de la superficie como la vemos hoy en día, y también proporciona una visión de la estructura subyacente y posiblemente primordial del cometa.

 

Anaglifo de una parte de la región de Imhotep en el lóbulo mayor del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko. Para disfrutar mejor esta vista, utilice gafas 3D. La imagen fue creada a partir de dos imágenes de la cámara de ángulo estrecho OSIRIS tomadas el 22 de noviembre 2014, desde una distancia de 31 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 56 cm / pixel.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_3D-917x1024Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF. Reconocimientos: D. Romeuf (Universidad Claude Bernard Lyon 1, Francia)

 

El gráfico siguiente mapea la geomorfología de la región, con indicación de los diferentes tipos de características identificadas en Imhotep. La imagen de conjunto en el inicio de este post muestra algunos ejemplos de cada una de estas características.

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Mapeo geológico de la región de Imhotep en el cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko.Credits: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Terrenos suaves y lisos

Los terrenos suaves y lisos cubren alrededor de un tercio de Imhotep y se encuentran en los puntos bajos gravitacionales. Las imágenes de alta resolución (30 cm / pixel) muestran que comprende material de grano fino con un tamaño de no más de unas decenas de centímetros para los granos más grandes. Como se ha visto en otras partes del cometa, el espesor del polvo parece variar, con la superficie subyacente apareciendo en algunos lugares. Se ve una serie de formaciones curvilíneas, que abarcan desde cientos de metros a un km. de longitud. En algunos lugares que cruzan la interfaz entre el terreno suave y el terreno más consolidado, lo que sugiere una continuación del terreno consolidado inferior.

 

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Primeros planos de material suave, de grano fino, en la región Imhotep del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko. Los detalles en el lado derecho corresponden a los recuadros de la imagen de la izquierda. También se muestra un primer plano de una formación curvilínea. La imagen fue tomada con la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 5 de octubre de 2014. La escala de la imagen es de 34 cm / pixel. Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Los terrenos suaves y lisos se consideran zonas relativamente inalteradas que evolucionan lentamente y en la que el material tiene tiempo para asentarse y acumularse. Anne-Thérèse y sus colegas proponen que el material fino se origina en los acantilados en la frontera de las cuencas donde se produce la pérdida de masa. A continuación, es transportado por la gravedad pendiente abajo hacia una superficie plana. La amplitud de la zona suave puede ser explicada por la retirada progresiva de los acantilados durante un largo tiempo, probablemente decenas a cientos de pasajes por el perihelio, lo que significa que cuanto más distante está el material fino del acantilado, mayor es la edad del depósito. Los depósitos por caída de material (“Airfall”), resultado de la actividad en otro lugar del cometa, también pueden contribuir a una pequeña fracción del polvo observado aquí.

 

Terrenos “rocosos”

El término “rocoso” se utiliza como forma de distinguir este terreno de los terrenos suaves; en realidad, la densidad del cometa es muy baja, alrededor de 470 kg / m ^ 3, y es extremadamente porosa. Estos terrenos “rocosos”’ consisten en material consolidado expuesto en la periferia de Imhotep. Son los sitios de erosión, como subraya la gran cantidad de rocas y escombros vistos cerca de estos afloramientos. La erosión observada a lo largo de las paredes expuestas probablemente es provocada por la sublimación de los hielos, controlada por la gravedad y exacerbada por las fracturas.

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_acbasins-350x271Cuencas de acumulación identificadas dentro de los límites de Imhotep. Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Cuencas de acumulación

Las cuencas de acumulación dominan Imhotep, y se definen como áreas en las que el material fino y las rocas parecen acumularse preferentemente. Seis cuencas se han sugerido dentro de Imhotep, que cubren aproximadamente dos tercios de esta región (otras cuencas de acumulación posibles se encuentran justo fuera del límite definido). La apariencia casi circular de la mayoría de las cuencas se interpreta como la expresión en la superficie de grandes huecos primordiales en el núcleo que existen desde la formación del cometa. Con el tiempo, la superficie que los recubre se fue debilitando por la erosión y la fracturación, y posteriormente se derrumbó. La erosión paulatinamente fue ampliando la cuenca y llenándola con escombros. La cuenca F se observa ligeramente diferente, ya que está extensamente fracturada, con las fracturas orientadas hacia su interior. Dado que este patrón no es una característica asociada con el colapso, debe de haberse formado, o modificado, de alguna otra manera, tal vez por impacto o asociada con la actividad cometaria, tal vez incluso por una burbuja de gas elevándose desde el interior (como ya se ha propuesto por otros científicos para el cometa 9P/Tempel 1).

ESA_Rosetta_OSIRIS_Imhotep_acbasin_linear_terraces-350x247Una gama de características se pueden ver en esta imagen, incluyendo formaciones curvilíneas en el material suave (izquierda) y terrazas cerca de una característica similar a una cuenca (en el centro). En la parte superior, se ve una serie de formaciones casi circulares. La imagen fue adquirida con la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 5 de septiembre 2014, desde una distancia de 43,5 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 80 cm / pixel. Créditos: ESA / Rosetta / MPS-OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Terrazas

Las terrazas se destacan en varios lugares del cometa y sugieren fuertemente estratificación interna (un tema que se discutirá con más detalle en un artículo futuro). Las capas en Imhotep tienen un espesor relativamente constante de unos pocos metros, lo que implica un proceso repetitivo, tal vez por la compactación de los depósitos sucesivos de material. Las terrazas más prominentes en la cuenca F están ampliamente fracturadas, lo que significa que las capas se formaron primero, antes de la cuenca y antes de la fractura. Pueden ser un indicio de procesos relacionados con la formación del cometa o de un antiguo proceso evolutivo.

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Imagen color compuesta centrada en los parches brillantes y más azules de la región de Imhotep del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko. La imagen de la derecha muestra un zoom en la región indicada en la imagen de la izquierda. El conjunto comprende las imágenes tomadas con los filtros azul (480 nm), verde (536 nm) y naranja (649 nm) de la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 5 de septiembre de 2014, desde una distancia de 43 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 81 cm / pixel.

Créditos: ESA / Rosetta / MPS para OSIRIS equipo MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Parches brillantes

Unos parches brillantes se ven en las paredes expuestas. Aparecen más azul que el color medio del cometa en las imágenes a todo color compuesto y sugieren la presencia de hielo. Si se confirman como hielo de agua, podrían ser algunas de las áreas más jóvenes del cometa.

 

Formaciones circulares

Formaciones cuasi-circulares como éstas sólo se han visto hasta ahora en la región Imhotep del cometa 67P / CG – alrededor de 70 han sido identificadas, con un ancho de entre 2 y 59 ms. de ancho. Tienen un borde y en su parte superior o una depresión o una meseta de material fino que parece que, a veces, parece abultarse por encima del borde. Muchas de estas formaciones circulares parecen estar apiladas una encima de la otra. Su mecanismo de formación no es claro, pero uno de los posibles escenarios es que representen antiguos conductos de desgasificación que fueron expuestos y luego cubiertos por polvo, para posteriormente volver a aparecer por la erosión diferencial de las capas superpuestas. Curiosamente, también se observaron formaciones circulares con una morfología similar sobre el cometa 9P / Tempel 1.

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Regiones recientemente iluminada en el sur de la región de Imhotep, en el lóbulo mayor del cometa 67P / Churyumov-Gerasimenko, revelan rasgos circulares similares a los observados en el centro de la misma región.

La imagen fue tomada con la cámara de ángulo estrecho OSIRIS de Rosetta el 31 de octubre 2014 desde una distancia de 33 kms. del centro del cometa. La escala de la imagen es de 63 cm / pixel.

Créditos: ESA / Rosetta / MPS- OSIRIS team MPS / UPD / LAM / IAA / SSO / INTA / UPM / DASP / AIF

 

Rocas sueltas

Se han contabilizado 2207 rocas en Imhotep, con tamaños entre 2 ms. y 90 ms. Se encuentran sobre todo en la parte inferior de las laderas y se asocian con el desgaste de masa de terrenos más consolidados. Una serie de grandes rocas (incluida la famosa piedra Cheops) se encuentran aisladas hacia el centro de la región llana. Con un tamaño de decenas de metros, es poco probable que sean consecuencia de la actividad cometaria El equipo de Anne-Thérèse sugiere que las rocas son los restos de un evento previo de pérdida de masa ocurrido al pie de un acantilado, cuando las cuencas eran menos amplias. Las rocas sueltas parecen haberse hundido ligeramente con el tiempo, como el material acumulado alrededor de ellas.

 

Evolución de Imhotep

Sobre la base de esta visión general de la geomorfología de Imhotep y de los procesos que se consideran responsables de la formación de su paisaje, el equipo de Anne-Thérèse propone un escenario para la formación y evolución de esta región.

Ellos sugieren que primero se formaron las cuencas por el colapso de grandes cavidades preexistentes en el núcleo de un cometa. Con el tiempo estas cuencas se fueron erosionando por la sublimación de hielos expuestos en sus paredes e interiores, ampliando sus bordes y llenando sus interiores con rocas sueltas y material de grano fino. La degradación de las rocas y una mayor erosión por la pérdida de masa,combinadas con depósitos de material eyectado de otras partes del cometa, condujo a la acumulación de material liso y suave en puntos bajos gravitacionales. Al mismo tiempo, la erosión diferencial de la superficie puede revelar características subyacentes, tales como posibles conductos antiguos.

“Todavía hay un montón de misterios, pero ahora que se acerca el perihelio vamos a estar observando cualquier cambio en la superficie, lo que ayudará a entender cómo esta región evoluciona”, concluye Anne-Thérèse.

Geomorphology of the Imhotep region on comet 67P/Churyumov-Gerasimenko from OSIRIS observations”, por A-T Auger y otros fue publicado online en Astronomy & Astrophysics.

Las imágenes también están disponibles a través de la galería de Rosetta en el portal web principal de la ESA.

 

Fuente: http://blogs.esa.int/rosetta/2015/07/20/inside-imhotep-2/
Trabajo de Traducción de Alberto Anunziato (Paraná, Entre Rios, Argentina). Colaborador de la Sección Cometas de la LIADA.

67P/C-G: detalles y 3D

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OSIRIS images showing Comet 67P/Churyumov–Gerasimenko in different orientations. Rotation axes have been added; in the middle two panels the rotation axis is almost toward the viewer, that is, providing a north polar view. Right: the same images with regional boundaries and nomenclature added. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

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Around Aten, Aker, Babi and Khepry

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From Anubis and Atum to Hapi and Anuket

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On the head: Ma’at, Maftet, Nut and Serqet

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OSIRIS narrow-angle camera image showing the smooth nature of the dust covering the Ash region and highlighting the contrast with the more brittle material exposed underneath in Seth. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

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OSIRIS narrow-angle camera mosaic of two images showing an oblique view of the Atum region and its contact with Apis, the flat region in the foreground. This region is rough and pitted, with very few boulders. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

OSIRIS narrow-angle camera image highlighting an alcove structure at the Hathor-Anuket boundary on the comet’s small lobe. The layering seen in the alcove could be indicative of the internal structure of the comet. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

OSIRIS narrow-angle camera image highlighting an alcove structure at the Hathor-Anuket boundary on the comet’s small lobe. The layering seen in the alcove could be indicative of the internal structure of the comet. Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

http://blogs.esa.int/rosetta/2015/07/15/getting-to-know-rosettas-comet-boundary-conditions/

Micro-organismos en los Cometas ?

¿Los microorganismos podrían explicar el aspecto de los cometas ?

El cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko que es estudiado en detalle desde Septiembre de 2014 por la nave Rosetta y su módulo Philae, lo muestran como un cuerpo con características diferentes e inesperadas. Ahora dos astrónomos tienen una explicación radical de sus propiedades: los microorganismos conforman parte de la actividad cometaria.
El Dr. Max Wallis de la Universidad de Cardiff expuso sus ideas en la Reunión Nacional de Astronomía (6/7) en Venue Cymru, Llandudno, Gales.

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Los datos de Rosetta han revelado una cometa irregular con forma de “patito de goma” con unos 4,3 por 4,1 km de extensión. Parece tener una corteza negra e hielo subyacente, las imágenes muestran zonas de “mares” lisos, cráteres de fondo plano y una superficie salpicada de mega-bloques o grandes piedras. Los cráteres son cuerpos congelados cubiertos de agua con residuos orgánicos. Surcos paralelos hacen referencias a la flexiones debidas de la asimetría y por ser un cuerpo de doble lóbulo, que genera fracturas por debajo del hielo en superficie.

El Dr. Wallis y su colega el profesor Chandra Wickramasinghe, Director del Centro de Astrobiología de Buckingham sostienen que estas características son totamente consistentes con una mezcla de hielo y materia orgánica, que se consolidan bajo el calor solar mientras el cometa orbita en el espacio y es cuando los microorganismos activos pueden ser soportados. En su modelo, los microorganismos requieren de agua líquida para colonizar el cometa y probablemente podrían habitar las grietas en el hielo y en la nieve. Organismos que contienen sales anticongelantes son particularmente buenos en adaptarse en estas condiciones y hasta podrían ser activos a temperaturas tan bajas como -40 grados centígrados.

Las areas insoladas del 67P/Churyumov-Gerasimenko han alcanzado esa temperatura en el pasado mes de Septiembre, cuando estaba a 500 millones de km del Sol y las emisiones de gases eran ya evidentes.  Mientras viaja hacia su punto más cercano al Sol -a su perihelio a unos 195 millones de kilómetros– la temperatura estará siempre en aumento, incrementando la gasificación y por consiguiente los microorganismos estarán cada vez más activos.

El Dr. Wallis dijo: “Rosetta ya ha mostrado que el cometa no debe ser visto como un cuerpo congelado inactivo, pero apoya los procesos geológicos y podría ser más hospitalario que la “micro-vida” existente en nuestras regiones del Ártico y el Antártico”.
Wallis y Wickramasinghe citan como evidencia adicional de micro-vida en el cometa, en la detección por parte del Philae de abundantes moléculas orgánicas complejas y las imágenes infrarrojas tomadas por Rosetta.

El Professor Wickramasinghe, comentó: “Si el orbitador Rosetta ha encontrado evidencia de vida en el cometa, esto sería un merecido homenaje con motivo del centenario del nacimiento de Sir Fred Hoyle, uno de los pioneros indiscutibles de la Astrobiología”.

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Fuente: https://www.ras.org.uk/news-and-press/2654-do-micro-organisms-explain-features-on-comets

Se observa el vuelo de escombros

Rosetta rastrea escombros alrededor del cometa
26/6/2015 de ESA Astronomy & Astrophysics

Sequence of 10 images taken with the OSIRIS wide-angle camera (WAC) on 10 September 2014, showing a piece of comet debris in the vicinity of Comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. The piece is seen moving against the background of fixed stars and was found to be on an outward bound trajectory.

Secuencia de diez imágenes tomadas con la cámara de gran campo de OSIRIS el 10 de septiembre de 2014, mostrando un fragmento de escombros del cometa en las cercanías de 67P/Churyumov-Gerasimenko. El fragmento puede verse moviéndose respecto del fondo de estrellas fijas. Crédito:  ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA.
 

Desde su aproximación y llegada al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko, Rosetta ha estado investigando el núcleo y sus alrededores con varios instrumentos y técnicas. Un área clave es el estudio de granos de polvo y otros objetos en el vecindario del cometa.

Una nueva investigación basada en imágenes del instrumento OSIRIS de Rosetta ha permitido realizar un estudio dinámico de fragmentos del cometa detectados anteriormente, determinando, por primera vez, las órbitas de cuatro fragmentos de escombros, el mayor de ellos de medio metro de tamaño, en órbita alrededor de 67P/C-G.

“Los estudios anteriores se basaban en un puñado de imágenes de un campo determinado y esto era suficiente para detectar fragmentos de material y decir que se estaban moviendo. Sin embargo, para determinar sus trayectorias y demostrar si realmente  están ligados al cometa, necesitamos docenas de imágenes tomadas durante un periodo de tiempo extenso”, explica  Björn Davidsson.

Davidsson y sus colaboradores  identificaron cuatro fragmentos de escombros con tamaños entre los 15 y 50 centímetros. Los fragmentos parecen moverse muy despacio, con velocidades de decenas de centímetros por segundo, y se encuentran a distancias de entre 4 y 17 km del cometa. “Es la primera vez que hemos podido determinar las órbitas individuales de estos fragmentos de material alrededor de un cometa. Esta información es muy importante para estudiar su origen y nos está ayudando a conocer los procesos de pérdida de masa de los cometas”, comenta Davidsson.

[Noticia completa]

Fuente: http://observatori.uv.es/index.php?option=com_content&view=article&id=6529:rosetta-rastrea-escombros-alrededor-del-cometa&catid=52:noticosmos&Itemid=74&lang=es

Salió de la hibernación Philae

Primera noticia recibida:

El lander Philae de la misión Rosetta está fuera de hibernación!

Se recibieron las señales en el Centro Europeo de Operaciones Espaciales de la ESA en Darmstadt a las 22:28 CEST del 13 de Junio. Un paquete de más de 300 datos son analizados por los equipos en el Centro de Control del Lander en
Centro Aeroespacial Alemán (DLR). “Philae está muy bien. Tiene un temperatura de funcionamiento de -35ºC y tiene disponible 24 Watts” explicó el Dr. Stephan Ulamec. “El módulo de aterrizaje está listo para entrar en operaciones.”


 

Rosetta’s lander Philae is out of hibernation!

The signals were received at ESA’s European Space Operations Centre in Darmstadt at 22:28 CEST on 13 June. More than 300 data packets have been analysed by the teams at the Lander Control Center at the German Aerospace Center (DLR). “Philae is doing very well: It has an operating temperature of -35ºC and has 24 Watts available,” explains DLR Philae Project Manager Dr. Stephan Ulamec. “The lander is ready for operations.”


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Ampliando la información:

Por 85 segundo habló “Philae” con su equipo en tierra, a través de Rosetta, es el primer contacto después de haber entrado en hibernación forzosa en el mes de Noviembre.

Al analizar los datos de su estado, se hizo evidente que Philae debió haber estado despierto hace un tiempo. “También hemos recibido datos históricos. Hasta ahora, el módulo de aterrizaje no había sido capaz de ponerse en contacto con nosotros.”

Ahora los científicos esperan el siguiente contacto con Philae (debemos considerar el tiempo de rotación del cometa y la apertura de visibilidad y comunicación con el orbitador Rosetta). Hay todavía más de 8.000 paquetes de datos en la memoria masiva del Philae, que darán la información al equipo de DLR para conocer lo que aconteció en el lander en los pocos días activo en la superficie del Cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko.

El Philae se apagó en forma automática, pasando a hibernación el 15 de Noviembre de 2014 en el 1:15 CEST; después de estar en operación sobre el cometa durante unas 60 horas, hasta agotarse su batería. Desde el 12 de Marzo de 2015 la unidad de comunicación en el orbitador Rosetta fue encendida para poder escuchar al lander Philae si emitía una señal.

Rosetta: ESA / NASA.
Philae: DLR, MPS, CNES y ASI.

Fuente: http://blogs.esa.int/rosetta/2015/06/14/rosettas-lander-philae-wakes-up-from-hibernation/

COSIMA detectó ya 12.000 granos de polvo del 67P/C-G

ESA_ROSETTA_COSIMA_GRAINS-1024x705La placa de recolección de polvo cometario del instrumento COSIMA a bordo de la sonda orbital Rosetta ha estado muy ocupada juntando polvo, hasta aquí unos 12.000 granos y sumando más !

El equipo del COSIMA compartió esta imagen de algunos de sus granos de polvo en la última reunión de la “European Geosciences Union General Assembly” (http://www.egu2015.eu/) en Viena.

Los 12.000 granos fueron recogidos entre el 11 de agosto de 2014 y 28 de marzo de 2015, en nueve plaquetas recolectoras que miden un centímetro cuadrado cada una.
COSIMA realiza un estudio in situ de las partículas recogidas, primero con un microscopio óptico y luego analiza la composición de los granos seleccionados usando un espectrómetro de masas de iones secundarios. COSIMA tiene disponibles 74 placas en total y el instrumento está diseñado para investigar granos de polvo de menos de 10 micrones.