Características de la Tierra

La Tierra es el tercer planeta del Sistema Solar. Esta situación orbital y sus características de masa la convierten en un planeta privilegiado, con una temperatura media de unos 15º C, agua en forma líquida y una atmósfera densa con oxígeno, condiciones imprescindibles para el desarrollo de la vida. Hace unos 4.600 millones de años la corteza de la Tierra comenzó a consolidarse y las erupciones de los volcanes empezaron a formar la atmósfera, el vapor de agua y los océanos. El progresivo enfriamiento del agua y de la atmósfera permitió el nacimiento de la vida, iniciada en el mar en forma de bacterias y algas, de las que derivamos todos los seres vivos que habitamos hoy nuestro planeta tras un largo proceso de evolución biólogica.

La superficie lunar

La Luna es un mundo lleno de montañas, cráteres y otras formaciones. Los cráteres lunares se formaron por el impacto de meteoritos. En general tienen forma de anillo, una base y un pico central. Su tamaño varía desde pocos centímetros hasta 260 kilómetros. Se conocen picos centrales de hasta 4000 metros y anillos del mismo tamaño. Los "mares" de la Luna son zonas llanas de color oscuro. Se deben a la salida de lava basáltica durante el periodo de formación de la luna. Las montañas pueden estar aisladas o formando grandes cadenas. También hay grietas, con profundidades de hasta 400 metros y varios kilómetros de longitud.

 

 Cómo se formó el suelo de la Luna

 Los científicos han estudiado la edad de las rocas lunares provenientes de regiones con cráteres y han podido determinar cuándo se formaron los cráteres. Al estudiar las zonas de color claro de la Luna conocidas como mesetas, los científicos encontraron que, desde hace aproximadamente 4.600 a 3.800 millones años, restos de rocas cayeron sobre la superficie de la joven Luna y formaron cráteres muy rapidamente. Esta lluvia de rocas cesó y desde entonces se han formado muy pocos cráteres. Algunas muestras de rocas extraídas de estos grandes cráteres, llamados cuencas, establecen que aproximadamente hace 3.800 a 3.100 millones de años, varios objetos gigantescos, similares a los asteroides, chocaron contra la Luna, justo cuando cesaba la lluvia rocosa.

 Poco tiempo después, abundante lava llenó las cuencas y dió origen a los obscuros mares. Esto explica por qué hay tan pocos cráteres en los mares y, en cambio, tantos en las mesetas. En estas no hubo flujos de lava que borraran los cráteres originales, cuando la superficie de la Luna estaba siendo bombardeada por restos planetarios durante la formación del Sistema Solar. La parte más lejana de la Luna tiene solo un "mare", por esto que los científicos creen que esta área representa cómo era la Luna hace 4.000 millones de años.

Composicion de la Luna

Una hermosa noche pide la presencia de una estrella más grande para adornar el cielo. Al lado de estrellas, la Luna se destaca por su tamaño y brillo.

 Ante tanta belleza, surge la pregunta: ¿De qué se compone la Luna? Varias suposiciones ya surgieron sobre ese asunto, como por ejemplo, que la Luna es producto de la condensación de una porción grandiosa de gases que fueron capturados por la fuerza gravitacional de la Tierra. Cuando se trata de la composición de la Luna, ésta ya se ha comprobado mediante muestras del espacio en los años 60. El análisis de las muestras reveló la presencia de basalto (componente de las rocas), lo que evidencia que se trata de una roca volcánica como las encontradas aquí en nuestro planeta. El basalto surgió en la Tierra a partir de la erupción de volcares que lanzaron rocas derretidas para el aire y el mar. El basalto, a su vez, se compone de los elementos hierro, aluminio, magnesio y silicio, siendo el último encontrado en mayores cantidades. Al igual que la Tierra, la Luna se subdivide en tres partes: corteza, manto y núcleo, aunque con sólo una diferencia – en la Luna, en virtud de una mayor refrigeración, la corteza es bastante dura.

Orbiatas asteroides

1 – Objetivos de la actividad El objetivo principal de la actividad es mejorar las variables de las órbitas de los Asteroides (especialmente los tipo NEAs) a partir de medidas astrométricas con imágenes tomadas en telescopios nocturnos de GLORIA (users.gloria-project.eu). Partiendo de las alertas obtenidas en los nodos de seguimiento de NEOs es posible obtener una lista de los asteroides tipo NEAs más idóneos para realizar el seguimiento. Con la actividad los alumnos aprenderán a: – Aplicar una metodología para el cálculo de un parámetro astrofísico (coordenadas celestes de asteroides) a partir de un observable (imágenes digitales) como técnica de aplicaciones pedagógicas, documentales e investigadoras. – Calcular la astrometría del asteroide, especialmente los NEAs, a partir las imágenes obtenidas con un Telescopio. – Preparar y planificar la operativa de la observación: efemérides del asteroide, utilización de herramientas informáticas para su análisis. – Trabajar cooperativamente en equipo, valorando las aportaciones individuales y manifestando actitudes democráticas.

 2 – Instrumentación La práctica o actividad se realizará a partir de imágenes digitales obtenidas mediante el TAD nocturno (Telescopio Abierto de Divulgación, http://www.ot-tad.com) o cualquiera de los telescopios nocturnos de GLORIA (http://users.gloria-project.eu). También será necesario un ordenador con conexión a Internet, así como software de cartografía celeste, y el programa astrometrica para la reducción y cálculo de la astrometría.

 3 – Asteroides

 Los NEOs (del acrónimo en inglés NEO, Near Earth Object) son cuerpos de Sistema Solar (cometas y asteroides) cuyo perihelio (máximo acercamiento al Sol) es menor que 1,3 UA (Unidad Astronómica o distancia media Tierra-Sol aprox. 150 Millones de km), lo cual puede hacerles aproximarse a las cercanías de la Tierra con riesgo de impacto con nuestro planeta. Los NEOs se clasifican en diferentes tipos: – Meteoroides. Son objetos cercanos a la Tierra con un diámetro menor a 50 metros. – Cometas. Llamados NEC (por las siglas de su nombre en inglés, Near Eath Comets), incluyen sólo los cometas de periodo orbital corto, inferior a 200 años. – Asteroides. Conocidos como NEA (por las siglas de su nombre en inglés, Near Earth Asteroid), constituyen la gran mayoría de los NEO y se clasifican en tres grupos, según las características de sus órbitas. Grupo Atenas. Tienen un radio orbital medio inferior al terrestre (1 UA), con un afelio (máxima separación del Sol) mayor que el perihelio terrestre (0,983 UA), lo cual hace que generalmente estén dentro de la órbita terrestre. Grupo Apolo. Su radio orbital medio es mayor que el terrestre (1 UA), con un perihelio menor que el afelio terrestre (1,017 UA). Grupo Amor. Tienen un radio orbital medio que está entre las órbitas de la Tierra y Marte y cuyo perihelio está entre 1,017 y 1,3 UA, es decir, ligeramente fuera de la órbita terrestre. Este tipo de asteroides suelen cruzar la órbita de Marte, pero no cruzan la de la Tierra. Los NEC y NEA cuya distancia mínima de intersección de su órbita con la terrestre es de 0,05 UA o menor, se denominan respectivamente cometas potencialmente peligrosos o PHC, (por las siglas de su nombre en inglés, Potentially Hazardous Comets) y asteroides potencialmente peligrosos o PHA (por las siglas de su nombre en inglés, Potentially Hazardous Asteroids). Globalmente conocidos como PHO (de su acrónimo en inglés Potentially Hazardous Objects), estos cuerpos entrañan un relativo riesgo de impacto con la Tierra. Actualmente se conocen alrededor de 1.489 (Figura 1). t1Figura
1. Imagen de radar del PHA 4179 Toutatis en su aproximación del año 1996, obtenida desde el Observatorio Goldstone, EEUU.

 4- Metodología 4.1.- Astrometría La astrometría es la rama de la astronomía cuya finalidad consiste en determinar la posición de un astro en el cielo. La astrometría aplicada a la observación de cometas y asteroides permite conocer la posición exacta de estos en un momento determinado a partir de sus parámetros orbitales. Actualmente el Minor Planet Center (organismo dependiente de la IAU, Unión Astronómica Internacional) es el centro encargado de recoger la astrometría que envían los observatorios astronómicos reconocidos (observatorios con código MPC) para poder determinar o actualizar las órbitas de los distintos objetos menores que orbitan en el sistema solar, ya sean cometas o asteroides. El MPC exige medidas astrométricas con una precisión por debajo del segundo de arco de error.

 4.2.- Preparación Observaciones 1) Selección. Se prestará especial atención a determinados tipos de asteroides, especialmente NEAs. Partiendo de las alertas obtenidas en el nodo Europeo de seguimiento de NEOs (the Spaceguard Central Node, o el de Estados Unidos (http://www.minorplanetcenter.org/iau/NEO/ToConfirm.html) los estudiantes podrán obtener una lista de los asteroides-NEAs más idóneos para realizar el seguimiento. A la hora de planificar la captura de un asteroide se debe tener en cuenta el movimiento aparente del mismo sobre el fondo de estrellas (especialmente si se trata de un NEA, de rápido movimiento aparente). Si no es posible seguir al asteroide (telescopio solo permite movimiento sidéreo), estamos limitados en el tiempo de exposición y/o de tomas del asteroide que podamos realizar. 2) Posición. Una vez seleccionado el asteroide, es necesario conocer su posición. El Minor Planet Center, en su sección de efemérides, ofrece la astrometría de los cuerpos menores identificados hasta la actualidad (http://www.minorplanetcenter.net/iau/MPEph/MPEph.html).

 3) Verificación. Es imprescindible asegurarse de que hemos sido capaces de capturar el asteroide a medir (magnitud límite alcanzada), y de que somos capaces de advertir su movimiento respecto a las estrellas de fondo, para lo cual se necesitarán varias tomas consecutivas (al menos dos). Necesitaremos que la toma de la zona del cielo que contenga el asteroide a medir cuente con el mayor número de estrellas posible, ya que la astrometría del asteroide se calcula a partir de las estrellas de referencia que aparecen en el campo del asteroide captado. Además debemos saber en qué momento exacto se realizó la toma (este dato ya se encuentra contenido en la cabecera del archivo de imagen FITS). Repitiendo este proceso al cabo de un período de tiempo (de horas o días según el asteroide), iremos obteniendo las posiciones de dicho astro en el cielo, que servirán para poder calcular la órbita del mismo. 4.3.- Astrometría de Asteroides Para la búsqueda y localización del asteroide se debe disponer de un software tipo planetario como el freeware Cartes du Ciel (www.ap-i.net/skychart/start) u otros comerciales (The Sky, Starry Night, Guide). Es necesario confirmar la localización del asteroide mediante imágenes sucesivas (como se ha indicado anteriormente) para detectar su movimiento entre las estrellas. Además del programa de cartas celestes que se utilice, se necesita disponer de un software para efectuar la astrometría. Uno de los mejores y que permite enviar informes con el estándar MPC es Astrometrica (http://www.astrometrica.at). También es necesario el uso de algún Catálogo estelar, preferentemente el UCAC2 o el USNO A2. Si no se dispone de esos catálogos, pero se cuenta con conexión a Internet, el programa Astrometrica descarga automáticamente la sección del catálogo USNO B1 que se necesite. El objetivo es que la precisión en las mediciones sea

Los asteroides

1- Introducción históricaEl día primero de enero de 1801, el Astrónomo siciliano Giuseppe Piazzi, observando en Palermo un grupito de estrellas de la constelación de Toro, notó que una de las que había registrado en ese momento, al día siguiente había retrogradado 4 minutos de arco.

Al principio supuso, al igual que W. Herschel en 1781 con Urano, que era un cometa. Posteriormente, al analizar las distintas posición y calcular la órbita, tarea que fue realizada por un joven matemático desconocido todavía, llamado Gauss, con unas pocas posiciones, en un arco de 9 grados, y un periodo de 41 días, estaba claro que la orbita era casi circular, con una escasa inclinación, a una distancia de aproximadamente 2,77 UA. Esta órbita era mas parecida a la de un planeta que la de un cometa, y la colocaba entre las orbitas de Marte y Júpiter, en un lugar muy cercano a la predicción de la famosa Ley de Bode-Titius. Se lo denominó Ceres, en honor a la divinidad protectora de Sicilia. Posteriormente, en 1802, Olbers descubrió el segundo asteroide, llamado Pallas.

 A partir de ese momento, comenzaron a descubrirse mas y mas, hasta que en la actualidad son varias decenas de miles. (hasta principios de 2004, 80 mil descubiertos, 11 mil con nombre). Ahora la búsqueda en el hemisferio norte la realizan sistemas automáticos, como el Lincoln Near Earth Asteroid Research (LINEAR), el Near Earth Asteroid Tracking (NEAT), o el Lowell Observatory Near Earth Objetc Search (LONEOS), entre los más conocidos. Como no pueden patrullar hasta aquí, todavía esperanzas de descubrir algún cometa o asteroide desde nuestro hemisferio.

2 – Definición de Asteroide y OrígenesCuando se formó el Sistema Solar, quedaron dos zonas bien definidas; la central, que sería el futuro Sol, y un anillo girando a su alrededor, formado por rocas de variados tamaños, denominados planetesimales, que formarían a los planetas. El proceso de formación planetaria se produjo por acreción, esto es, choques 'gentiles' entre planetesimales, no lo suficientemente violentos para destruirlos, sino que por el contrario, se fundían en un astro mayor. Este proceso dio como resultado a los planetas.

Los planetesimales que finalmente quedaron sin participar de este proceso, son los asteroides que ahora conocemos. De todas maneras, no hay todavía no hay una definición exacta de los que es un asteroide, fundamentalmente porque se piensa que algunos satélites son asteroides capturados, como los pequeños satélites de Marte, y muchas de las lunas externas de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno.

Adicionalmente, algunos cometas al morir (o sea, al dejar de tener material volátil que sea expulsado del núcleo) empiezan a comportarse como asteroide. Esto significa que lo que antes vimos como un cometa, ahora puede verse como asteroide, como es el caso de 1979VA, que tiene una orbita y posición coincidente con el cometa perdido Wilson-Harrington (1949 III).

En el medio, con aspecto puntual, el ahora asteroide 1979VA (4015 Wilson-Harrington). Igualmente puede decirse que son 'rocas' de unos miles kilómetros para abajo. Su composición es o rocosa, metálica, una mezcla de ambas en los pertenecientes al Sistema Solar interno, y de hielo los externos, mas parecidos a cometas que a asteroides. Los mas grandes son esféricos, ya que su gravedad es lo suficientemente grande como para haber logrado reducir las irregularidades. Los pequeños son totalmente irregulares.

        

Clasificacion de los asteroides

La clasificación de los asteroides

Albedo es un término utilizado en astronomía para indicar la capacidad de un cuerpo celeste para reflejar la luz. En función de esta capacidad, al cuerpo se le asigna un coeficiente que varía entre 0 y 1. Así, a un cuerpo blanco perfectamente reflector le corresponde un albedo de 1, mientras que a un cuerpo negro, que absorbe toda la luz incidente, se le atribuye un albedo de 0.

 Siguiendo esta clasificación, la mayor parte de los asteroides puede subdividirse en tres categorías principales:
 Asteroides carbonáceos (o de tipo C). Asteroides silíceos (o de tipo S). Asteroides metálicos (o de tipo M). Los asteroides de tipo C constituyen la mayor parte (cerca del 75%) de los conocidos. Están sobre todo localizados en las regiones más externas del cinturón de asteroides. De las distintas familias de asteroides, éstos son los menos luminosos, ya que su albedo está comprendido entre 0,03 y 0,09. Su composición química es razonablemente similar a la del Sistema Solar y carecen de hidrógeno, helio y otros elementos volátiles.

 Los asteroides de tipo S constituyen la mayor parte de los asteroides restantes (cerca del 17%), pueblan la región más externa del cinturón y son relativamente más brillantes que los de tipo C, con un albedo que varia entre 0,10 y 0,22. Químicamente están formados por minerales ferrosos mezclados con silicatos de magnesio.

Cometas gemelos

Cometas gemelos pasarán cerca de la Tierra

Hace 246 años que no se aproxima tanto un cometa a nuestro planeta

Dos cometas con órbitas similares se están acercando a nuestro planeta y uno de estos pasará a una distancia, que su paso será el más cercano que realiza un cometa en 246 años.

 Uno de estos es el cometa conocido como 252P/LINEAR 12, el cual estará acercándose a la Tierra el 21 de marzo de 2016. Este pasará a una distancia de 3,290,000 millas (5.3 millones de km), lo que equivale a 14 veces la distancia Tierra-Luna.

 Este cometa viene acompañado. El 22 de enero de 2016 (hace un mes), el Observatorio Pan-STARRS de Hawai detectó un objeto que había sido designado como el asteroide 2016 BA14. Observaciones posteriores mostraron que el objeto tiene cola, lo cual sugiere se trata de un cometa y no un asteroide.

 Algunos sugieren que el otro objeto previamente conocido, es decir el cometa 252P, pudo haberse dividido en dos partes pero esto aún no está confirmado. Sin embargo, resulta curioso que ambos cometas tienen órbitas muy parecidas y ambos pasarán cerca de la Tierra casi simultáneamente, con solo un día de diferencia.

 Aunque una gran cantidad de asteroides han sido detectados pasando cerca de la Tierra, lo que no ocurre con frecuencia es el paso cercano de cometas, los cuales usualmente pasan a grandes distancias, explicó la Sociedad de Astronomía del Caribe (SAC).

 En marzo, el cometa P/2016 BA14 (Pan-STARRS) pasará a una distancia que lo ubicará en la tercera posición en cuanto a la cercanía a nuestro planeta, de todos los pasos cercanos que han realizado cometas hasta el presente.

 El "P/2016 BA14" pasará a una distancia segura el 22 de marzo (un día después que el 252P) cuando se acerque a una distancia de 2,199,933 millas (3.5 millones de km) de la Tierra. Aunque esta distancia equivale a 9 veces la distancia Tierra-Luna, se trata de un paso cercano por parte de un cometa. No, no existe riesgo alguno, aclaró la entidad educativa.

 Espectacular avistamiento en 1770

 La SAC destacó que el cometa que más cerca de la Tierra ha pasado en la historia registrada, fue el D/1770 L1 (Lexell). Indicó que el cometa Lexell pasó en julio de 1770 a 5.9 veces la distancia Tierra-Luna. Esto se traduce a 1,410,100 millas (2.3 millones de km), una distancia tan cercana, que la "coma" o atmósfera cometaria de Lexell lució con un tamaño de 4 veces el diámetro aparente de la Luna, según documentó el astrónomo Charles Messier.

 Según la Unión Astronómica Internacional, el segundo lugar en cuanto a cercanía lo tuvo el cometa 55P/1366 U1 (Temple-Tuttle). Este pasó a 8.9 veces la distancia Tierra-Luna en Octubre de 1366.

 Mientras que en mayo de 1983, el cometa C/1983 H1 (IRAS-Araki-Alcock) pasó a una distancia de 12.2 veces ladistancia Tierra-Luna. Hasta el presente, el cometa IRAS ocupaba la tercera posición (en cuanto a distancia) de pasos más cercanos de un cometa, pero el paso cercano del cometa P/2016 que ocurre en marzo, ocasionará que el "nuevo" cometa recién descubierto ocupe la tercera posición del paso más cercano.

 La SAC destacó que debido a que el cometa IRAS pasó en el 1983 a 12.2 veces la distancia Tierra-Luna, el P/2016 BA14 se convertirá en marzo en el cometa en pasar más cerca de la Tierra en los últimos 246 años, es decir desde el año 1770.

 La entidad educativa aclaró que el cometa P/2016 BA14 (Pan-STARRS) no será visible a simple vista. Explicó que los cometas, que son objetos algo similares a los asteroides pero con una cobertura de hielo, lucen brillantes cuando pasan algo cerca del Sol y reaccionan al calor solar. Aunque el "P/2016 BA14" pasará relativamente cerca de la Tierra, su enorme distancia del Sol ocasionará que luzca tenue.

 Astrónomos esperan captar el histórico acercamiento con la ayuda de un famoso telescopio en órbita. "Esperamos captarlo durante seis órbitas del Telescopio Espacial Hubble", informó el astrónomo Michael Kelly, de la Universidad de Maryland.

 Si las condiciones del tiempo lo permiten, es probable pueda ser captado desde Puerto Rico a través de telescopios de 12" o más de diámetro, y la cercanía del cometa permitirá apreciar fácilmente su movimiento frente a las estrellas, señaló la SAC.