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asteroides

(10199) Cariclo o Chariklo el asteroide con anillos

Escrito por Enunlugarenelcosmos 16-02-2017 en ciencia. Comentarios (0)

(10199) Cariclo o Chariklo es un planeta menor o planetoide que se encuentra entre las órbitas de Saturno y Urano a 16 UA de distancia media del Sol. Es parte del grupo de cuerpos celestes conocido como Centauros. Se caracteriza por tener un sistema de dos anillos planetarios y ser el objeto celeste más pequeño del que se tiene evidencia que los posee.

Fue descubierto por James V. Scotti, miembro del programa de detección de planetas menores (Spacewatch) el 15 de febrero de 1997, y se le asignó, como denominación provisional, 1997 CU26. Su nombre definitivo proviene de la ninfa Cariclo que, según la mitología griega, fue la esposa de Quirón e hija de Apolo; de esta manera se sigue la tradición de nombrar todos estos objetos con nombres de centauros o relacionados con ellos.

Las observaciones infrarrojas han detectado la existencia de hielo en su superficie.

Cariclo es el mayor representante del grupo de asteroides de los centauros conocidos hasta el momento, con un diámetro estimado de 258 km2.

Los centauros se cree que se originaron en el cinturón de Kuiper y se encuentran en órbitas dinámicamente inestables que pueden llevar a la ejección del sistema solar, a un impacto con un planeta o el Sol, o a su evolución en un cometa de periodo corto.

La órbita de Cariclo es más estable que la de Neso, Quirón y Folo. Cariclo se encuentra a 0.09 AU de Urano en una resonancia 4:3 y se estima que la vida media de su órbita es de unos 10.3 Mega años. Simulaciones orbitales de veinte clones de Cariclo sugieren que Cariclo puede empezar a no llegar regularmente a una distancia de 3 AU (450 Gm) de Urano en los próximos treinta mil años.

En las oposiciones perihélicas de 2003-2004, Cariclo tuvo una magnitud aparente de +17.7 [10]. A partir de 2012, Cariclo se encuentra a 14.1 AU del Sol.

En junio de 2013 el tránsito del planetoide por delante de una estrella (UCAC4 248-1088672) hizo posible observar por parte de un equipo internacional de investigadores,11 4 desde ocho enclaves distintos, que Cariclo posee a su alrededor un sistema de dos anillos de gran densidad de 7 y 3 kilómetros de anchura respectivamente, separados por una zona estrecha y oscura de 9, algo nunca observado hasta entonces en lo que respecta a este tipo de rocas espaciales. Sus radios orbitales son de 391 y 405 kilómetros. Este tipo de anillos parece haberse formado a partir de los restos de una colisión que quedaron confinados en los dos estrechos anillos por la presencia de al menos una pequeña luna pastora. Por eso se ha conjeturado que puede poseer uno o más satélites.

Imágenes: 1 y 2 Representación de Cariclo 3. Cariclo en comparación con Plutón y la Luna.

wikipedia, http://esmateria.com/…/cariclo-el-primer-asteroide-del-sis…/

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Los asteroides troyanos

Escrito por Enunlugarenelcosmos 14-09-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Los asteroides troyanos son asteroides que comparten órbita con un planeta en torno a los puntos de Lagrange estables L4 y L5, los cuales están situados 60° delante y 60° detrás del planeta en su órbita. Los asteroides troyanos se encuentran distribuidos en dos regiones alargadas y curvadas alrededor de estos puntos y, en el caso de Júpiter, con un semieje mayor de 5,2 ua. Nuestro planeta Tierra también posee un asteroide troyano, que lo acompaña en su viaje alrededor del Sol, el cual mide alrededor de 300 metros de diámetro y ha sido bautizado con el nombre de 2010 TK7.

Generalmente el término se refiere a los asteroides troyanos de Júpiter, que constituyen la gran mayoría, aunque también se han hallado algunos en las órbitas de Marte y de Neptuno. Hasta abril de 2010, el número de troyanos conocidos superaba los 4000, y de ellos solo diez no pertenecen a Júpiter.

El primer troyano, Aquiles, lo descubrió en 1906 el astrónomo alemán Max Wolf. El nombre troyanos se debe a que, por convención, cada miembro recibió el nombre de una figura mitológica de la guerra de Troya. Se cree que el número total de troyanos de Júpiter mayores de 1 km ronda el millón, una cantidad similar al número de asteroides del cinturón principal del mismo tamaño. Como en aquel, los troyanos forman familias de asteroides.

Los troyanos son cuerpos oscuros cuyo espectro de emisión es ligeramente rojizo y carente de peculiaridades. No existen evidencias sólidas de la presencia de agua o materia orgánica en su interior. Sus densidades varían entre 0,8 y 2,5 g/cm³. Se cree que fueron capturados en sus órbitas durante los primeros estadios de la formación del sistema solar, durante la migración de los planetas gigantes.

Existen dos teorías principales respecto a los troyanos. Una de ellas sugiere que los troyanos se formaron en la misma región del sistema solar que Júpiter y se incorporaron a su órbita cuando el planeta todavía se encontraba en formación. La última etapa de la formación de Júpiter involucró un crecimiento descontrolado de su masa debido a la acreción de grandes cantidades de hidrógeno y helio del disco protoplanetario; durante este crecimiento, el cual se prolongó solamente unos 10 000 años, la masa de Júpiter se multiplicó por diez. Los planetesimales que tenían órbitas cercanas a las de Júpiter fueron capturados por el campo gravitatorio cada vez más intenso del planeta gigante. El mecanismo de captura era muy eficiente, ya que según la teoría fueron atrapados alrededor del 50 % de los planetesimales restantes. Sin embargo, esta hipótesis presenta dos problemas de capital importancia: el número de cuerpos atrapados excede en cuatro órdenes de magnitud la población de troyanos observada, y los asteroides troyanos actuales poseen inclinaciones orbitales mayores que las predichas por el modelo. No obstante, las simulaciones realizadas sobre este escenario muestran que este modo de formación inhibiría la creación de troyanos similares alrededor de Saturno, lo cual concuerda perfectamente con las observaciones.

La segunda teoría parte del modelo de Niza y propone que los troyanos fueron capturados durante la migración planetaria, la cual sucedió de 500 a 600 millones de años después de la formación del sistema solar. La migración fue provocada por el paso de Júpiter y Saturno a la resonancia orbital 1:2. Cuando esto ocurrió, Urano y Neptuno, y Saturno en cierta medida, se movieron hacia el exterior, mientras que Júpiter lo hizo ligeramente hacia el interior. Esta migración de planetas gigantes desestabilizó el cinturón de Kuiper primordial, el cual expulsó millones de objetos hacia el interior del sistema solar. Estos objetos se acumularon y formaron los troyanos que se observan actualmente. Además, la combinación de las influencias gravitatorias de los planetas habría perturbado cualquier troyano existente con anterioridad.

El futuro a largo plazo de los troyanos está todavía abierto, ya que multitud de resonancias débiles con Júpiter y Saturno podrían provocar un comportamiento caótico con el tiempo. Además, los fragmentos eyectados de las colisiones entre troyanos reducen lentamente su población. Las simulaciones muestran que aproximadamente un 17 % de los troyanos iniciales de Júpiter son inestables, por lo que debieron ser expulsados en algún momento del pasado. Estos troyanos expulsados podrían convertirse temporalmente en satélites de Júpiter o en cometas periódicos de Júpiter; esto último podría suceder si se aproximan al Sol y su superficie de hielo comienza a evaporarse. Levison y sus colaboradores creen que podrían estar viajando por el sistema solar cerca de 200 troyanos expulsados con diámetros mayores a 1 km, y que es muy poco probable que alguno de ellos pueda atravesar la órbita de la Tierra.

Imágenes: 1. Localización de los asteroides troyanos de Júpiter. También se muestra el cinturón principal. 2. Representación de los cinco puntos lagrangianos, y en particular de L4 y L5, donde se sitúan los asteroides troyanos.

Foto de En un lugar del cosmos.

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Impacto Shoemaker-Levy 9 contra Júpiter

Escrito por Enunlugarenelcosmos 08-08-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Desde el día 16 de julio al 22 de julio de 1994 21 fragmentos del cometa Shoemaker-Levy 9 chocaron con el planeta Júpiter, produciendo una colisión entre dos cuerpos del Sistema Solar que no había sido nunca observada. Esta es la descripción de los acontecimientos:

1- El fragmento A chocó a las 22:18 del día 16 de julio de 1994, a pesar de ser de los fragmentos más pequeños se detectó en el Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) en el infrarrojo. La mancha brillante desapareció unas 2 horas después y se movía más lentamente que las estructuras visibles por lo que estaba a gran altura sobre las nubes. Las observaciones sugieren que una burbuja de gas caliente se formó por encima del lugar de la explosión, pero no fue lo suficientemente caliente para emitir en el visible emitiendo en el infrarrojo. Posteriormente se enfrió y dejó de emitir. El residuo que queda tras el impacto se pudo ver como una mancha negra en el espectro visible. Su tamaño era de 12000 km de diámetro. La columna de gases alcanzó los 1000 km de altura. Se espera con ilusión el choque de los fragmentos mayores.

2- El fragmento C chocó a las 9:02 del día 17 de julio. La gran nube formada permitirá analizar su espectro y por tanto la composición de la atmósfera. El fragmento B fue mucho menor posiblemente por estar la materia muy desmenuzada.

3- El séptimo impacto del fragmento G fue 25 veces más potente que el A y ocurrió a las 9:30 del 18 de julio. La energía de la colisión fue equivalente a 250 megatones de dinamita. (6 megatones para E. Shoemaker que le parece excesivo el cálculo. Ello representa 600 veces la potencia de todo el arsenal nuclear almacenado durante la guerra fría.) Fue tan intenso que saturó los detectores del Telescopio Keck en Mauna Kea de Hawái. La colisión dejó una marca negra del tamaño de la Gran mancha Roja. El impacto G se produjo encima del impacto D. El fragmento G es junto con el Q (que se ha partido en dos trozos) uno de los mayores del cometa. La mancha causada por G tiene un color muy oscuro de 8000 km de diámetro y está rodeada de un halo gris de 25000 km. Se cree que la nube está contaminada con material del cometa.

4- El 18 de julio desde el IAC se indicaba que cada vez era más bonito el espectáculo, dos manchas son visibles desde la Tierra en el hemisferio sur de Júpiter y la mancha producida por el fragmento H que debe chocar esta noche a las 21:26 puede ser espectacular. Cuando con un telescopio Celestron 8 de 20 cm de aficionado se apuntó esa noche a Júpiter apareció una impresionante mancha negra que resultó ser la mancha causada por el fragmento G que había impactado por la mañana. Definitivamente el fenómeno era accesible al gran público.

5-La colisión del fragmento H fue observada por el IAC sobre las 21:07 del 18 de julio y dejó una mancha claramente visible sin necesidad de procesar las imágenes. Se pudo ver la mancha H apareciendo sobre el borde mientras la enorme mancha G cruzaba el centro del disco. Luego aparecieron las manchas gemelas de los impactos E y F a la vez. Dando lugar a 4 manchas que se observaban simultáneamente. Las nubes procedentes del impacto se ven como manchas oscuras en todos los filtros del visible excepto en el sintonizado en metano donde son brillantes.

6- La colisión del fragmento L ocurrida el 20 de julio a las 0:07 fue vista por el telescopio del IAC de 51 cm. por lo que se cree que el choque de Q podrá ser observado por los aficionados. En vez del impacto previsto se detectaron para el L tres impactos seguidos. Los impactos de Q2 y Q1 ocurrieron a las 20:52 y alas 21:33 del 20 de julio y sorprendió porque su brillo apenas llegó a ser la mitad del L. Se achaca a que la materia que formaba Q1 y Q2 era difusa y con mucho gas.

7- Los impactos del R,S,T,U bautizados como la banda de los cuatro ocurrió el 21 de julio. Los impactos de R,S cayeron a intervalos de 10 horas el 21 de julio. La zona de choque del R ocurrió cerca del impacto de Q pero no alcanzó el brillo de algunos anteriores.

8- El impacto del W, el último de la serie, ocurrió el 22 de julio a las 9:53 y fue uno de los trozos más brillantes observados en Australia que no ha sido muy favorecido en esta ocasión. Los impactos más brillantes han sido los producidos por los fragmentos G,L, y S y los horarios de los impactos se han ajustado a los cálculos con desviaciones de pocos minutos.

Imágenes: 1. Impacto del fragmento G del Cometa Shoemaker-Levy 9 en Jupiter. 2. Impacto de los fragmentos D y G registrados por el telescopio espacial Hubble. 3. Imagen de Júpiter en UV realizada por la Cámara Planetaria y de Gran Angular 2, se observan las marcas dejadas por el cometa.

Foto de En un lugar del cosmos.

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Cometa Shoemaker-Levy 9 ¿Un cometa orbitando un planeta?.

Escrito por Enunlugarenelcosmos 08-08-2016 en ciencia. Comentarios (0)

Cometa Shoemaker-Levy 9 ¿Un cometa orbitando un planeta?.

Los estudios orbitales del cometa recién descubierto revelaron rápidamente que a diferencia de todos los otros cometas hallados previamente, el SL9 estaba girando alrededor de Júpiter, y no alrededor del Sol. Su órbita alrededor del planeta era demasiado estrecha e inestable, con un período orbital de aproximadamente 2 años, un perihelio de escasas 0.33 ua (49 Gm) y una excentricidad de e = 0.9986.

Rastreando hacia atrás el movimiento orbital del cometa, se halló que había estado girando alrededor de Júpiter durante algún tiempo, donde lo más probable es que hubiese sido capturado desde una órbita solar a principios de los años 1970, aunque bien pudo haber ocurrido mucho antes, a mediados de los años 1960. Mediante análisis más exhaustivos de imágenes realizadas antes del 24 de marzo (método precovery), algunos observadores hallaron también al cometa, incluyendo a Kin Endate mediante una fotografía del 15 de marzo; Satoru Otomo con una del 17 de marzo y el equipo dirigido por Eleanor Helin con imágenes del 19 de marzo. El SL9 ha sido hallado también en imágenes anteriores a marzo de 1993. Antes de que el cometa fuera capturado por Júpiter, probablemente era un cometa de corto período con un afelio en la órbita de Júpiter, y un perihelio en el interior del cinturón de asteroides.

El volumen de espacio para que pueda decirse que un objeto estuvo en la órbita de un planeta está definido por la Esfera de Hill del mismo. Una vez el cometa se acercó a Júpiter entre mediados de los años 1960 y principios de los años 1970, pasó a estar cerca de su afelio y se encontró con la esfera de Hill de Júpiter; cuando sucedió esto, la gravedad del planeta tiró del cometa hacia sí mismo, atrayéndolo. Debido a que el movimiento del cometa era muy pequeño respecto al del planeta, el Shoemaker Levy 9 se precipitó hacia la atmósfera de Júpiter en un movimiento casi rectilíneo, lo que hizo que terminara en órbita alrededor del núcleo del planeta con una excentricidad bastante alta, es decir, con una curvatura bastante pequeña.

Aparentemente, el Shoemaker Levy 9 había pasado especialmente cerca de Júpiter el 7 de julio de 1992, a sólo 40 000 km por encima de las nubes del planeta, mucho más cerca que Metis y a una distancia pequeña comparada con el radio de 70 000 km de Júpiter, y dentro del Límite de Roche del planeta dentro del cual la fuerza de marea es lo bastante fuerte para fragmentar cualquier cuerpo que se mantenga unido únicamente por su propia gravedad. Si bien el cometa había tenido acercamientos próximos a Júpiter anteriormente, el encuentro del 7 de julio parecía ser el más cercano, y se piensa que la partición del cometa ocurrió en ese momento. Cada uno de los pedazos a los cuales el cometa había sido reducido fue nombrado con una letra del alfabeto, desde «fragmento A» hasta «fragmento W», una práctica establecida para el momento de hallar cometas fraccionados.

En la imagen tomada por el Telescopio Espacial Hubble en el verano boreal de 1994 se distinguen cuatro trozos apenas separados 1000 km. Los fragmentos están dispersos a lo largo de 160 000 km, cada uno de ellos brilla al ser iluminado por la luz solar y están rodeados de polvo. Los astrónomos los describieron como un collar de perlas, de la misma manera, los impactos envolverían a Júpiter como un collar.

Para los astrónomos fue aún más emocionante cuando se rastreó hacia el futuro la órbita de los pedazos que quedaban del cometa, ya que se consideraba probable que podrían pasar a 45 000 km del centro de Júpiter, una distancia aún menor que el radio del planeta, es decir, que en un lapso de cinco días aproximadamente, los fragmentos terminarían atravesando la atmósfera del planeta, todo ello en julio de 1994. Para conocer los posibles efectos del impacto se hizo primordial determinar la masa de los fragmentos, así como la velocidad que alcanzarían al momento de chocar con el planeta. Según las observaciones del Hubble los once fragmentos mayores tenían tamaños entre 2,5 y 4,3 km de diámetro. La energía del impacto es proporcional a la masa del fragmento y por tanto es proporcional al cubo de su diámetro.

Foto de En un lugar del cosmos.

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Shoemaker-Levy 9

Escrito por Enunlugarenelcosmos 08-08-2016 en ciencia. Comentarios (0)

El Shoemaker-Levy 9 (SL9, como suele abreviársele, aunque es llamado formalmente D/1993 F2) fue un cometa que colisionó con Júpiter en 1994, proporcionando la primera observación directa de una colisión extraterrestre entre objetos del sistema solar. Esto generó una gran cobertura en los medios de comunicación hasta tal punto que el S-L9 se hizo popular y fue observado por astrónomos de todo el planeta dada su importancia a nivel científico. Asimismo, los impactos proporcionaron nueva información sobre Júpiter y destacaron su papel en la reducción de basura espacial del sistema solar interior.

Descubierto por Carolyn y Eugene Shoemaker, y David Levy, fue encontrado en la noche del 24 de marzo de 1993 en una fotografía tomada con la Cámara de Schmidt del Observatorio Palomar en California (EUA), convirtiéndose en el primer cometa observado girando alrededor de un planeta en lugar del Sol, algo bastante inusual. En julio de 1992 la órbita del SL9 pasó junto al límite de Roche de Júpiter y las fuerzas de marea presionaron hasta destrozar al cometa, que posteriormente fue observado como una serie de fragmentos de hasta 2 km de diámetro, los cuales terminaron chocando con el hemisferio sur de Júpiter entre los días 16 y 22 de julio de 1994 a una velocidad de aproximadamente 6·10^4 m/s (60 km/s). Cada choque generó una cicatriz, esto es, una mancha oscura, cada una de las cuales fue más visible que la Gran Mancha Roja y se mantuvieron allí durante varios meses, incluso hasta la llegada de la misión espacial Galileo.

El Shoemaker-Levy 9 fue el noveno cometa periódico (un cometa cuyo período orbital es menor o igual a 200 años y su órbita es una elipse muy excéntrica) descubierto por Levy y los Shoemaker, de ahí su nombre, siendo el undécimo descubierto por los tres, aunque dos de ellos no eran periódicos, recibiendo denominaciones diferentes. El acontecimiento fue señalado en la Circular IAU 5725 del 27 de marzo de 1993.

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