El Sistema Solar – El Cinturón de Asteroides (II)

Tras hablar de aspectos generales del Cinturón, en esta entrega y la siguiente nos dedicaremos a estudiar los “cuatro magníficos” de esa región del Sistema Solar, los cuatro objetos que constituyen alrededor del 50% de su masa total. Hoy hablaremos, de menor a mayor, de 10 Higia y 4 Vesta.

25143 Itokawa

Antes de nada, un pequeño paréntesis de nomenclatura, porque afecta a los cuerpos que estudiaremos hoy. No es que sea extraordinariamente importante, pero no está de más pararnos un momento para establecer unas bases para nombrar estos objetos (y otros muchos de los que hablaremos más adelante en la serie). Las distinciones entre distintos objetos astronómicos son a veces difusas, y el uso de los nombres ha ido cambiando con el tiempo, ya que en algunos casos ni siquiera hubo, durante mucho tiempo, definiciones estrictas, con lo que sus significados eran simplemente lo que la mayor parte de la comunidad astronómica utilizaba, de manera informal.

Sin embargo, en 2006 se establecieron algunas definiciones más estrictas que aclararon bastante las cosas. Pero claro, aún arrastramos décadas o incluso siglos de “equipaje” con los nombres, de modo que las cosas no son tan sencillas como esas nuevas definiciones establecen. De modo que voy a intentar primero convencerte de que hacen falta definiciones más objetivas que las antiguas, y luego a dar algunas de ellas para referirnos a los objetos del artículo de hoy.

Creo que debería ser evidente que la “definición” de asteroide de Herschel sólo vale inicialmente, antes de pensar en profundidad sobre el asunto y de descubrir muchos cuerpos diferentes en el Sistema Solar. Eso de que son “como estrellas” porque parecen puntuales incluso con el telescopio se cae por su propio peso: ¿quiere eso decir que, según se van mejorando los telescopios y algunos objetos ya no son puntos de luz, dejan de ser asteroides? ¿qué son entonces? En la primera parte del artículo viste varias imágenes de 1 Ceres tomadas por el Hubble, y no se trata ya de un punto… luego ¿no es un asteroide?

Sin embargo, existen diferencias objetivas, que no dependen de nuestros instrumentos de medida, que hacen de 1 Ceres un objeto sustancialmente diferente de, por ejemplo, 216 Kleopatra. Las rocas que componen Kleopatra son una amalgama unida por fuerzas diferentes de la gravedad, mientras que Ceres tiene forma casi esférica y una masa lo suficientemente grande como para encontrarse en equilibrio hidrostático. Dicho mal y pronto, Kleopatra no es más que una roca espacial más o menos grande, pero Ceres es algo más — tiene capas de diferentes densidades que se han colocado donde están debido a la gravedad del cuerpo, y una consistencia mucho mayor que Kleopatra para enfrentarse, por ejemplo, a una colisión con otro cuerpo.

De ahí que en 2006 se establecieran algunas definiciones más objetivas, que causaron bastante escozor pero que, en general, me parecen mejores que las que teníamos antes, y espero que estés de acuerdo conmigo. Aparte de los satélites, que son fáciles de clasificar porque orbitan alrededor de otro cuerpo, los objetos que se mueven directamente alrededor del Sol se dividen en tres tipos diferentes, dependiendo de sus características:

Un cuerpo menor del Sistema Solar, CMSS o simplemente cuerpo menor, es un objeto que orbita alrededor del Sol pero no tiene la suficiente masa para alcanzar el equilibrio hidrostático debido a su propia gravedad. Dicho mal y pronto, es una roca espacial pequeña o más o menos grande, de forma generalmente irregular (algunos pueden ser casi esféricos, como Dactyl, la luna de 243 Ida, pero es por casualidad y evidente al observarlos). No hay un límite inferior de masa actualmente para esta definición, de modo que el meteoroide más pequeño o incluso el polvo espacial puede entrar en esta definición… aunque nadie la utiliza para esos cuerpos. Como ves, seguimos en algunos casos con definiciones de facto que deberían desterrarse, pero todo se andará.

25143 Itokawa, un cuerpo menor del sistema solar (su forma lo delata).

Como puedes ver, muchos objetos que anteriormente tenían sus propios nombres (asteroides, cometas, etc.) ahora se engloban en esta definición. Y es que la separación (que se sigue empleando, aunque no sea oficial) entre un asteroide y un cometa, por ejemplo, es difusa. Tradicionalmente, un cometa era un objeto que, al acercarse al Sol, exhibía una coma y a veces una cola. Hablaremos de cometas más adelante en la serie, pero puedes ver el problema — si, para saber si algo es un cometa o no, tenemos que esperar a que se acerque al Sol… ¿qué pasa si nunca lo hace? ¿sólo los que se acercan lo son? Como digo, se siguen diferenciando unos de otros, pero oficialmente son todos cuerpos menores. Incluso “asteroide” se ha ido reemplazando, poco a poco, por “planetoide”, porque se ha considerado tradicionalmente como asteroides sólo a los que orbitan interiormente a la órbita de Júpiter (no habíamos visto muchos otros al principio), pero ahora hay una miríada de objetos más lejanos, y ¿qué nombre darles entonces? En mi opinión, cuerpos menores basta, pero para gustos, colores.

Todos los objetos del Cinturón de Asteroides, menos uno, son cuerpos menores. Se trata de multitud de objetos muy pequeños, sin la suficiente masa como para redondearse debido a la gravedad… excepto, claro está, 1 Ceres, que ocupa el siguiente escalón de la clasificación.

Ese escalón es el de los planetas enanos: objetos que orbitan el Sol y sí tienen la suficiente masa como para alcanzar una forma elipsoidal debido a la gravedad, que han alcanzado el equilibrio hidrostático… pero que no han “limpiado” su órbita de otros objetos de manera razonable. Pero ¿qué diablos quiere decir esto, y a qué se refiere con “razonable”?

Cuando un objeto tiene la suficiente masa, o bien absorbe a través de colisiones la de la mayor parte de los objetos de su órbita, o bien los perturba debido a su acción gravitatoria de modo que la mayoría de esos objetos abandonan su órbita, o bien se convierten en sus satélites. Sin embargo, un cuerpo pequeño no tiene la suficiente masa para desarrollar tanta influencia en su órbita, de modo que viaja alrededor del Sol junto con muchísimos otros cuerpos, tal vez más pequeños individualmente, pero mayores que él todos juntos. Y ahí está la clave: un planeta enano puede ser el más grande de su barrio, pero todos los demás juntos “le ganan”, de modo que no es sino uno más.

1 Ceres es un claro ejemplo de este caso: como dijimos en el artículo anterior, un tercio de la masa total del Cinturón es Ceres. Pero claro, esto quiere decir que, si observas esa órbita alrededor del Sol, un 66% de lo que hay ahí no es Ceres. Por eso 1 Ceres no es un planeta, sino un planeta enano. Curiosamente, casi todo el mundo acepta sin dudar que Ceres no debería ser un planeta, porque ¡hay tantísimos otros objetos en el Cinturón! Ceres no es lo suficientemente “especial” comparado con ellos para constituir un planeta… y sin embargo casi todo el mundo cree que Plutón debería ser un planeta, porque tienen la idea de que sus alrededores están desiertos y Plutón viaja alrededor del Sol solo, especial, único. Esto es absolutamente falso, y Ceres tiene muchas más razones que Plutón para ser considerado un planeta, pero me temo que aún nos queda bastante para llegar hasta Plutón, de modo que no quiero dejarte con la miel en la boca.

1 Ceres, planeta enano.

Los astrónomos utilizan varios parámetros diferentes que miden esta “limpieza de la órbita”, pero el más simple y empírico de todos es el discriminante planetario de un objeto, que se suele representar por la letra griega μ, y tiene una definición muy intuitiva: es el cociente entre la masa del objeto y todo lo demás que hay en su órbita. En el caso de 1 Ceres, por ejemplo, μ = 0,5, ya que Ceres constituye, como hemos dicho, un tercio de la masa total de su órbita (hay otros valores diferentes por ahí, ya que todo depende de la precisión con la que hayamos calculado la masa del objeto y la total, algo que en el caso de Ceres y el Cinturón no es demasiado afinado). El discriminante planetario de la Tierra, por el contrario, es de 1 700 000, es decir, la Tierra es un millón setecientas mil veces más masiva que todo lo demás que hay a su alrededor junto.

Bien, el 0,5 de Ceres es muy pequeño comparado con el de cualquiera de los actualmente definidos como planetas, pero ¿qué hay de Plutón? El discriminante de Plutón es 0,077; es decir, Plutón representa sólo el 7,7% de la masa total de su órbita, y cuatro veces menos importante que Ceres en la suya. Hablaremos de él cuando le llegue el turno, pero no hay manera racional y objetiva (que no apele a la tradición) de considerar a Plutón un planeta y a Ceres no.

Neptuno, planeta.

Finalmente, un planeta es un objeto que orbita el Sol y lo suficientemente grande como para no sólo haber alcanzado el equilibrio hidrostático, sino para además haber “limpiado” su órbita de otros objetos. Desgraciadamente, no hay un límite definido de μ que separe planetas de sus hermanos menores, pero el planeta con un discriminante más pequeño, Neptuno, tiene 24 000, mientras que el planeta enano más grande, 1 Ceres, tiene 0,5, de modo que la separación es enorme. Lo cual no quiere decir que no estuviera bien tener un límite definido, pero bueno. En el artículo en el que define μ, el autor (Steven Soter) da un valor de 100 para el límite, pero se trata de algo más bien arbitrario.

El caso es que, de los cuatro objetos que empezaremos a explorar hoy, tres son cuerpos menores y sólo uno es considerado –ahora mismo, como veremos– un planeta enano. Empecemos con el más pequeño y humilde de los cuatro, aunque siga siendo un gigante al compararlo con el resto de objetos menores del Cinturón, 10 Higia.

Sólo con el nombre y lo que aprendiste en la primera parte del artículo (y una de las imágenes allí), ya deberías ser capaz de deducir un par de cosas sobre Higia. En primer lugar, se trata de un asteroide conocido casi desde el principio, pues es el décimo en haber sido descubierto (lo hizo Annibale de Gasparis en 1849). En segundo lugar, al ser un asteroide importante, da nombre a una familia entera de ellos, las Higias, con lo que puedes ver en qué región del Cinturón está situado en la imagen de las familias, que reproduzco aquí por comodidad (las Higias aparecen como Hygiea):

Principales familias de asteroides del Cinturón (Wikipedia/CC 3.0 Attribution-Sharealike).

Como puedes ver, se trata de un asteroide relativamente exterior, casi en el borde más externo del Cinturón. Su perihelio (el punto más cercano de su órbita al Sol) es de unas 2,8 UA, mientras que su afelio (el punto más alejado) es de 3,5 UA. Se mueve alrededor del Sol a unos 17 km/s, y tarda unos cinco años y medio en dar una vuelta completa. Su órbita es menos circular que la de los otros “tres magníficos”: tiene una excentricidad del 12%.

Animación de la órbita de Higia (la órbita exterior es la de Júpiter) (Wikipedia/CC 3.0 Sharealike License).

Respecto a su composición, dos datos deberían bastarte para deducirla tú mismo (si leíste y asimilaste la anterior entrega): en primer lugar, como acabamos de ver, es un asteroide de la región más externa del Cinturón. Como segundo dato, es muy difícil de ver desde la Tierra porque es muy oscuro (su albedo es de alrededor del 7%). Sí, efectivamente: se trata de un asteroide de tipo C, carbonáceo. De hecho, es el mayor representante de este grupo, algo que ya mencionamos en la primera parte del artículo. Utilizando la espectroscopía (que es como se determina el tipo de los asteroides) se han detectado sobre su superficie compuestos resultantes de la alteración de rocas por agua líquida, con lo que en algún momento de su pasado tuvo que haber estado lo suficientemente caliente como para que el hielo se derritiese sobre su superficie.

La temperatura ahora, desde luego, es muy baja, como es inevitable a esa distancia del Sol. Debido a la gran variación de distancia al Sol a lo largo de la órbita, la radiación que recibe cambia mucho en una vuelta, y la temperatura en el lado de sol y el de sombra son, por supuesto, muy diferentes, pero siempre bajas. La temperatura media de 10 Higia es de unos -110 ºC, y en lo más rabioso de su acercamiento al Sol alcanza unos “tórridos” -26 ºC. Estamos ya, como ves, en una región del Sistema Solar bastante distinta de la nuestra.

10 Higia es un objeto relativamente alargado, con una longitud de unos 500 km y una anchura, en su punto más estrecho, de unos 350 km. Esta forma hace evidente ya que Higia no tiene la suficiente masa como para constituir un planeta enano, ya que su propia gravedad no es lo suficientemente intensa como para “apelotonar” el material que lo compone en forma esférica. Efectivamente, es un “peso ligero” de sólo 8,85·10¹⁹ kilos, pero incluso así constituye alrededor del 3% de la masa total del Cinturón, que no está nada mal.

Al ser un asteroide carbonáceo y no tener una gravedad lo suficientemente grande como para apretujar las rocas hacia el centro, 10 Higia es muy poco denso: unos 2100 kg/m³, algo más del doble de la densidad del agua. Sobre su superficie, la aceleración de la gravedad es de tan sólo 0,09 m/s². Aparte de notar esa minúscula gravedad, si estuvieras sobre su superficie verías el Sol salir cada 27,6 horas, algo más que la duración de un día terrestre y muchísimo más de lo que suele ser habitual para un asteroide de este tamaño (suelen girar bastante más rápido sobre su eje).

Modelo de Higia creado a partir de datos del Hubble.

No hemos logrado observaciones muy buenas de 10 Higia hasta el momento; lo mejor que tenemos son los modelos obtenidos a partir de las miradas que le ha echado el Hubble, con lo que conocemos con relativa exactitud su forma, pero no puedo mostrarte ninguna fotografía que merezca la pena del asteroide en sí. Las fotos más detalladas de la primera parte del artículo no han sido, desde luego, tomadas desde la Tierra, sino desde sondas que han pasado más o menos cerca de algún asteroide. Desgraciadamente, la misión Dawn al Cinturón de Asteroides, de la que hablaremos en el siguiente artículo, no se acercará a Higia, con lo que es probable que tengamos que esperar bastante tiempo hasta verlo en todo su esplendor.

Vesta, visto por el Hubble.

4 Vesta supera con creces a 10 Higia en casi todo, y conocemos bastante más de él que de su hermano menor. Como mencionamos en la primera parte, fue descubierto por Olbers en 1807. Su nombre ya indica que fue el cuarto en ser descubierto, tras 1 Ceres, 2 Palas y 3 Juno, pero se trata del asteroide más brillante de todos, visto desde la Tierra, aunque no sea el más grande.

Órbita de 4 Vesta.

Para empezar, Vesta se encuentra mucho más cerca de nosotros que Higia. Si observas de nuevo la gráfica de las familias asteroidales de arriba, verás dónde está la suya, en la región más interior del Cinturón. La órbita del propio Vesta tiene un afelio de 2,6 UA y un perihelio de 2,2 UA, y es bastante circular (tiene una excentricidad del 9%. Al estar más cerca del Sol que Higia, se mueve más rápido en su órbita, a 19,3 km/s, y tarda poco más de tres años y medio en dar una vuelta completa al Astro Rey. Así mismo, la temperatura máxima sobre su superficie es más elevada que sobre Higia: -18 ºC frente a los -26 ºC del más lejano.

Eso sí, estando a una distancia bastante menor del Sol que Higia, podría esperarse que Vesta estuviera bastante más caliente, pero la diferencia no es muy grande. Estoy convencido de que ya te hueles por qué, sobre todo tras escuchar que es el asteroide más brillante y que está en la región interior del Cinturón. 4 Vesta, al contrario que 10 Higia, no es una roca oscura y siniestra del tipo C. Aunque no se lo suele clasificar en un tipo determinado, porque es lo suficientemente grande como para tener distintas capas y una estructura interna relativamente compleja (aunque no tanto como un planeta de verdad), la superficie de Vesta es muchísimo más reflectante que la de Higia: tiene un albedo del 42%, comparado con el 7% de Higia; de hecho, su albedo es considerablemente mayor que el de nuestro propio planeta. De ahí que Higia, aunque reciba mucha menos radiación solar, sólo tenga una temperatura máxima unos grados inferior a la de Vesta.

De izquierda a derecha, tamaños comparados de 4 Vesta, 1 Ceres, Luna.

Como digo, se trata de un bicho bastante considerable: alrededor del 9% de la masa total del Cinturón. Con sus 2,7·10²⁰ kg, es tres veces más masivo que Higia. Como consecuencia, es mucho más esférico que aquél: tiene un diámetro medio de unos 530 km, y valores máximo y mínimo de 578 y 458 km. Vale, no es una pelota, pero se acerca mucho más que Higia… y hay algo más. La masa de Vesta y su densidad (3 420 kg/m³) lo ponen en el borde mismo de alcanzar el equilibrio hidrostático, tanto que la comunidad astronómica puede considerar en el futuro, si se confirma que Vesta está en equilibrio hidrostático debido a su propia atracción gravitatoria, cambiar su categoría a la de planeta enano.

Pero, siendo lector de El Tamiz y, por tanto, poseedor de una afilada inteligencia a la par que un gusto excelente (y, por encima de todo, una humildad sobrecogedora), seguro que te estás preguntando: “Vale, pero si Vesta tiene tanta masa como para estar en equilibrio hidrostático, ¿por qué no es más o menos una pelota? ¿cuál es la razón de esa diferencia de 120 km entre sus diámetros mínimo y máximo, de esa deformidad?”

Para empezar, con los datos que tenemos pensamos que esa “deformidad” no estaba ahí cuando se formó 4 Vesta. Si te fijas en ella en la foto comparativa de arriba, es como si le hubieran arrancado un pedazo al asteroide, y eso es precisamente lo que pensamos que pasó hace relativamente poco tiempo. Un impacto tremendo, hace alrededor de mil millones de años, creó ese enorme cráter, cuyo diámetro es casi el del propio asteroide, y arrancó un buen trozo de Vesta, disgregándolo en pequeñas rocas que siguieron orbitando relativamente cerca de su progenitor durante algún tiempo, y algunos lo hacen incluso hoy.

Mapa de elevación de Vesta, creado a partir de datos del Hubble (rojo = elevado, azul = deprimido).

Observa el cráter del polo sur.

Hay tantos de estos pequeños pedazos que constituyen su propio tipo espectral, los asteroides de tipo V o vestoides, que constituyen una buena parte de la familia Vesta. Su composición es más o menos la de la superficie de Vesta, y son un testimonio de aquel golpe cataclísmico que dejó “deforme” al asteroide. Pero hay más: los vestoides que vemos sólo constituyen un 6% de la masa que debió de perder Vesta en el impacto, lo cual quiere decir que muchos de los que estaban allí al principio ya no están. Esto no debería resultar sorprendente: como hemos visto en la primera parte del artículo, las órbitas de los asteroides son volubles si se alejan de ciertas zonas estables. Muchos de los trozos de Vesta probablemente fueron lanzados hasta el hueco de Kirkwood 3:1, y desde allí, debido a la acción de Júpiter, a muchos otros lugares.

3908 Nyx, de tan sólo unos 10¹² kg.

Hay vestoides en órbitas incluso cercanas a la Tierra, como el pequeño 3908 Nyx, con un perihelio de tan sólo 1,04 UA. No sólo eso: hay meteoritos caídos sobre la superficie terrestre que son de origen claramente vestoide, tras un viaje por el espacio de entre 100 y 200 millones de años tras ser arrancados de Vesta. Esto hace a 4 Vesta un cuerpo muy especial: sólo hemos podido tocar, que sepamos, trozos de cinco objetos del Sistema Solar. Cuatro de ellos son nuestro propio planeta (por supuesto), la Luna, Marte y el cometa Wild 2, al que enviamos una misión hace relativamente poco precisamente con ese propósito. El asteroide 4 Vesta es el quinto de ellos.

Diogenita de Johnstown, un meteroito de origen vestoide.

Vesta es especial, además, por ser no sólo el asteroide más brillante visto desde la Tierra, sino porque a veces, si se encuentra en la posición adecuada y la atmósfera está limpia (y, naturalmente, no hay luces de grandes ciudades cerca) es posible incluso verlo a simple vista. Cuando eso ocurre se muestra justo como el asteroide que es, de acuerdo con el significado de Herschel. Es indistinguible de una estrella, aunque si puedes observarlo durante días te darás cuenta de que no se mueve con todas ellas, sino que erra por el firmamento como un planeta.

4 Vesta sobre San Francisco en 2007 (Wikipedia/CC 3.0 Sharealike License). Versión a 1944×1296 px.

Los meteroitos procedentes de Vesta, combinados con las observaciones del Hubble y de telescopios terrestres, nos han proporcionado una gran cantidad de información sobre la estructura externa e interna del asteroide, y algunos de los datos resultan sorprendentes si pensamos en todos los asteroides como simples rocas espaciales sin “vida interna”.

Vesta tiene una corteza relativamente delgada, de unos 10 km de profundidad. Tan delgada es que el enorme cráter de su polo sur revela parte del manto, compuesto fundamentalmente de olivino. En la superficie de Vesta hay incluso regiones muy oscuras y lisas de basalto, que parecen ser el resultado de coladas de lava, de cuando el planetoide estaba aún muy caliente y parcialmente fundido. Finalmente, Vesta tiene un pequeño núcleo muy denso de níquel-hierro, no tan diferente del nuestro. Claro está, el diminuto tamaño de este asteroide ha hecho que se enfriase muchísimo más rápido que la Tierra, con lo que cualquier resto de actividad geológica en su interior desapareció hace mucho tiempo, pero sus primeros años debieron de ser bastante interesantes.

Mi intención era haber dedicado este artículo a los “cuatro magníficos”, pero la extensión me ha hecho dedicirme por dividirlo en dos partes (demasiados cuerpos en un solo artículo hace que no te acuerdes bien de todo y los mezcles, creo). De modo que en la siguiente entrega estudiaremos los dos leviatanes del Cinturón, 2 Palas y 1 Ceres.

-------------------------------------

Accede al resto de la serie desde aquí.

Otras series de artículos, aquí.

Enlace original: El Tamiz

SEGUIR LEYENDO...

El Sistema Solar – El Cinturón de Asteroides (I)

En la última entrada de la serie El Sistema Solar hablamos acerca de los dos satélites de Marte, Fobos y Deimos. Hoy abandonamos por fin la minúscula región interior del Sistema y nos alejamos de nuestra estrella para llegar a una región de transición: el Cinturón de Asteroides, a veces llamado actualmente el Cinturón Principal de Asteroides, ya que hemos ido descubriendo otros.

Asteroide 243 Ida y su luna, Dactyl, en una foto de la sonda Galileo.

Como solemos hacer, empezaremos por una aproximación histórica al Cinturón, para luego acercarnos a él poco a poco, hablando de generalidades y luego diseccionando sus distintos componentes. A continuación nos centraremos en el estudio de algunos asteroides concretos, y como siempre, no terminaremos sin dedicar un tiempo a especular sobre la posible explotación y colonización de esta región, silenciosa y solitaria, del Sistema Solar. ¿Preparado?

Al contrario que los anteriores objetos del Sistema Solar que hemos estudiado, el Cinturón de Asteroides no es un viejo conocido de la humanidad. Su descubrimiento es relativamente reciente, y no podría ser de otra manera porque se trata de objetos tan minúsculos y lejanos que es casi imposible identificarlos a simple vista.

De hecho, se sospechaba la existencia de objetos en esa región del Sistema Solar entre Marte y Júpiter antes de que se observase nada allí. Todo empezó cuando los astrónomos empezaron a preguntarse si había algún orden en las distancias de los planetas al Sol, o si éstos orbitaban a distancias arbitrarias de la estrella. Claro está, la cosa era difícil de estudiar, porque no podíamos estar seguros de haber observado todos los planetas que existían (de hecho, los científicos eran bien conscientes de que muy probablemente no era así), pero en el siglo XVIII había ya suficientes datos para realizar cálculos más o menos detallados.

Distintos astrónomos elaboraron series matemáticas que aproximasen las distancias al Sol de los planetas conocidos, con mayor o menor precisión, buscando orden en el aparente caos. Uno de ellos, además, fue más allá. Se trataba de Johann Daniel Titius, quien realizó los cálculos pertinentes, y observó que la serie que había calculado proporcionaba muy buenos resultados para los planetas conocidos, pero predecía uno más que nadie había observado. En sus propias palabras, en 1766,

Si se divide la distancia entre el Sol y Saturno en 100 partes, entonces Mercurio está separado del Sol por cuatro de esas partes, Venus por 4+3=7 partes, la Tierra por 4+6=10, Marte por 4+12=16. Pero obsérvese que desde Marte hasta Júpiter hay una desviación de esta progresión tan exacta. Tras Marte corresponde una distancia de 4+24=28 partes, pero hasta el momento no se ha observado allí ningún planeta. Pero, ¿habría dejado el Supremo Arquitecto ese espacio vacío? Desde luego que no. Debemos suponer, por tanto, que ese espacio se corresponde sin duda con los satélites aún sin descubrir de Marte, y debemos añadir además que tal vez Júpiter tiene otros más pequeños a su alrededor que tampoco han sido observados aún por ningún telescopio. Tras este espacio todavía inexplorado aparece la esfera de influencia de Júpiter a una distancia de 4+48=52 partes; y la de Saturno a 4+96=100 partes. ¡Qué proporción tan maravillosa!

Sí, ya lo sé: los satélites de Marte y los de Júpiter no tienen nada que ver con esto, y la voluntad de un “Supremo Arquitecto” no es un argumento muy científico. Pero el caso es que los argumentos de Titius convencieron a sus contemporáneos, y otro alemán, Johann Elert Bode, refinó su hipótesis un par de años después, de modo que hoy en día la conocemos como Ley de Bode-Titius. Por si te lo estás preguntando, hoy en día los astrónomos generalmente no aceptan la Ley como algo con fundamento científico, pero sigue siendo un problema controvertido. Por una parte, los planetas más interiores se ajustan tan bien a esta ley que parece difícil que sea una coincidencia; por otra, los más exteriores se la saltan como quieren. Es posible que haya razones de resonancias orbitales que la expliquen, pero ahora mismo, con lo que conocemos, no podemos considerarla más que una curiosidad.

Predicción de la Ley de Titius-Bode (en rojo) y distancias reales (en negro).

Pero claro, en la época de Titius y Bode no se conocían los planetas más exteriores que se saltan a la torera su ley. Cuando William Herschel descubrió Urano en 1781, sólo quince años después de la hipótesis de Titius, la posición del nuevo planeta se ajustaba casi a la perfección a la ley de Titius-Bode: la predicción era de 19,6 Unidades Astronómicas (UA), es decir, 19,6 veces la distancia media Tierra-Sol. La distancia real resultó ser de 19,2 UA. Los astrónomos, como es lógico, quedaron encandilados y, por tanto, convencidos de que había un planeta desconocido entre Marte y Júpiter.

En 1800, la comunidad científica realizó un esfuerzo organizado para encontrar ese planeta “escondido”. Veinticuatro reputados astrónomos, liderados por el Barón Franz Xaver von Zach, se dedicaron a observar el firmamento sin descanso: puesto que era muy probable que el nuevo planeta orbitase cerca del plano de la eclíptica (el plano de la órbita de la Tierra y, por tanto, el de la órbita aparente del Sol a lo largo de un año), como todos los demás, se repartieron los 360º de la circunferencia en 24 trozos de 15º cada uno, de modo que cada uno pudiera concentrarse en su “pedazo de cielo” cual sabueso. Tanto era así que este grupo fue apodado la Himmelspolizei, es decir, la “Policía del Cielo”.

Y, en efecto, en 1801 el “planeta escondido” fue observado… pero no por la Himmelspolizei de von Zach. El monje y astrónomo italiano Giuseppe Piazzi observó un minúsculo objeto, situado casi exactamente a la distancia predicha por la ley de Titius-Bode entre Marte y Júpiter: Ceres, que estaba a 2,77 UA del Sol, frente a las 2,8 UA predichas por la Ley. Algo más de un año después, otro astrónomo, Heinrich Olbers –esta vez sí, miembro de la Himmelspolizei– observó otro objeto aproximadamente a la misma distancia del Sol, Palas (por Palas Atenea), también de un tamaño muy pequeño.

Ceres, visto por el Hubble. Imagina cómo lo verían Piazzi y compañía.

Porque se trataba de objetos muy, muy pequeños: otros planetas, incluso más alejados que Ceres o Palas, parecían simples puntos de luz si no se miraban con la ayuda de un telescopio, pero según se aumentaba la potencia, se mostraban como discos de un tamaño más o menos grande, que dependía del tamaño real del planeta y de la distancia a la Tierra. Pero Ceres y Palas, por más que los astrónomos los miraban con telescopios más y más potentes (de principios del siglo XIX, claro), siempre parecían simples puntos de luz, como las estrellas. En el caso de las estrellas esto era razonable por la enorme distancia hasta la Tierra, pero Ceres y Palas estaban bien cerca de nosotros, comparativamente hablando. Tenían que ser diminutos.

Tanto se parecían estos objetos a las estrellas en su apariencia que William Herschel propuso llamarlos asteroides. Hemos oído esta palabra tantas veces que no solemos pensar en su significado, pero si permites que la escriba de forma más vulgar, el nombre propuesto por Herschel fue algo así como estrelloides, es decir, cosas parecidas a las estrellas. Desde luego, el genial astrónomo sabía que no podía tratase de estrellas, pero era consciente de que hacía falta una nueva clasificación: no eran planetas, no eran satélites… eran algo nuevo. Sin embargo, sus contemporáneos se resistieron, y durante bastante tiempo siguieron llamando planetas a Ceres y Vesta.

Con los años fueron descubriéndose asteroides aún más esquivos (por pequeños, aunque por entonces no podían saberlo) que Ceres y Palas: Juno y Vesta en 1807, Astraea en 1845, y en la década de 1850 se conocían ya varias docenas, todos ellos a una distancia similar al Sol y con las mismas características estrelloides. Por fin, la comunidad astronómica dio su brazo a torcer y se adoptó el nombre propuesto por Herschel… afortunadamente, porque se seguían descubriendo asteroides a montones según los telescopios se iban haciendo más potentes.

El Cinturón Principal de Asteroides, en blanco. De los otros hablaremos a su debido tiempo.

Al principio se dio un nombre a cada uno, y un símbolo, pero pronto la cosa se fue complicando según se añadían más y más objetos a la lista. A mediados del siglo XIX se decidió ya dar a cada objeto menor del Sistema Solar un número, de modo que el nombre propio fuera opcional. Los números son simplemente una secuencia ordenada, de modo que el primero en ser descubierto (Ceres) es el número 1, el segundo (Palas) el número 2, etc. Formalmente se asigna un número cuando se conoce con precisión la órbita del objeto en cuestión. La forma de escribirlos ha ido cambiando, pero es común hoy en día dar el número con o sin paréntesis seguido del nombre, si lo hay, y ésa es la convención que seguiré yo en estos artículos. Por ejemplo, 1 Ceres, 2 Palas, 10 Higia, etc.

Hay tantos asteroides, y con características tan diferentes, que es difícil describirlos en su totalidad. Sin embargo, acerquémonos un momento a un asteroide más o menos normalito, 243 Ida, como hizo la sonda Galileo en su viaje hacia Júpiter en 1993 (hay una foto de 243 Ida al principio del artículo, pero la mostraré de nuevo más abajo).

Aproximación de Galileo a 243 Ida. La animación completa se corresponde con 5,4 horas totales.

243 Ida es un asteroide de tipo S (hablaremos de los tipos principales de asteroides dentro de un momento), y se encuentra a unas 2,9 UA del Sol; forma parte de la familia Koronis de asteroides (también hablaremos luego de las familias). Tarda unos 4,8 años en dar una vuelta al Sol, y unas 4,6 horas en dar una vuelta sobre sí mismo (puedes ver la rotación en la animación de arriba). Tiene un radio medio de unos 16 km, y una masa de 4,2·10¹⁶ kg, lo cual puede parecer mucho, pero no es sino un 0,00001% de la masa de nuestra Luna. Sin embargo, es lo suficiente como para que 243 Ida, con su debilísima gravedad, tenga su propio satélite, Dactyl, una minúscula roca espacial de poco más de 1 km de diámetro. Dactyl orbita a una distancia media de unos 90 km de Ida, es decir, prácticamente pegada astronómicamente hablando.

243 Ida y Dactyl.

Aunque es difícil poner límites estrictos al Cinturón, la mayor parte de los cuerpos se encuentran entre 2,1 y 3,2 UA del Sol. Pero, según se fueron añadiendo más y más asteroides a la lista, los astrónomos se dieron cuenta de otra cosa interesante — la distribución de estos cuerpos no era homogénea. Había bandas repletas de ellos, y otras en las que apenas había ninguno. El primero en poner esto de manifiesto fue el estadounidense Daniel Kirkwood en 1866. Kirkwood observó cuatro “huecos” en el cinturón, en los que era como si algo hubiera barrido todos los asteroides, o no hubiera habido ninguno desde el principio. Hoy en día seguimos llamando a esos huecos del Cinturón Principal huecos de Kirkwood.

Pero Kirkwood no se conformó con describir los huecos y dónde se encontraban: calculó el período orbital alrededor del Sol que un asteroide tendría en cada uno de esos huecos, y los comparó con otros objetos grandes del vecindario, para tratar de determinar si la influencia gravitatoria de algún objeto cercano pudiera ser la responsable de que existieran esos huecos. ¿Qué objeto cercano podía ser lo suficientemente masivo como para desalojar regiones enteras del Cinturón? El principal candidato, y el primero que comprobó Kirkwood, era, naturalmente, Júpiter. Al comparar el período de revolución de cualquier asteroide en los huecos con el período orbital de Júpiter, Kirkwood comprobó que esos cuatro huecos se correspondían con resonancias orbitales entre los asteroides y Júpiter. Me explico con un poco más de calma y con un ejemplo.

Huecos de Kirkwood (eje de abscisas — distancia al Sol, eje de ordenadas — número de asteroides).

A una distancia de 2,5 UA del Sol, un asteroide daría tres vueltas a la estrella por cada vuelta de Júpiter (una resonancia 3:1). ¿Qué consecuencia tiene esto? Que, por pequeña que sea la influencia del gigante gaseoso a esta distancia, cada vuelta de Júpiter al Sol el asteroide se encontraría justo en el mismo sitio, relativo a Júpiter. A lo largo de los años, los pequeños “tirones” gravitatorios de Júpiter se producirían siempre en el mismo sentido, con lo que irían llevándose, poco a poco, al asteroide de su órbita. Los otros tres grandes huecos se correspondían con resonancias 5:2, 7:3 y 2:1. No se trataba de una coincidencia: Júpiter había ido dando tirones gravitatorios a los asteroides de esas bandas, sacándolos del Cinturón y creando órbitas diferentes para ellos, normalmente de gran excentricidad y muchas veces inestables.

De modo que era razonable suponer que, mucho tiempo atrás, esos huecos no existían y que el Cinturón era homogéneo. Naturalmente, esto llevaba a otra pregunta que los astrónomos se llevaban haciendo casi desde el principio: ¿cuál era el origen del Cinturón? El resto de objetos descubiertos hasta entonces en el Sistema Solar eran planetas y sus satélites, pero en este caso había multitud de pequeños cuerpos (aún no se sabía bien cuán pequeños, pero mucho en cualquier caso)… ¿por qué?

Heinrich Olbers, el descubridor de Palas, propuso una hipótesis en 1802: en ese lugar había habido, originalmente, un planeta, que denominó Phaeton. Sin embargo, se había producido una colisión cataclísmica, o tal vez una explosión interna de tal magnitud que había roto el planeta en mil pedazos, y esos pedazos orbitaban hoy el Sol en la región en la que ese planeta había existido.

Sin embargo –y dejamos ya la aproximación histórica para hablar de lo que sabemos hoy del Cinturón–, hay cosas que no encajaban con la explicación de Olbers, y hoy en día su hipótesis no es aceptada en general para explicar la existencia del Cinturón. En primer lugar, la energía necesaria, no ya para desgajar un trozo de un planeta, sino para aniquilarlo en cientos de miles o millones de trozos es gigantesca. Además, según se fue utilizando la espectroscopía para analizar la composición química de los asteroides, se vio que había diversos grupos muy diferentes, con composiciones tan distintas que parecía difícil suponer que provenían de una misma fuente, y las posiciones e inclinaciones orbitales sugerían múltiples orígenes, y no uno solo.

De modo que ¿cuál es entonces el origen del Cinturón, de acuerdo con las teorías actuales? Si recuerdas el artículo sobre la formación del Sistema Solar, los planetesimales fueron uniéndose poco a poco para formar lo que luego serían planetas… pero no en todas partes. El proceso era delicado, sutil y relativamente lento. Y en esta región en particular del Sistema, la influencia de Júpiter era extrema: las perturbaciones gravitatorias del enorme gigante gaseoso evitaron que los pequeños planetesimales pudieran convertirse en planetas, de modo que, en cierto sentido, lo que vemos al mirar el Cinturón es una “mirada al pasado”, al haberse abortado el proceso de formación de los planetas a partir de esos fragmentos.

Sin embargo, esto sólo es así en cierto sentido: el que los fragmentos nunca se fueran uniendo para formar un planeta no quiere decir que esto sea un fotograma inmutable de nuestro pasado. La formación del Cinturón fue muy rápida, y en pocos millones de años tras la del propio Sistema Solar, ya estaba ahí… pero no como ahora. En primer lugar, las perturbaciones de Júpiter no sólo evitaban que se produjera la acreción de esos fragmentos para formar un planeta; además, pegaban tirones a un lado y a otro, desalojando asteroides de sus órbitas a diestro y siniestro. En tan sólo un millón de años, el 99,9% de la masa original del Cinturón (que pudo ser casi tanta como la de la Tierra, aunque no estamos seguros) ya no estaba allí.

Lo que vemos hoy es ese 0,1% superviviente, tal vez algo menos debido al continuo “goteo” de asteroides que pierden estabilidad en sus órbitas por unas cosas u otras. También es posible, de acuerdo con algunas teorías que mencionamos al hablar del Período de Intenso Bombardeo Tardío, que una fracción pequeña pero apreciable de la masa del Cinturón se haya perdido más tarde de su formación en un “efecto dominó” cataclísmico.

De uno u otro modo, ahora tan sólo quedan entre 3 y 3,6·10²¹ kg de material en total, el 4% de la masa de nuestra Luna. Una vez la mayor parte de los asteroides fueron desalojados, y los que orbitaban los huecos de Kirkwood desplazados poco a poco hasta ser también expulsados del Cinturón, lo que queda es relativamente estable, aunque siguen produciéndose cambios y perturbaciones todo el tiempo, claro está. El Cinturón no es un lugar estático, aunque lo parezca desde la escala de tiempos de la vida humana. Trozos de él han caído sobre nuestro planeta durante toda su existencia; como recordarás de entradas anteriores de la serie, existen meteoritos de origen marciano o lunar, pero el 99,8% de todos los trozos de roca espacial que han caído sobre la Tierra provienen del Cinturón de Asteroides. Y se producen impactos con relativa frecuencia, una vez más a escala astronómica.

En total hemos detectado muchos cientos de miles de asteroides de distintos tamaños en el Cinturón, pero no sabemos con precisión cuántos hay: entre 700 000 y 1 700 000 asteroides. El problema es que la inmensa mayoría son tan minúsculos, astronómicamente hablando, que es muy difícil detectarlos e identificarlos para no contarlos dos veces. De hecho, tan sólo unos 200 tienen un tamaño razonable (mayor de 100 km de lado a lado), y una gran cantidad son poco más que polvo espacial.

Pueden parecer muchos asteroides, pero recuerda que la región en la que se encuentran es gigantesca. Si atravesaras el Cinturón con los ojos cerrados, la probabilidad de que te topases con uno sería minúscula. Ya sé que en las películas de ciencia-ficción, cuando una nave entra en un cinturón de asteroides, se produce una escena escalofriante en la que el piloto esquiva las rocas espaciales o las va destruyendo con gran habilidad según se acercan, pero en la realidad pasaría justo lo contrario — haría falta un gran esfuerzo para conseguir tocar uno.

Pues va a ser que no.

Por otro lado, para una escala de tiempos astronómica, la probabilidad de impactos entre los propios asteroides sí es bastante grande. En promedio, pensamos que se produce un impacto entre cuerpos de tamaño razonable (unos 10 km o más) cada diez millones de años. Estas colisiones pueden producir asteroides más grandes al quedar unidos dos de ellos, romperlos en pedazos, desgajarlos en unos cuantos trozos más pequeños… todo depende de la velocidad relativa, la dirección del impacto y, además, la consistencia de las rocas iniciales.

Porque los asteroides, como los helados, vienen en muchos sabores diferentes. En el caso del Cinturón, la inmensa mayoría de ellos son de tres tipos: tipo C, tipo S y tipo M. Veamos brevemente qué caracteriza a cada uno de ellos:

Los asteroides de tipo C o carbonáceos son los más comunes de todos: tres de cada cuatro asteroides son de este tipo. Su composición es básicamente la de la nube de polvo y gas que formó el Sistema Solar, salvo por los elementos más volátiles, como el helio, debido a la escasa atracción gravitatoria de estos asteroides por su pequeño tamaño. Contienen diversos minerales, una cantidad apreciable de carbono, y no son demasiado densos. Son de un color muy oscuro, negruzco, marrón o rojizo, y por eso son bastante difíciles de ver.

Como recordarás, éstas son algunas de las características de Fobos y Deimos, y pensamos que esas dos lunas pueden haber sido, originalmente, asteroides del Cinturón desplazados por una perturbación gravitatoria –tal vez de Júpiter– y capturados finalmente por Marte. Aunque hay tantos asteroides de tipo C que están por todas partes, su concentración es aún mayor en la parte más externa del Cinturón. El mayor asteroide carbonáceo es 10 Higia, del que hablaremos luego.

253 Matilde, un asteroide carbonáceo de 53 km.

El tipo S se corresponde con los asteroides silíceos, compuestos fundamentalmente por silicatos de hierro y magnesio. Son bastante más brillantes que los de tipo C, aunque sus albedos sigan siendo bajos (del 10% al 22%), y son mucho menos comunes que aquéllos: sólo uno de cada seis asteroides es silicáceo. Se agrupan en mayor concentración en la región central del Cinturón, y el mayor de todos ellos es Eunomia.

433 Eros, un asteroide de tipo S 16,8 km.

Los asteroides metálicos son los de tipo M. Son bastante densos y suelen contener, además de otras rocas, níquel y hierro en una proporción apreciable. Se piensa que se trata de trozos del núcleo de asteroides más grandes, con capas diferenciadas, que se fragmentaron en alguna colisión: de ahí la gran concentración de metales densos. Como veremos en una entrega posterior dedicada al Cinturón, estos asteroides serían una excelente fuente de metales pesados para nosotros. Son bastante raros (menos de uno de cada diez asteroides es de tipo M), y el más grande conocido perteneciente a este tipo es 16 Psyche.

216 Kleopatra, un asteroide metálico de 217 km de longitud. Imagen obtenida por pulsos de radar del Observatorio de Arecibo.

Existen muchos otros tipos de asteroides, pero prácticamente todos pertenecen a uno de estos tres tipos. Los tres más grandes de todos, a los que dedicaremos la próxima entrada, no suelen clasificarse en ninguno de los tres porque tienen el suficiente tamaño como para tener capas y composiciones diferentes en cada una de ellas, aunque a veces 1 Ceres se clasifica dentro de un tipo poco común, el tipo G.

Y es que los asteroides más grandes están en otra liga. Para que te hagas una idea de lo irrisorios que son los pequeños comparados con los “cuatro magníficos” del Cinturón, la mitad de la masa de todo el Cinturón de Asteroides la constituyen esos “cuatro magníficos”, 1 Ceres, 2 Palas, 4 Vesta y 10 Higia. Y, dentro de estos cuatro, 1 Ceres es el Leviatán del Cinturón: supone la tercera parte de la masa total, por pequeño que sea comparado con nuestro planeta o incluso la Luna.

Clasificar los asteroides por su composición es útil, pero también lo es hacer algo más sutil: encontrar grupos de ellos que tengan órbitas con una distancia al Sol, excentricidad y una inclinación similares. La excentricidad ha hecho su aparición en la serie en el pasado, de modo que espero que recuerdes que es una medida de lo “alargado” de la órbita de un objeto comparada con una circunferencia perfecta. La inclinación, por otra parte, es el ángulo que forma esa órbita con el plano de la eclíptica.

Y el caso es que, si se realizan gráficas que representen esas variables, sucede algo parecido a lo que pasaba con los huecos de Kirkwood — lejos de haber asteroides cuyas órbitas tengan radios medios, inclinaciones y excentricidades repartidas por todas partes, se observan grupos relativamente coherentes de asteroides agrupados, que se denominan familias de asteroides. Algunas tienen unas pocas decenas de ellos, pero las familias principales pueden llegar a tener cientos de asteroides que, dicho mal y pronto, se mueven todos juntos por el espacio.

Principales familias de asteroides del Cinturón (Wikipedia/CC 3.0 Attribution-Sharealike).

La pregunta evidente es, ¿por qué? ¿Por qué hay grupos de muchos asteroides que hacen casi lo mismo? La respuesta más lógica –y la que pensamos es correcta– es que las familias se corresponden con restos de asteroides más grandes que sufrieron alguna colisión que los desgajó en pedazos. Los pedazos se separaron, pero la conservación del momento angular y lineal hizo que muchos trozos se siguieran moviendo más o menos agrupados. Lo más usual es que las familias reciban el nombre del asteroide más importante que pertenece a ellas; algunas de las más nutridas son Eos, Flora, Eunoma o Vesta (de la que hablaremos con algo más de detalle cuando nos centremos en ese asteroide en particular).

Algunas familias ni siquiera están dentro del Cinturón propiamente dicho, pero quiero hablar de ellas también aquí porque se trata de objetos suficientemente parecidos como para incluirlos en este artículo. Las Hungarias están más cerca del Sol que los asteroides “centrales”, más cerca que el hueco de Kirkwood 4:1. Están tan cerca de Marte que la influencia gravitatoria de ese planeta, por pequeño que sea, fue vaciando esa banda hasta no dejar nada… excepto aquellas rocas que estaban orbitando con inclinaciones muy grandes. Si te fijas en la gráfica distancia-inclinación al final del párrafo, puedes ver los asteroides de esta familia a la izquierda en azul, a unas 2 UA del Sol. Como puedes ver, al contrario que más lejos de la estrella, no hay asteroides en rojo con poca inclinación — Marte los ha “deshauciado” a todos a lo largo del tiempo, y las Hungarias se han salvado sólo por estar tan alejadas del plano de la órbita de Marte que su influencia gravitatoria no ha logrado perturbar sus órbitas. Se trata de asteroides muy pequeños; el más grande de todos y que da nombre a la familia, 434 Hungaria, tiene sólo 20 km de diámetro.

Gráfica distancia-inclinación. Cada punto es un asteroide, los rojos constituyen el Cinturón Principal (Wikipedia/CC 3.0 Attribution-Sharealike)

Otra familia “descastada” es la de las Hildas, que también puedes ver en la gráfica en azul, agrupadas alrededor de 4 UA del Sol, bastante lejos del Cinturón propiamente dicho. Las Hildas no son una familia real, en el sentido de que no tienen un origen común, sino que están ahí porque sus órbitas son las adecuadas para no ser perturbadas demasiado por Júpiter: otros asteroides a esa distancia del gigante hubieran salido disparados en una u otra dirección debido a la acción gravitatoria de Zeus. Las Hildas viven una vida peligrosa tan cerca del gran planeta: sólo una pequeña desviación de sus órbitas sería catastrófica, y de vez en cuando uno de ellos abandona la “familia” para perderse en el espacio.

Finalmente, una de mis familias preferidas que no forman parte del Cinturón en sí es la de los asteroides Troyanos, que viajan como rémoras espaciales de Júpiter en su órbita alrededor del Sol. Puedes verlos en la gráfica de arriba un poco más lejos de 5 UA. Sin embargo, los troyanos están lo suficientemente lejos del Cinturón, y son lo suficientemente interesantes, como para que les dediquemos su propio artículo más adelante, aunque sea cortito.

De modo que la semana que viene (si las vacaciones y la conexión a Internet lo permiten) nos dedicaremos a mirar con más detalle esos “cuatro magníficos” del Cinturón de Asteroides, Higia, Vesta, Palas y Ceres, y de paso hablaremos un poco acerca de la nomenclatura que se utiliza para clasificar planetas, planetas enanos y otros objetos similares del Sistema. Empezaremos hablando de 10 Higia y 4 Vesta.

--------------------

Accede al resto de la serie desde aquí.

Otras series de artículos, aquí.

Enlace original: El Tamiz

SEGUIR LEYENDO...

El Sistema Solar - Fobos y Deimos

En las últimas entradas de la serie acerca del Sistema Solar hemos explorado Marte de cabo a rabo, hablando sobre aspectos generales del planeta, geografía, exploración moderna de su superficie, posibilidades de vida y especulaciones sobre una futura colonización y terraformación. Hoy finalizamos nuestra visita al Planeta Rojo hablando acerca de sus dos pequeños satélites, Fobos y Deimos.

Fobos (izquierda) y Deimos (derecha). Crédito: NASA.

Cuando digo “pequeños” no me estoy refiriendo a un tamaño ligeramente inferior al de nuestra Luna, sino a algo realmente minúsculo, tan pequeño que su descubrimiento es recientísimo en la historia de la humanidad: es imposible ver estas dos pequeñas Lunas desde la Tierra sin utilizar un telescopio de gran potencia. Pero esto no quiere decir que no sospechásemos de su existencia desde hace bastante tiempo… aunque por razones bastante poco consistentes.

Fue el alemán Johannes Kepler quien primero sugirió que Marte podría tener satélites aunque no pudiéramos verlos, y no sólo eso: propuso la idea de que se trataría, con mucha probabilidad, de dos lunas. Sin embargo, antes de que te quites el sombrero ante el genio de Kepler, espera a conocer su razonamiento: la Tierra tiene un satélite, y Júpiter cuatro. Ya que la órbita de Marte se encuentra entre esos dos planetas, es lógico pensar que tendrá un número intermedio de satélites. Y dada la perfección de la Naturaleza, parece razonable suponer que el número de satélites seguirá una progresión geométrica sencilla: 1, 2, 4…, con lo que Marte probablemente tiene dos lunas.

Sí, Kepler era un genio y merece que nos quitemos el sombrero por muchas otras cosas… pero aquí, aunque acertó en su conclusión, su argumento no tiene ni pies ni cabeza, y parte de una premisa falsa. En primer lugar, hoy sabemos que Júpiter no tiene cuatro satélites sino docenas de ellos: las cuatro lunas con las que contaba Kepler eran los cuatro satélites descubiertos por Galilego (llamados satélites galileanos de Júpiter, y de los que hablaremos cuando corresponda), y las otras muchas lunas de Júpiter eran simplemente demasiado pequeñas para ser vistas con los primitivos telescopios de entonces. Así que, de cuatro, nada.

Además, el número de satélites de los planetas no se ajusta a ninguna progresión geométrica dependiendo de su distancia al Sol: ¿por qué iba a hacerlo? Hoy en día puede parecer sorprendente un argumento basado en la “perfección de la Naturaleza”, que se parece más a los razonamientos ancestrales sobre un número perfecto de planetas y órbitas que fuesen curvas perfectas, pero como ves aún se empleaban con relativa frecuencia en tiempos de Kepler. En fin, el caso es que, aunque de chiripa, acertó.

Hubo que esperar más de dos siglos para que los telescopios avanzaran lo suficiente como para confirmar la afortunada hipótesis de Kepler: en 1877, el astrónomo estadounidense Asaph Hall observó por primera vez las dos lunas de Marte en menos de una semana, utilizando un gran telescopio de 66 centímetros de diámetro. No se trata de una casualidad, ya que Hall intentaba determinar precisamente si Marte tenía satélites o no y, si los tenía, cuántos eran. Además, estaba realmente interesado en poder entrar en su casa (de eso hablaremos dentro de un rato). El caso es que era ya evidente por entonces que, si no se había observado ninguna luna antes, o bien no existían o bien debían ser necesariamente objetos muy pequeños. Cuando Hall observó las dos lunas se confirmó que eran, efectivamente, minúsculos satélites.

Henry Madan, de Eton College, sugirió el nombre de los dos satélites: Fobos y Deimos, dos de los hijos de Ares y dioses menores del Miedo y el Terror respectivamente. Hay aquí una desgraciada inconsistencia (sin importancia, pero bueno), en el sentido de que utilizamos el nombre latino de Marte para referirnos al planeta, pero no empleamos Timor y Metus para sus lunas, sino los nombres griegos de Fobos y Deimos.

Pedanterías aparte, observando el tránsito de ambas lunas frente a Marte fue posible rápidamente calcular el radio de sus órbitas a partir del período orbital: Fobos tardaba unas siete horas y media en dar una vuelta a Marte, y Deimos algo más de un día. Por lo tanto, el radio de la órbita de Fobos era de unos 9 400 km, y el de la órbita de Deimos unos 23 500 km. Compara esto con los datos de la Luna alrededor de la Tierra: unos 28 días y 384 000 km. ¡Fobos y Deimos están prácticamente pegados a Marte!

Órbitas de Fobos y Deimos. Crédito: JiFish/CC 2.5 Attribution Sharealike License.

Poco más supimos sobre estos dos minúsculos satélites durante bastante tiempo, pero en el siglo XX pudimos conocer mucho más sobre ellos, y sobre todo en la última parte del siglo, cuando todas las sondas que hemos mencionado al hablar de Marte, aunque enfocadas fundamentalmente sobre Ares, empezaron a mirar de reojo a Fobos y Deimos. Aunque aún no hemos posado ningún objeto sobre ellas (de eso hablaremos al final del artículo), ya sabemos bastante sobre los dos hermanos; sin embargo, aún no hemos respondido a todas nuestras preguntas.

Fobos, el más cercano al planeta, es el satélite mayor, aunque es una mota de polvo comparado con nuestra Luna. Es tan pequeño que ni siquiera es redondo: tiene una forma irregular de unos 26,8 km x 22,4 km x 18,4 km, y una minúscula masa de unos 10¹⁶ kg. Ya sé que es difícil poner esto en perspectiva, pero nuestra propia Luna tiene una masa de 7,3·10²² kg, es decir, la masa de unos siete millones de Fobos. Vamos, que más que miedo, Fobos da risa.

Por cierto, este mini-satélite es un buen argumento contra las tonterías que se oyen de vez en cuando acerca de la gravedad Lunar. Seguro que lo has oído o leído alguna vez: “Si estás en la Luna, la gravedad es tan pequeña que, si no tienes cuidado y saltas con demasiado entusiasmo, ¡puedes no volver a caer, y perderte en el vacío del espacio!” Esto, por supuesto, es absolutamente falso, y es evidente que es así si piensas lo siguiente: si estuvieras de pie sobre la superficie de Fobos y saltaras con todas tus fuerzas… volverías a caer de nuevo sobre su superficie. La velocidad de escape de Fobos, esta pequeña roca espacial, es de unos 40 km/h, algo ridículo astronómicamente hablando, pero suficiente para atrapar a un ser humano sin ayuda tecnológica.

Fobos, fotografiado por la Mars Reconnaissance Orbiter en 2008. Versión a 3374×3300 px. Crédito: NASA.

Además de ser un satélite muy pequeño, Fobos es muy poco denso: unos 1 900 kg/m³, algo más de la mitad de la densidad de nuestra Luna. Esto nos hace pensar que es muy poroso, y que probablemente tiene un gran contenido en hielo en su interior. Habrá que esperar a que alguna de nuestras futuras misiones se pose sobre él para saber más sobre este aspecto, pero la estructura y la composición de Fobos lo asemejan mucho a cuerpos del cinturón de asteroides entre Marte y Júpiter, lo que se ha considerado durante mucho tiempo una pista sobre su posible origen.

Para hacerte una idea lo más cercana a la realidad posible del aspecto y el tamaño de este satélite, te recomiendo que veas este vídeo (mpg), en el que se aproxima más a su color real y puede verse el enorme tamaño aparente de Marte visto desde el planeta. Puedes encontrar alguna animación más de esta luna en la página de la que procede el vídeo.

Aunque Fobos es tan pequeño, orbita tan cerca de Marte que es perfectamente visible desde su superficie… ¡pero no en todas partes! A menudo pensamos en los satélites de otros planetas como en equivalentes más o menos pequeños o grandes de nuestra Luna, pero hay diferencias importantes dependiendo de las características de la órbita del satélite, no sólo su tamaño. Éste es un buen ejemplo de ello.

Tamaños aparentes comparados de la Luna y Fobos desde sus respectivos planetas.

Desde luego, la diferencia de tamaño con nuestra Luna, aunque Fobos esté mucho más cerca de su planeta que nuestra Selene del nuestro, es evidente: Fobos tiene más o menos la tercera parte del tamaño angular que la Luna, cuando se mira desde la superficie marciana. Pero hay más diferencias fundamentales — por ejemplo, el tamaño aparente de Fobos varía bastante según desde dónde se mira. En la Tierra, el que estés más o menos al norte o al sur no influye mucho en el tamaño de la Luna en el cielo, porque la distancia entre el satélite y la Tierra es tan grande que la diferencia entre uno y otro caso es muy pequeña en comparación. Pero Fobos está muy cerca de Marte, y orbita en un plano ecuatorial.

Por lo tanto, si estás cerca del ecuador marciano, verás un Fobos relativamente grande, pero si viajases hacia el norte o el sur, el tamaño aparente de la luna iría disminuyendo, ya que te estarías alejando de ella una distancia mensurable comparada con la que hay entre Fobos y la superficie del planeta. Pero pasaría algo aún más raro: como Fobos va, por así decirlo, “casi a ras de suelo”, según viajaras hacia uno de los polos, además de hacerse cada vez más pequeño el satélite estaría más y más cerca del horizonte. Y llegaría un momento, cuando alcanzases una latitud de unos 70º, que dejarías de verlo completamente: desde los polos de Marte, Fobos es completamente invisible.

Pero es que aquí no acaba lo raro, visto desde un punto de vista terrestre. En nuestro planeta, puesto que la Luna tarda casi un mes en dar una vuelta, lo que determina su movimiento aparente en el cielo a lo largo de un día es la rotación terrestre: la Luna sale por el este, asciende en el cielo y se pone por el oeste, como el Sol y las demás estrellas. Los movimientos de todos esos cuerpos celestes son tan lentos comparados con la rotación de la Tierra que es ésta la que determina el movimiento que vemos en el cielo.

¡Pero Fobos va muy rápido! Como he dicho antes, da una vuelta cada siete horas y media. Pero, si recuerdas la primera entrada sobre Marte, dijimos allí que la duración de un día marciano era ligeramente superior a la del terrestre, unas 24 horas y 40 minutos. Dicho de otro modo, Fobos gira alrededor del centro de Marte bastante más rápido que el propio planeta. ¿La consecuencia al mirarlo en el cielo? Fobos sale por el oeste, se mueve a una velocidad terrorífica por el cielo (para ser una luna, claro está) y se pone por el este en poco más de cuatro horas… y en unas pocas más aparece de nuevo por el oeste y recorre el firmamento una segunda vez. Raro, ¿eh?

Fobos es tan pequeño que no puede crear verdaderos eclipses, ya que su tamaño angular en el cielo es menor que el del Sol, y esto a pesar del pequeño tamaño del Astro Rey visto desde Marte. De modo que el Miedo no produce sombras sobre el suelo marciano, sino simplemente penumbra. Nuestras sondas han tomado fotos de esta penumbra desde sus órbitas:

Penumbra de Fobos sobre Marte (imagen tomada por la Mars Global Surveyor). Crédito: NASA.

Más valiosas aún son las imágenes tomadas por Opportunity (uno de los dos MER, de los que hablamos hace unas semanas), en las que el pequeño robot miró hacia arriba según Fobos pasaba frente al Sol, con lo que tenemos secuencias de fotografías del tránsito de esta luna frente al disco solar. Estos tránsitos duran muy poco tiempo (alrededor de medio minuto) ya que, como he dicho antes, Fobos se mueve con relativa rapidez por el firmamento y el Sol es muy pequeño visto desde el Planeta Rojo:

Crédito: NASA.

Si pudieras acercarte a la Luna la verías en todo su siniestro esplendor. Nuestras sondas, desde las Viking hasta las actuales, han tomado multitud de imágenes de Fobos, y nos han revelado con creciente detalle una Luna irregular y oscura, muy oscura: uno de los cuerpos más oscuros de todo el Sistema Solar. Aunque sea irregular en general, hay una estructura que domina el aspecto de Fobos y que resulta evidente al mirar casi cualquier imagen del satélite:

Cráter Stickney. Imagen tomada por la Mars Reconnaissance Orbiter. Versión a 1836×1362 px. Crédito: NASA.

Se trata del cráter Stickney, un nombre que seguro te resulta familiar si has leído las novelas de Kim Stanley Robinson que recomendamos al hablar de Marte. El nombre honra a Chloe Angeline Stickney Hall, la mujer de Asaph Hall, quien –de acuerdo con la leyenda, a saber si cierta o falsa–, cuando el astrónomo estaba a punto de darse por vencido mientras buscaba las lunas de Marte, se negó a permitirle entrar en casa hasta que encontrase algo. Incluso si es cierto que sucedió esto, no sé si la buena mujer merece honores o críticas: a mí no me haría mucha gracia que me hicieran eso, aunque fuera en aras de la Ciencia.

El caso es que el cráter Stickney es un verdadero monstruo, comparado con el tamaño de Fobos: tiene unos 9 km de diámetro, alrededor de la mitad del de la Luna. El impacto que lo creó tiene que haber sido tremendo. Por si te lo estás preguntando, el pequeño cratercillo que tiene dentro, y que se debe por supuesto a algún impacto posterior, no tiene nombre. También puedes ver líneas difuminadas que apuntan hacia el interior del cráter en sus pendientes: se trata probablemente de deslizamientos de tierra y pequeñas “avalanchas” de material que ha caído hacia el fondo del cráter debido a la débil, pero no nula, gravedad de Fobos.

La otra estructura más evidente de Fobos, y que también puedes ver en la foto de arriba, es el conjunto de estrías, como cicatrices, que lo recorren de cabo a rabo. Al principio se pensó que eran radiales respecto al cráter Stickney, y que se trataba de surcos creados por trozos del cuerpo que impactó contra Fobos entonces. Sin embargo, la Mars Express tomó multitud de fotos para observar la dirección de estos surcos, y no están centrados en Stickney, sino en la “proa” de Fobos, es decir, la parte de la Luna que está “delante” en su movimiento alrededor de Marte. Por lo tanto, hoy pensamos que son surcos formados por pequeños cuerpos contra los que ha ido chocando Fobos: a lo largo de los eones que Fobos lleva orbitando Marte, algunos impactos sobre la superficie del Planeta Rojo han desprendido pedazos de roca (algunos de ellos, como ya dijimos, se han convertido en meteoritos al llegar a la Tierra), y Fobos se ha topado con unos cuantos de ellos, que lo han “herido” con esas cicatrices.

Desgraciadamente para Fobos, no sólo acabará “herido”, sino “muerto”: está condenado a ser destruido, como no puede ser de otra forma en una tragedia griega que se precie. Para entender el porqué, debes haber entendido el progresivo alejamiento entre la Luna y la Tierra, de modo que, si no lo leíste en su momento, mejor lo haces ahora antes de seguir con este artículo.

Entre Marte y Fobos sucede lo mismo que explicamos entre la Tierra y la Luna… pero al revés. La clave de la cuestión es que la Luna gira alrededor de la Tierra más lentamente que la Tierra sobre su eje, de modo que el “pico estirado” que ve la Luna en la Tierra debido a las mareas está siempre por delante de ella, y nuestro satélite roba parte de la energía de rotación de la Tierra y se va alejando de ella poco a poco. Pero Fobos gira mucho más rápido alrededor que Marte que la rotación del planeta alrededor de su eje. Como consecuencia, Fobos ve el “pico de marea” por detrás de él, y se va frenando poco a poco, transfiriendo energía al Planeta Rojo y descendiendo lenta pero inexorablemente.

Desde luego, Marte casi ni se entera de esta ganancia de energía, porque Fobos es muy pequeño, pero el Miedo sí que nota la pérdida, leve pero constante: cada año, Fobos se acerca 20 centímetros a Marte, con lo que sus días están contados. En un abrir y cerrar de ojos (astronómico, claro) de unos 11 millones de años, Fobos habrá dejado de existir. Las dos opciones son igualmente catastróficas para la pequeña luna: o bien impactará contra Marte, o bien acabará convertido en un efímero anillo de rocas y polvo. Lo que suceda depende de la consistencia del propio Fobos.

Según el satélite se vaya acercando a Marte, las fuerzas de marea serán cada vez mayores. Para cualquier satélite existe un límite, denominado límite de Roche, que marca la distancia a la que las fuerzas de marea son más intensas que la atracción gravitatoria del propio satélite sobre su estructura, con lo que si se traspasa el límite de Roche y no hay otras fuerzas involucradas, el satélite se rompe en pedazos, desgarrado por las mareas del planeta principal. Si Fobos es más o menos “harinoso” sin muchas fuerzas internas ajenas a la gravedad, ése será su destino: se romperá en fragmentos, y éstos orbitarán Marte durante un tiempo hasta caer finalmente hacia su superficie y no dejar rastro del oscuro satélite.

Pero el límite de Roche no es infranqueable: recuerda que marca la distancia a la que las mareas ganan a la presión gravitatoria del propio satélite, pero ¿y si hay otras fuerzas? Existen lunas en el Sistema Solar, por ejemplo, que están más cerca de sus planetas que el límite de Roche (hablaremos de ellas cuando corresponda, así que paciencia), ya que su estructura es lo suficientemente sólida y consistente, debida a fuerzas de tensión interna de las rocas, como para soportar las mareas del planeta. Si Fobos es una de estas lunas “resistentes”, no será desgarrada por las mareas pero seguirá descendiendo hacia Ares hasta convertirse en un meteorito e impactar contra el suelo, tras perder parte de su masa en la atmósfera marciana.

Deimos, fotografiado por la Mars Reconnaissance Orbiter. Crédito: NASA.

El hermano menor de Fobos, Deimos, es bastante menos interesante que el primero, de modo que no dedicaremos tanto espacio a él. Se trata de un objeto aún más minúsculo que Fobos: tiene sólo 15 km x 12,2 km x 4 km de tamaño, y tiene una masa de unos 1,5·10¹⁵ kg. Es aún más oscuro que Fobos: su albedo es de 0,068, es decir, refleja únicamente un 6,8% de la luz que recibe. Como puedes comprender, el brillo de la imagen de arriba no es el real, pero si lo fuera, no verías mucho.

Igual que Fobos, Deimos es muy similar a algunos asteroides carbonáceos poco densos, y tiene un par de cráteres relativamente grandes, Swift y Voltaire. Se trata en este caso de honrar a dos escritores muy famosos, François-Marie Arouet (Voltaire) y Jonathan Swift, que describieron en sendas historias (que voy a permitirme la libertad de etiquetar como “ciencia-ficción”) las dos lunas de Marte. Voltaire lo hizo en Micromégas y Swift en Los Viajes de Gulliver. ¿Por qué predijeron tan bien la realidad siglos antes del descubrimiento de Fobos y Deimos por Hall? Porque se basaron en las ideas, irracionales pero correctas, de Kepler.

Cráteres Swift y Voltaire. Crédito: NASA.

Deimos es aún menos denso que Fobos (sólo un 10% más denso que el agua), y en el resto de sus características es una luna más corriente que su hermano mayor. Igual que Fobos, siempre presenta la misma cara a Marte, y orbita en el plano ecuatorial, aunque bastante más lejos que Fobos: algo más de 23 000 km. Sigue siendo una distancia muy pequeña, pero no tan extrema como la del otro satélite. Como consecuencia, Deimos tarda más de un día marciano en dar una vuelta al planeta, con lo que hace lo normal — sale por el este y se pone por el oeste.

Al ser más pequeño que Fobos y estar bastante más lejos que él de Marte, desde la superficie del planeta la minúscula luna tiene un tamaño aparente muy, muy pequeño. En la noche marciana tiene un brillo similar al de Venus en nuestro cielo, no sólo por el tamaño y distancia, sino también por el pequeño albedo del satélite. Igual que Fobos, cuando pasa frente al Sol oculta una pequeña parte del disco solar (más pequeña aún, claro), y tenemos imágenes de su tránsito frente al Sol tomadas por Spirit y Opportunity, igual que en el caso de Fobos:

Crédito: NASA.

Para conocer mejor estas dos lunas hace falta que nos posemos sobre ellas y, si es posible, tomemos muestras del material del que están compuestas. Para ello hay varias misiones planeadas por distintos países. Conseguirlo es menos difícil de lo que podría parecer: el viaje hasta otros cuerpos del Sistema Solar no es algo muy complicado, si somos pacientes; el problema es alcanzar su superficie con la suficiente delicadeza, algo más complicado cuanto mayor es el cuerpo… y Fobos y Deimos son tan pequeños que esto no es un obstáculo. Sí, 40 km/h de velocidad de escape es mucho para un ser humano, pero no para una sonda.

De las dos misiones con planes concretos, la británica planea enviar un vehículo de transporte hasta la órbita marciana alrededor de 2016. Una pequeña sonda se separaría entonces del vehículo, se posaría en Fobos y allí realizaría diversos experimentos taladrando y examinando la superficie del satélite. Su función esencial sería recoger muestras del suelo fobiano, y luego volver al vehículo “madre”, que lo traería de vuelta a la órbita terrestre. Finalmente, la pequeña sonda se separaría de nuevo del vehículo y caería sobre la superficie terrestre, con lo que tendríamos en las manos regolito fobiano con el que experimentar a nuestro gusto. Fíjate en que digo todo con condicionales, porque no estoy muy seguro aún de que esto vaya realmente a realizarse.

La segunda misión también tiene Fobos como destino, pero está bastante más avanzada y me da mucha mejor impresión. Se trata de un proyecto fundamentalmente ruso, denominado Фобос-Грунт (Fobos-Grunt, o Suelo-Fobos), aunque llevará consigo instrumentos de otros países, como China, Estados Unidos y Finlandia. En este caso, una parte de la sonda será la que se desprenda del resto tras posarse en Fobos, y la que vuelva a la Tierra con las muestras correspondientes. Mi característica favorita de esta misión es el hecho de que el vehículo de retorno no encenderá sus motores desde el suelo de Fobos: utilizará muelles para dar un salto (recuerda la escasa gravedad del satélite) y, una vez en el punto más alto de su trayectoria, encenderá los motores para escapar del satélite y luego regresar a la Tierra.

Diseño de Fobos-Grunt. Crédito: ESA.

Фобос-Грунт tiene una fecha preliminar de lanzamiento muy cercana: Octubre de 2009, y una fecha de regreso de 2012. Sin embargo, es posible que todo no esté listo para entonces, con lo que haya que esperar a la siguiente “ventana de lanzamiento” que garantiza un mínimo gasto de energía, 2011. En mi opinión, mejor esperar y hacer las cosas bien que precipitarse. Ya parece que los instrumentos finlandeses sólo van a poder viajar con esta sonda si su lanzamiento se retrasa ese par de años, así que de ese modo ganamos todos si somos un poco pacientes.

Con las muestras obtenidas, tal vez podamos responder a la principal duda que tenemos respecto a los hijos de Ares: ¿se trata, como muchos piensan, de asteroides “descolocados” de sus órbitas por Júpiter y atrapados finalmente por la gravedad marciana, de planetesimales que llevan con el Planeta Rojo casi desde el principio, de fragmentos del propio Marte arrancados por algún impacto…? En cualquier caso, como ves, Ares y sus hijos son el objetivo de multitud de futuras misiones espaciales. Veremos qué nos deparan.

En la próxima entrada de la serie nos alejaremos aún más del Sol, y alcanzaremos el cinturón de asteroides.

Accede al resto de la serie desde aquí.

Vía El Tamiz

SEGUIR LEYENDO...