El Acantilado de Kuiper…..   Leave a comment

En los confines del Sistema Solar,

El acantilado de Kuiper es el nombre que le dan los científicos a la parte más alejada del cinturón de Kuiper. Es una incógnita que ha dado quebraderos de cabeza durante años. La densidad de objetos en el cinturón de Kuiper decrece drásticamente, de ahí su nombre de acantilado.

La explicación más lógica sería la existencia de un planeta con una masa suficientemente grande como para atraer con su gravedad a todos los objetos de su órbita. Ese supuesto planeta recibe el nombre de Planeta X . Ya hablamos aqui de la existencia del Planeta X, que todavia la NASA, no confirma contundentemente, pero vamos a connocer un poco las partes remotas del sistema Solar:

El cinturón de Kuiper (pronunciado /ˈkaɪpɚ/) es un conjunto de cuerpos de cometa que orbitan alrededor del Sol a una distancia de entre 30 y 100 ua. El cinturón de Kuiper recibe su nombre en honor a Gerard Kuiper, que predijo su existencia en los años 1960, 30 años antes de las primeras observaciones de estos cuerpos. Pertenecen al grupo de los llamados objetos transneptunianos (TNO, Transneptunian Objects). Los objetos descubiertos hasta ahora poseen tamaños de entre 100 y 1000 kilómetros de diámetro. Se cree que este cinturón es la fuente de los cometas de cortoperiodo.

El cinturón de Kuiper es llamado en ocasiones cinturón de Edgeworth o cinturón de Edgeworth-Kuiper. Hay astrónomos que utilizan nombres más largos todavía, como cinturón de Leonard-Edgeworth-Kuiper. La denominación de “objetos transneptunianos” es recomendada por varios grupos de astrónomos, ya que evita las controversias entre los nombres más personales. “Objeto transneptuniano” no es sinónimo de “objetos del cinturón de Kuiper”, ya que los primeros engloban también a otros objetos en el exterior del Sistema Solar.

Más de 800 objetos del cinturón de Kuiper (KBOs de las siglas anglosajonas Kuiper Belt Objects) han sido observados hasta el momento. Durante mucho tiempo los astrónomos han considerado a Plutón y Caronte como los objetos mayores de este grupo.

Sin embargo el 4 de junio de 2002 se descubrió 50000 Quaoar, un objeto de tamaño inusual. Este cuerpo resultó ser la mitad de grande que Plutón. Al ser también mayor que la luna Caronte pasó a convertirse durante un tiempo en el segundo objeto más grande del cinturón de Kuiper. Otros objetos menores del cinturón de Kuiper se fueron descubriendo desde entonces.

Pero el 13 de noviembre de 2003 se anunció el descubrimiento de un cuerpo de grandes dimensiones mucho más alejado que Plutón al que denominaron Sedna. El objeto 90337 Sedna destronó a Quaoar del puesto de segundo objeto transneptuniano más grande. Su pertenencia al cinturón de Kuiper está cuestionada por algunos astrónomos que lo consideran un cuerpo demasidado lejano, representante quizás del límite inferior de la nube de Oort. En tal caso, 2000 CR105 pertenecería también a esta clase.

La sorpresa llegó el 29 de julio de 2005 cuando se anuncia el descubrimiento de tres nuevos objetos: Eris, Makemake y Haumea, ordenados de mayor a menor. Eris revela ser incluso mayor que el propio Plutón por lo que se le ha apodado como el décimo planeta llegándose a considerarlo como el legendario Planeta X. Estrictamente hablando, Eris no pertenece al cinturón de Kuiper. Es miembro del disco disperso pues su distancia media al Sol es de 67 ua.

La clasificación exacta de todos estos objetos no es clara dado que las observaciones ofrecen muy pocos datos sobre su composición o superficies. Incluso las estimaciones sobre su tamaño son dudosas dado que en muchos casos se basan, tan solo, en datos indirectos sobre su albedo comparada con la de otros cuerpos semejantes como Plutón.

Los KBOs (Kuiper Belt Objects) son objetos con órbitas situadas entre unas 30 y 50 ua del Sol. Orbitan sobre el plano de la eclíptica, aunque sus inclinaciones pueden ser bastante elevadas.

Algunos KBOs están en resonancia orbital con Neptuno: sus periodos orbitales son fracciones enteras del periodo orbital de Neptuno. Los objetos en resonancia 1:2 y 2:3 se denominan plutinos.

Los orígenes y estructura actual del cinturón de Kuiper todavía no han sido aclarados, mientras los astrónomos esperan al telescopio Pan-STARRS, con el que se deberían localizar muchos más KBOs, para alumbrar nuevas teorías. Diferentes simulaciones por ordenador de las interacciones gravitatorias del periodo de formación del Sistema Solar indican que los objetos del cinturón de Kuiper pudieron crearse más hacia el interior del Sistema Solar y haber sido desplazados hasta sus posiciones actuales entre 30 y 50 UA por las interacciones con Neptuno al desplazarse lentamente este planeta desde su posición de formación hacia el exterior hasta su actual órbita. Estas simulaciones indican que podría haber algunos objetos de masa significativa en el cinturón, quizás del tamaño de Marte.

https://i0.wp.com/upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0f/Lhborbits.png

En la actualidad se desarrollan numerosos programas de búsqueda de KBOs. La sonda espacial New Horizons, la primera misión dedicada a la exploración del cinturón de Kuiper, fue lanzada el 16 de enero de 2006. Está prevista su llegada a Plutón el 14 de julio de 2015. Una vez pasado Plutón está previsto que explore uno o varios KBOs. Todavía no se ha determinado cúales serán los KBOs concretos a explorar, pero deberán tener entre 40 y 90 km. de diámetro e, idealmente, ser blancos o grises para contrastar con el color rojizo de Plutón

Disco disperso

El disco disperso (también conocido como disco difuso) es una región del Sistema Solar cuya parte más interna se solapa con el cinturón de Kuiper (a 30 UA del Sol) hasta una distancia desconocida que podría ser de unos cuantos centenares de UA y también a otras inclinaciones por encima y por debajo de la eclíptica. Esta poblada por un número incierto de cuerpos celestes (de momento se han descubierto unos 90) conocidos con el nombre de objetos dispersos, o simplemente objetos del disco disperso (en inglés scattered-disk objects o SDO), y que forman parte de la familia de los objetos transneptunianos. Son cuerpos helados, algunos de más de 1000 km de diámetro, el primero de los cuales fue descubierto el año 1995. El miembro más grande del grupo es el planeta enano Eris, descubierto en 2005.

Eris (cuya denominación provisional fue 2003 UB313) es el más masivo de los planetas enanos conocidos, que se encuentra en el disco disperso del Cinturón de Kuiper, por lo que se clasifica como un SDO (Scattered disk objects) y un plutoide. Pertenece a una clase de cuerpos que han sido arrastrados a una órbita más lejana de lo habitual por interacciones gravitatorias con Neptuno en las etapas iniciales de la formación del Sistema Solar. Cuenta con un satélite natural al que se le ha dado el nombre de Disnomia.

Tras su descubrimiento, durante algo más de un año este objeto fue considerado como el décimo planeta del Sistema Solar por sus descubridores y los medios de comunicación; pero el 24 de agosto de 2006, la Unión Astronómica Internacional (UAI) determinó que Eris y Plutón eran planetas enanos del Sistema Solar, pero no planetas. Según determinó la UAI en su asamblea de junio de 2008, Eris además de planeta enano es un plutoides, nueva categoría creada en dicha sesión.Son miembros de esta categoría, además de Eris, Plutón, Makemake y Haumea.

File:Eris and Dysnomia art.png

Eris

Las últimas observaciones por los telescopios La Silla/TRAPPIST y San Pedro/Harlingten estiman el diámetro de Eris en 2326 km (± 12 km);1 con una masa de 1,66×1022kg, muy similar a Plutón, cuyo diámetro y masa son: D=2302 km , m=1,305×1022kg.

Eris tiene un período orbital de unos 557 años y actualmente se encuentra casi a la máxima distancia posible del Sol (afelio), a unas 95,7 unidades astronómicas de la Tierra (14.316 millones de kilómetros).1 Igual que Plutón, su órbita es muy excéntrica y llega a unas 35 AU del Sol durante el perihelio (la distancia de Plutón al Sol varía entre 29 y 49,5 AU, mientras que Neptuno orbita a unas 30 AU). Al contrario que los planetas telúricos y los gigantes de gas, cuyas órbitas están aproximadamente en el mismo plano que el de la Tierra, la órbita de 2003 UB313 está muy inclinada, unos 44° respecto a la eclíptica.

La inclinación de su órbita es responsable de que no haya sido descubierto hasta ahora, ya que la mayoría de las búsquedas de objetos grandes en las áreas más alejadas del Sistema Solar se concentran en el plano de la eclíptica, en el cual se encuentra la mayoría de la materia del Sistema Solar.

Eris es uno de los cuerpos de mayor albedo (que más radiación refleja) en todo el sistema solar pv = 0,96 (+0,09 -0,04), lo que podría explicarse por el metano helado que cubre su superficie.

El objeto es lo bastante brillante, con una magnitud aparente de 19, para ser captado con una cámara CCD a través de un telescopio relativamente modesto.

Impresión artística de una vista hacia el Sol desde las cercanías de Eris.

El equipo descubridor continuó el estudio tras la identificación de Eris a través de métodos espectroscópicos realizados en el telescopio Gemini North en Hawái. La luz infrarroja del objeto reveló presencia de metano helado, lo que indica que la superficie de Eris es bastante similar a la de Plutón. Es uno de los tres únicos objetos del Cinturón de Kuiper que ha revelado la presencia de metano, aparte de Plutón y su satélite Caronte. El satélite de Neptuno, Tritón, está relacionado con el Cinturón de Kuiper con toda probabilidad y también presenta metano en la superficie. El metano es muy volátil y su presencia en Eris muestra que siempre ha estado en el extremo exterior del Sistema Solar en el que hace suficiente frío para conservar el metano helado. Otros estudios realizados por el grupo del Dr. Licandro a partir del espectro visible de Eris, muestran que además de hielo de metano puro, podemos encontrar metano diluido en nitrógeno en la superficie de Eris y moléculas orgánicas complejas, producidas por la irradiación del metano puro, que otorgan a la superficie de Eris un color rojizo.

File:Orbit of 2003 UB313 on 30 July 2005.gif

Eris, o Éride (ambas formas son correctas en castellano) es la deidad griega equivalente a la latina Discordia, que según la mitología inició con sus acciones los acontecimientos que llevarían a la guerra de Troya. El nombre resulta especialmente adecuado ya que el descubrimiento de Eris supuso el inicio del proceso de redefinición de Plutón a planeta enano y una nueva clasificación de los cuerpos del sistema solar. Disnomia, hija de Eris y la divinidad de la Anarquía, el nombre de su satélite, no se queda atrás, pues es un guiño al nombre extraoficial de Eris: la actriz que daba vida a Xena era Lucy Lawless, cuyo apellido significa en inglés “sin ley, en estado de anarquía”.

El descubrimiento del disco disperso es todavía tan reciente que no se sabe con seguridad cuál fue su origen, pero la teoría más aceptada por los astrónomos explica que los objetos dispersos se formaron en el cinturón de Kuiper y después fueron dispersados por la interacción gravitatoria con alguno de los planetas exteriores, principalmente Neptuno, hacia órbitas con grandes excentricidades e inclinaciones, mientras el cinturón de Kuiper recuerda de hecho una corona circular relativamente plana, que se extiende de 30 a 44 UA del Sol y alberga objetos en órbita circular (cubewanos) o ligeramente excéntrica (plutinos y twotinos), el disco difuso presenta objetos con parámetros orbitales heterogéneos que, frecuentemente, como en el caso de Eris, poseen inclinaciones también mayores de 45° respecto a la eclíptica. Se piensa que muchas de estas órbitas sean inestables, y que los objetos del disco difuso sean generalmente destinados a alejarse progresivamente del centro del sistema solar y a pertenecer a la nube de Oort o al espacio interestelar…

Seguimos con El Disco Disperso:

En órbitas interiores al cinturón de Kuiper pero tan inclinadas y excéntricas como las de los SDO, se encuentran unos objetos conocidos con el nombre de centauros. Algunos astrónomos creen que los centauros y los SDO tienen un origen común en el cinturón de Kuiper: mientras que los primeros son objetos que fueron expulsados hacia el interior del sistema solar, los segundos fueron hacia el exterior. Además, objetos en órbitas intermedias como (29981) 1999 TD10 hacen la clasificación todavía más borrosa y, de hecho, el Minor Planet Center lista los centauros y los SDO juntos. En reconocimiento a esta borrosa clasificación, algunos científicos utilizan el término objeto disperso del Cinturón de Kuiper (en inglés scattered Kuiper belt object o SKBO) para clasificar tanto los centauros como los objetos del disco disperso.

Si bien Sedna es oficialmente considerado un objeto del disco difuso, su descubridor, Michael Brown, ha sugerido que la elevada distancia del cuerpo (76 UA en su perihelio) haga improbable cualquier forma de interacción gravitacional significativa con los planetas conocidos, y que el objeto debería por tanto ser considerado un miembro de la nube de Oort interna. Según esta línea de investigación, se haría necesario encontrar una línea de demarcación entre Sedna y objetos más internos, como Eris, en posesión de todos los requisitos necesarios como integrante del disco difuso. Como Sedna, también 2000 CR105 (descubierto anteriormente) y otros cuerpos localizados en los años sucesivos parecen eludir la definición tradicional de objetos del disco difuso, y podrían pertenecer a la parte más interna de la nube de Oort.

El primer objeto del disco difuso en ser descubierto fue (15874) 1996 TL66, encontrado en 1996 por Mauna Kea; posteriormente se ha incluido en la categoría incluso (48639) 1995 TL8, conocido desde 1995, y descubierto en el ámbito del proyecto Spacewatch.

El diagrama adjunto representa las órbitas de todos los objetos del disco difuso hasta 100 unidades astronómicas, en oposición con las órbitas de los objetos del cinturón de Kuiper (en gris) y de los cuerpos en resonancia orbital con los gigantes gaseosos del Sistema Solar interno (en verde). La excentricidad de las órbitas se representa mediante líneas que se extienden desde el perihelio al afelio; la inclinación orbital se representa en el eje de las ordenadas.

File:TheKuiperBelt 100AU SDO.svg

Los cuerpos del disco difuso no presentan nunca perihelio inferiores al las 35 UA, y se sitúan por tanto bien alejadas de la zona de influencia gravitacional directa de Neptuno (líneas rojas). Los plutinos (en gris, Plutón y Orcus) y los objetos en resonancia orbital 2:5 (en verde) pueden alcanzar distancias menores de Neptuno sólo porque sus órbitas son menos estables por los fenómenos de resonancia.

Características peculiares

Los objetos del disco difuso presentan parámetros orbitales que varían entre las enormes anomalías y la clamorosa regularidad. Algunos casos emblemáticos, representados en amarillo, son:

  • 1999 TD10, cuya elevadísima excentricidad orbital (cercana a 0,9) lleva su perihelio muy cerca de la órbita de Saturno, convirtiéndolo en un miembro potencial de la familia de los centauros;
  • 2002 XU93, caracterizado por poseer la mayor inclinación orbital observada (cerca de 78° sobre la eclíptica);
  • 2004 XR190, caracterizado por una órbita circular muy inclinada.

Resonancias orbitales

Los objetos en resonancia orbital con otros cuerpos (mostrados en verde) no son considerados miembros del disco difuso. Algunas simulaciones sugieren que numerosos objetos podrían estar sujetos a resonancias orbitales particularmente débiles, aquellos 6:11, 4:9, 3:7, 5:12, 3:8, 2:7, 1:4. Es posible que diversos cuerpos ya observados recaigan finalmente dentro de esta categoría.

File:TheKuiperBelt 100AU SDO stats.svg

Los gráficos contenidos en el diagrama mostrado confrontan la excentricidad y las inclinaciones orbitales de los objetos del disco difuso con las de algunos cubewanos; cada rectángulo rojo representa las bandas de incertidumbre sobre dos parámetros. El número relativo de objetos contenidos en cada recuadro se representa según las convenciones pictóricas características de la cartografía, donde los picos están próximos al marrón y los valles aparecen verdes. Como se puede observar, se trata de dos poblaciones extremadamente divergentes; cerca de un tercio de los cubewanos recorren órbitas casi circulares y poco inclinadas, caracterizadas por una excentricidad máxima de 0,25. Los objetos del disco difuso, por el contrario, presentan excentricidades generalmente comprendidas entre 0,25 y 0,55 e inclinaciones de 15-20°, o también excentricidades comprendidas entre 0,50 y 0,55 e inclinaciones inferiores a 10°, sin embargo muchos de éstos no pertenecen a estas dos agrupaciones convencionales. Aparte de 2004 XR190, no se ha descubierto todavía ningún objeto del disco difuso que presente excentricidades inferiores a 0,3.

Generalmente, se considera objetos dispersos aquellos cuerpos celestes con semiejes mayores de más de 50 UA, ya que ésta es la distancia aproximada del límite exterior del cinturón de Kuiper y da una imagen simplificada del disco disperso como una región en forma de rosquilla que “envuelve” los KBO. No obstante, el Minor Planet Center clasifica también como objetos dispersos aquellos cuerpos con semiejes mayores entre las 30 y las 50 UA y perihelios de menos de 25 UA. Estos cuerpos, que por su semieje mayor parecerían objetos del cinturón de Kuiper, poseen excentricidades altas, cosa que los diferencia de la mayoría de KBO. El resto de SDO, los de semieje mayor de más de 50 UA, también suelen tener excentricidades altas, de manera que sus afelios se extienden hasta centenares de UA del Sol. Además, muchos SDO tienen también inclinaciones altas, llegando hasta los 78º respecto a la eclíptica, y dando al disco disperso una forma que no se parece en nada a la de un disco.

El gráfico de la derecha reproduce una vista polar y una vista ecuatorial de las órbitas de los objetos del disco difuso (en negro), confrontadas con aquellas de los cubewanos (en azul) y de los objetos en resonancia 1:5 (en verde); los objetos todavía sin clasificar situados a distancias comprendidas entre 50 y 100 UA del Sol están indicados en gris.

EL anillo azul se debe a la superposición de centenares de órbitas de objetos de tipo clásico. La circunferencia roja constituye el mínimo perihelio anteriormente mencionado, válido sólo para los objetos del disco difuso; la circunferencia amarilla constituye la órbita de Neptuno.

El primer objeto del disco disperso que fue descubierto fue (48639) 1995 TL8, el año 1995, entonces todavía no se clasificó como tal. Un año después, (15984) 1996 TL66 fue el primer objeto transneptuniano clasificado como un SDO.

Actualmente se han descubierto cerca de 90 objetos del disco disperso y la lista continúa creciendo. De éstos, el más grande es Eris que, con un diámetro de 2.400 km, es el planeta enano más grande, siendo incluso mayor que Plutón. Otro SDO notable es 2004 XR190 que destaca por su órbita extremadamente circular (de baja excentricidad).

Disco difuso extendido

Objetos del disco difuso y del disco difuso extendido.

El descubrimiento del planetoide 2000 CR105, caracterizado por un perihelio demasiado lejano de la órbita de Neptuno para sufrir su influencia gravitacional de manera significativa, ha dado origen a una discusión en la comunidad científica relativa a la oportunidad de introducir el concepto de disco difuso extendido, o destacado (detached), para usar el término elegido por David Jewitt, que recientemente ha incluido también a Sedna en esta categoría.

El diagrama de la derecha representa numerosos objetos del disco difuso y del disco extendido, así como algunos de los cuerpos más representativos del cinturón de Kuiper. Las elevadas excentricidades orbitales de Sedna y de (87269) 2000 OO67 son mostradas a través de líneas rojas que terminan casi en el límite derecho del diagrama (cerca de 900 UA y 1020 UA respectivamente).

File:TheKuiperBelt 550AU ESDO.svg

Y Más Alla……

La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort) es una nube esférica de cometas y asteroides hipotética (es decir, no observada directamente) que se encuentra en los límites del Sistema Solar, casi a un año luz del Sol, y aproximadamente a un cuarto de la distancia a Próxima Centauri, la estrella más cercana a nuestro sistema solar. Las otras dos acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el cinturón de Kuiper y el disco disperso, están situadas unas cien veces más cerca del Sol que la nube de Oort. Según algunas estimaciones estadísticas, la nube podría albergar entre uno y cien billones (1012 – 1014) de cometas, siendo su masa unas cinco veces la de la Tierra.

La nube de Oort, que recibe su nombre gracias al astrónomo holandés Jan Oort, presenta dos regiones diferenciadas: la nube de Oort exterior, de forma esférica, y la nube de Oort interior, también llamada “nube de Hills“, en forma de disco. Los objetos de la nube están formados por compuestos como hielo, metano y amoníaco, entre otros, y se formaron muy cerca del Sol cuando el Sistema Solar todavía estaba en sus primeras etapas de formación. Una vez formados, llegaron a su posición actual en la nube de Oort a causa de los efectos gravitatorios de los planetas gigantes.

A pesar de que la Nube de Oort, como se ha dicho, no se ha observado directamente (un cometa en esas distancias es imposible de detectar hasta en rayos X), los astrónomos creen que es la fuente de todos los cometas de período largo y de tipo Halley, y de algunos Centauros y cometas de Júpiter. Los cometas de la nube de Oort exterior se encuentran muy poco ligados gravitacionalmente al Sol, y esto hace que otras estrellas, e incluso la propia Vía Láctea, puedan afectar a los cometas y provocar que salgan despedidos hacia el Sistema Solar interior.1 La mayoría de los cometas de período corto se originaron en el disco disperso, pero se cree que, aún así, existe un gran número de ellos que tienen su origen en la nube de Oort.1 2 A pesar de que tanto el cinturón de Kuiper como el disco disperso se han observado, estudiado, y también clasificado muchos de sus componentes, sólo tenemos evidencia en la nube de Oort de cuatro posibles miembros: (90377) Sedna, 2000 CR105, 2006 SQ372, y 2008 KV42, todos ellos en la nube de Oort interior

Se cree Que Tyche, una más que probable Enana Marron, compañera del Sol, se halla en la nube de Oort, internandose en su perihelio, hasta el Acantilado de Kuiper.

Tyche es el apodo dado a un hipotético planeta gaseoso situado en la nube de Oort en los límites exteriores del Sistema Solar, fue propuesto por primera vez en 1999 por el astrónomo John Matese de la Universidad de Luisiana en Lafayette. Matese y su compañero Daniel Whitmire sostienen que las pruebas de la existencia de Tyche se pueden ver en el supuesto de origen de los cometas de largo período. Señalaron que Tyche, de existir, debe ser detectable en el archivo de datos que se recogió por el telescopio Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA. Sin embargo, varios astrónomos han expresado su escepticismo sobre la existencia de este objeto.El análisis durante los próximos años serán necesarios para determinar si WISE realmente ha detectado o no un mundo.

Matese propuso por primera vez la existencia de este planeta en 1999, basado en sus observaciones de las órbitas de los cometas de período largo. La mayoría de los astrónomos coinciden en que cometas de período largo (aquellos con órbitas de miles de años) tienen una distribución isotrópica, es decir, que llegan al azar de cada punto en el cielo. Debido a que los cometas son volátil y se disipan con el tiempo, los astrónomos sospechan que se deben estar almacenados en una nube esférica de decenas de miles de UA (conocida como nube de Oort) para la mayor parte de su existencia. Sin embargo, Matese afirmó que en lugar de llegar a puntos al azar en el cielo como se piensa comúnmente, las órbitas de los cometas estaban, de hecho, agrupadas en una banda inclinada con respecto al plano de la órbita de los planetas. Esa agrupación podría explicarse si se vieran afectados por un objeto no visible, por lo menos tan grande como Júpiter, o posiblemente una enana marrón, situada en la parte exterior de la nube de Oort. También sugirió que tal objeto podría explicar también la peculiar órbita del objeto transneptuniano Sedna. Sin embargo, el tamaño de la muestra fue pequeño y los resultados no fueron concluyentes.

Whitmire y Matese especulan que la órbita de Tyche encuentra a aproximadamente 500 veces la distancia de Neptuno al Sol (15.000 UA), un poco menos de un cuarto de año luz. Esto sigue siendo así en la nube de Oort, cuya frontera se estima en más de 50.000 UA. Tendría un período orbital de aproximadamente 1.800.000 años. Los datos sugieren que un objeto de 5 masas de Júpiter tendría que tener que estar a una distancia superior a 10.000 UA. Este planeta podría orbitar en un plano diferente en la orientación de nuestras órbitas de los planetas actuales, y probablemente se formó en una órbita de objeto binario. Binarios de ancho se pueden formar a través de la captura durante la disolución de una estrella de cúmulo abierto.

Whitmire y Matese especulan con la hipótesis de que el planeta podría ser hasta cuatro veces más masivo que Júpiter y con una temperatura relativamente alta de aproximadamente 200 K (-73 °C), debido al calor residual de su formación y la calefacción de Kelvin-Helmholtz. sería lo suficientemente masiva para someterse a reacciones de fusión nuclear en su interior, un proceso que se produce en los objetos por encima de aproximadamente 13 masas de Júpiter. Aunque más masivo que Júpiter, Tyche rondaría el tamaño de Júpiter, lapresión hace que los gigantes masivos de gas aumentan sólo de densidad, no de tamaño, en relación a su masa.

Tyche (Τύχη, que significa “fortuna” o “suerte” en griego) fue el ls diosa griega de la fortuna y la prosperidad. El nombre fue elegido para evitar la confusión con una hipótesis similar anterior que el Sol tiene una compañera muerta llamada Nemesis, cuya gravedad provoca la afluencia de los cometas en el Sistema Solar interior, dando lugar a extinciones en masa de la Tierra. Tyche era el nombre de la “hermana buena” de Némesis. Este nombre fue utilizado por primera vez para un objeto nube de Oort exterior por Davy en Kirpatrick el Centro de Procesamiento y Análisis infrarrojo del Instituto de Tecnología de California.

El telescopio Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) de la NASA ha completado un estudio infrarrojo de todo el cielo, que incluye áreas en las que Whitmire y Matese anticipan que Tyche se pudiera encontrar.

A fecha de hace 9 meses las ultimas noticias eran estas, actualmente esperamos confirmacion…

El telescopio Wise de la NASA muestra un planeta gigante próximo al Sistema Solar. 13 de febrero 2011. La NASA confirma que rastreaban Hercolubus, de momento los científicos lo llaman Tyche. El telescopio de la NASA el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) está mostrando un planeta gigante próximo al Sistema Solar. Tyche (Hercolubus) es 4 veces más grande que Júpiter y orbita en el borde exterior del sistema solar. Los científicos están analizando los datos recogidos por el telescopio espacial de la NASA de WISE, muestra un planeta gigante hasta cuatro veces la masa de Júpiter que acecha en el exterior de la Nube de Oort, la región más remota del sistema solar. La órbita de Tyche (Hercolubus) sería 15.000 veces más lejana del Sol que la Tierra, y 375 veces más lejana que Plutón.

El primer paquete de datos se publicará en abril, y los astrofísicos John Whitmire y Matese Daniel de la Universidad de Luisiana en Lafayette creo que van a revelar Tyche (Hercolubus) el plazo de dos años.

Seguimos con La Nube De Oort….

En 1932, el astrónomo estoniano Ernst Öpik postuló que los cometas de período largo se originaron en una nube que orbitaba en los confines del Sistema Solar. En 1950, el astrónomo holandés Jan Oort postuló la teoría de manera independiente para resolver una paradoja. Las órbitas de los cometas son muy inestables, siendo la dinámica la que dictamina si colisionarán con el Sol o con cualquier otro planeta, o si saldrán despedidos del Sistema Solar debido a las perturbaciones de los planetas. Además, al estar formados en su mayor parte por hielo y otros elementos volátiles, éstos se van desprendiendo gradualmente debido a la radiación electromagnética hasta que el cometa se divide o adquiere una corteza aislante que frena la desgasificación. De este modo, Oort razonó que los cometas no pudieron haberse formado en su órbita actual, y que debían de haber permanecido durante toda su existencia en un lejano depósito repleto de estos cuerpos celestes, cayendo con el tiempo hacia el Sistema Solar y convirtiéndose en cometas de período largo.

Existen dos tipos de cometas: los de período corto (también llamados cometas eclípticos), que presentan órbitas por debajo de las 10 UA, y los de período largo (cometas casi isótropos), que poseen órbitas de más de 1.000 UA. Oort investigó los cometas casi isótropos, y encontró que la mayoría de ellos poseían un afelio (su distancia más lejana al Sol) de aproximadamente 20.000 UA y parecían provenir de todas direcciones, lo cual fortalecía su hipótesis y sugería un depósito de forma esférica. Los escasos cometas que poseían afelios de 10.000 UA debieron haber pasado en algún momento muy cerca del Sistema Solar, siendo influidos por la gravedad de los planetas y por lo tanto haciendo más pequeña su órbita.

Se cree que la nube de Oort se extiende desde 2.000 o 5.000 UA hasta 50.000 UA1 del Sol, aunque algunas fuentes sitúan su límite entre 100.000 UA y 200.000 UA. La nube de Oort se puede dividir en dos regiones: la nube de Oort exterior (20.000-50.000 UA), de forma esférica, y la nube de Oort interior (2.000-20.000 UA), que tiene forma toroidal.

La nube exterior se encuentra muy poco ligada al Sol, y es la fuente de la mayor parte de los cometas de período largo. La nube interior también se conoce como nube de Hills, en honor a J. G. Hills, el astrónomo que propuso su existencia en 1981. Los modelos predicen que la nube interior debería poseer decenas o cientos de veces más cometas que la nube exterior; parece ser que la nube de Hills reabastece de cometas a la nube exterior a medida que se van agotando, y explica la existencia de la nube de Oort tras miles de millones de años.1

Se cree que la nube de Oort puede albergar varios billones de cometas de más de 1,3 kilómetros de diámetro y quinientos mil millones con una magnitud absoluta menor a +10,9 (cuanto menor es el valor, mayor es el brillo). A pesar del número tan elevado de cometas, cada uno de ellos estaría separado en promedio varias decenas de millones de kilómetros con respecto al cometa más cercano. La masa de la nube de Oort no se sabe con certeza, pero si se toma el cometa Halley como prototipo de cometa de la nube exterior, se estima que la masa sería de 3×1025 kilogramos, unas cinco veces la de la Tierra. Anteriormente se pensaba que su masa podría llegar a ser hasta 380 veces la masa terrestre, pero nuestra comprensión de la distribución de tamaños de los cometas de período largo ha reducido las estimaciones. Actualmente la masa de la nube de Oort interior continúa siendo desconocida.

Si los cometas que se han analizado conforman una estimación de los que se encuentran en la nube de Oort, la gran mayoría estarían formados por hielo, metano, etano, monóxido de carbono y ácido cianhídrico. Sin embargo, el descubrimiento del asteroide “1996 PW”, que posee una órbita más característica de un cometa de período largo, sugiere que la nube también alberga objetos rocosos. Los análisis de los isótopos de carbono y nitrógeno revelan que apenas existen diferencias entre los cometas de la nube de Oort y los cometas de Júpiter, a pesar de las enormes distancias que los separan. Este hecho sugiere que todos ellos se formaron en la nube protosolar, durante la formación del Sistema Solar. Estas conclusiones son también aceptadas por los estudios del tamaño granular en los cometas de la nube de Oort, así como también por el estudio de los impactos del cometa 9P/Tempel 1.20

File:Oort cloud Sedna orbit-es.svg

Todo indica que la nube de Oort se formó como remanente del disco protoplanetario que se formó alrededor del Sol hace 4,6 miles de millones de años. La hipótesis más aceptada es que los objetos de la nube de Oort se formaron muy cerca del Sol, en el mismo proceso en el que se crearon los planetas y los asteroides, pero las interacciones gravitatorias con los jóvenes planetas gaseosos como Júpiter y Saturno expulsaron estos objetos hacia largas órbitas elípticas o parabólicas. Se han realizado simulaciones de la evolución de la nube de Oort desde su formación hasta nuestros días, y éstas muestran que su máxima masa la adquirió 800 millones de años tras su formación.

Los modelos realizados por el astrónomo uruguayo Julio Ángel Fernández sugieren que el disco disperso, que es la principal fuente de cometas periódicos del Sistema Solar, podría ser también la principal fuente de los objetos de la nube de Oort. De acuerdo con sus modelos, la mitad de los objetos dispersados viaja hacia la nube de Oort, un cuarto queda atrapado orbitando a Júpiter, y otro cuarto sale expulsado en órbitas parabólicas. El disco disperso todavía podría seguir alimentando a la nube de Oort, proporcionándole nuevo material. Se ha calculado que, al cabo de 2,5 miles de millones de años, un tercio de los objetos del disco disperso acabarán en la nube de Oort.

Los modelos computacionales sugieren que las colisiones de los escombros de los cometas ocurridos durante el período de formación desempeñan un rol mucho más importante de lo que anteriormente se creía. De acuerdo con estos modelos, durante las fases más tempranas del Sistema Solar sucedieron tal cantidad de colisiones, que muchos cometas fueron destruidos antes de alcanzar la nube de Oort. Así pues, la masa acumulada en la actualidad en la nube de Oort es mucho menor de lo que se pensaba. Se calcula que la masa de la nube de Oort es sólo una pequeña parte de las 50-100 masas terrestres de material expulsado.

La interacción gravitatoria de otras estrellas y la marea galáctica modifica las órbitas de los cometas, haciéndolas más circulares. Esto podría explicar la forma esférica de la nube de Oort exterior.1 Por otro lado, la nube interior, que se encuentra más ligada gravitacionalmente al Sol, todavía no ha adquirido dicha forma. Estudios recientes muestran que la formación de la nube de Oort es compatible con la hipótesis de que el Sistema Solar se formó como parte de un cúmulo de entre 200 y 400 estrellas. Si la hipótesis es correcta, las primeras estrellas del cúmulo que se formaron podrían haber afectado en gran medida a la formación de la nube de Oort, dando lugar a frecuentes perturbaciones.

Se cree que los cometas se han originado en dos puntos bien diferenciados del Sistema Solar. Los cometas de período corto se generaron en su mayor parte en el cinturón de Kuiper o en el disco disperso, que comienzan a partir de la órbita de Plutón (38 UA del Sol) y se extienden hasta las 100 UA. Los de período largo, como el cometa Hale-Bopp, que tardan miles de años en completar una órbita, se originaron todos en la nube de Oort. El cinturón de Kuiper genera pocos cometas debido a su órbita estable, al contrario que el disco disperso, que es dinámicamente muy activo.7 Los cometas escapan del disco disperso y caen bajo los dominios gravitatorios de los planetas exteriores, convirtiéndose en lo que se conoce como centauros. Estos centauros, con el tiempo, son enviados más adentro del Sistema Solar y se convierten en cometas de período corto.

El Hale Boop….Que me acuerdo que se veia así al atardecer…una pasada…

File:Comet-Hale-Bopp-29-03-1997 hires adj.jpg

Impresionante con sus dos colas…..

El Halley……

File:Lspn comet halley.jpg

Según el tamaño en (km), los cometas se clasifican en:

  • Cometa Aquino: 0 – 1,5 km.
  • Cometa Pequeño: 1,5 – 3 km.
  • Cometa Mediano: 3-6 km.
  • Cometa Grande: 6-10 km.
  • Cometa Gigante: 10-50 km.
  • Cometa “Goliat”: >50 km.

Podríamos clasificar a cometas como Hartley como enanos, a 17P Holmes como mediano, a Hale-Bopp como gigante y a Encke como mediano.

Algunos de los cometas más famosos:

File:Comet animation.gif

Cometa Halley, es el prototipo de los cometas tipo Halley (período corto), que se cree que se originaron en la nube de Oort.

File:495296main epoxi-1-full full.jpg

Los cometas de período corto pueden dividirse en dos tipos: los de la familia Júpiter y los de la familia Halley (también llamados cometas tipo Halley). Su principal diferencia radica en el período; los primeros tardan menos de veinte años en completarlo y tienen semiejes mayores en torno a 5 UA, y los segundos tardan más de veinte años y su semieje mayor suele ser de más de 10 UA. También se puede utilizar el parámetro de Tisserand para diferenciarlos, siendo “{T_p} = 2” la frontera de separación entre ambos, aunque su efectividad está disputada. Además, los cometas de la familia Júpiter tienen inclinaciones orbitales bajas, unos 10º de media, mientras que los de tipo Halley tienen inclinaciones orbitales muy desiguales, aunque generalmente muy pronunciadas, de unos 41º de media. Todas estas diferencias tienen lugar debido a su origen: los cometas de la familia Júpiter se formaron en su mayor parte en el disco disperso, mientras que los de la familia Halley se originaron en la nube de Oort. Se cree que estos últimos fueron cometas de período largo que fueron capturados por la gravedad de los planetas gigantes y enviados al Sistema Solar interior.

Jan Oort se percató de que el número de cometas era menor que el predicho por su modelo, y todavía en la actualidad el problema está sin resolver. Las hipótesis apuntan a la destrucción de los cometas por impacto o a su disgregación por fuerzas de marea; también se sugiere la pérdida de todos los compuestos volátiles o la formación de una capa no volátil en su superficie, lo cual haría invisible al cometa. Se ha observado también que la incidencia de los cometas en los planetas exteriores es mucho mayor que en los interiores. Lo más probable es que se deba a la atracción gravitatoria de Júpiter, que actuaría a modo de barrera, atrapando los cometas y haciendo que colisionaran con él, del mismo modo que sucedió con el cometa Shoemaker-Levy 9 en 1994

Las fuerzas de marea se producen debido a que la gravedad que ejerce un cuerpo decrece con la distancia. El efecto más cotidiano son las mareas que la Luna provoca sobre los océanos terrestres, causando que éstos suban o bajen según su cercanía al satélite. Del mismo modo, la Vía Láctea ejerce estas fuerzas de marea sobre la nube de Oort, deformándola ligeramente hacia el centro de la galaxia (por lo que la nube de Oort no es una esfera perfecta). En el Sistema Solar interior esta marea galáctica es ínfima, ya que la gravedad solar predomina, pero cuanto mayor es la lejanía al Sol aquélla se vuelve cada vez más perceptible. Esta pequeña fuerza es suficiente para perturbar el movimiento de algunos miembros de la nube, y una parte de ellos son enviados hacia el Sol.

Algunos expertos creen que la marea galáctica pudo haber aumentado los perihelios (distancia más cercana al Sol) de algunos planetesimales con grandes afelios, contribuyendo así a la formación de la nube de Oort. Los efectos de la marea galáctica son muy complejos, y dependen en gran medida del comportamiento de cada uno de los objetos del sistema planetario. Por el contrario, a nivel global los efectos son más que evidentes: se cree que cerca de un 90% de los cometas que expulsa la nube de Oort se deben a ella. Los modelos estadísticos basados en las órbitas de los cometas de período largo apoyan esta idea.

Ciclos de extinción

Al estudiar las extinciones en la Tierra los científicos advirtieron un patrón que se repite cada cierto tiempo. Observaron que aproximadamente cada 26 millones de años en nuestro planeta desaparece un porcentaje de especies considerable, aunque todavía no se sabe con certeza qué lo causa.

La marea galáctica podría explicar estos ciclos de extinciones. El Sol gira alrededor del centro de la Vía Láctea, y en su órbita en torno a él pasa por el plano galáctico con cierta regularidad. Cuando nuestro astro está situado fuera del plano galáctico la fuerza de marea provocada por la galaxia es más débil; del mismo modo, cuando cruza el plano galáctico la intensidad de esta fuerza llega a su máximo, resultando en un incremento de la perturbación de la nube de Oort, y por tanto del envío de cometas hacia el Sistema Solar interior hasta un factor de cuatro. Se calcula que el Sol pasa a través del plano galáctico cada 20-25 millones de años. Sin embargo, algunos astrónomos creen que el paso del Sol por el plano galáctico no puede explicar por sí solo el aumento del envío de cometas, argumentando que actualmente el Sol está situado muy cerca del plano galáctico y sin embargo el último evento de extinción sucedió hace apenas 15 millones de años. En lugar de ello proponen como causa el paso del Sol por los brazos espirales de la galaxia, los cuales, aparte de albergar a multitud de nubes moleculares que perturban la nube de Oort, también acogen a numerosas gigantes azules, cuyo tiempo de vida es muy corto al consumir más rápidamente su combustible nuclear y en cuestión de unos pocos millones de años explosionan violentamente originando supernovas.

Aparte de la marea galáctica, existen otros mecanismos capaces de enviar cometas hacia el Sistema Solar interior, como los campos gravitatorios de las estrellas cercanas o de las grandes nubes moleculares. En ocasiones, durante la órbita que sigue el Sol a través de la galaxia se aproxima a otros sistemas estelares. Por ejemplo, se ha calculado que durante los próximos 10 millones de años la estrella conocida con mayores posibilidades de afectar a la nube de Oort es Gliese 710 (de hecho, se calcula que dentro de unos 1,4 millones de años transitará por la nube de Oort, aumentando hasta en un 50% la tasa de expulsión de cometas). Este proceso también dispersa los objetos fuera del plano eclíptico, explicando la distribución esférica de la nube

Dejando a un lado los cometas de período largo, sólo se conocen cuatro objetos que se cree que pertenecen a la nube de Oort; se trata de 90377 Sedna, (148209) 2000 CR15, 2006 SQ372 y 2008 KV. A causa de su lejanía, el perihelio de los dos primeros, a diferencia de los objetos del disco disperso, no llega a verse afectado por la gravedad de Neptuno, por lo que sus órbitas no pueden explicarse desde las perturbaciones de los planetas gigantes. Si se hubieran formado en sus actuales posiciones, sus órbitas deberían ser circulares; además, la acreción queda descartada, pues la enorme velocidad con la que se movían los planetesimales habría resultado demasiado perjudicial.

Hay varias hipótesis que podrían explicar sus excéntricas órbitas: podrían haber sido afectados por la gravedad de una estrella cercana cuando el Sol todavía se encontraba dentro del cúmulo estelar que dio lugar a su formación. En caso de que así fuera, podrían también haber sido perturbados por la mencionada Enana Marron Tyche que se encontrara dentro de la nube de Oort, podría deberse también a una dispersión ejercida por Neptuno durante un período de gran excentricidad o por la gravedad de un lejano disco transneptuniano primitivo, o incluso haber sido capturadas por pequeñas estrellas que pasaban esporádicamente cerca del Sol. De todas ellas, la perturbación de otras estrellas parece ser hasta ahora lo más plausible. Algunos astrónomos prefieren incluir tanto a Sedna como a 2000 CR105 en lo que denominan “disco disperso extendido”, en lugar de en la nube de Oort interna

File:Planetoid 90377 sedna animation location.gif

Orbita de Sedna.

Una enana marrón es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad, ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido, estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (M_J), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos, éste sería el de unas 13 M_J, momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 M_J, además de deuterio también queman el litio

La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.00000 K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente, dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas «fallidas», ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar. Son muy parecidas a los planetas gaseosos; no son del todo planetas pero no son del todo estrellas. Tyche puede ser una de estas Estrellas.

El litio es un elemento especialmente interesante para diferenciar estos objetos de las estrellas de baja masa, ya que es destruido rápidamente en las reacciones de fusión del hidrógeno (en concreto en las cadenas PPII) debido a que reacciona con el hidrógeno a tan solo 1.000.000 K. Las estrellas poco masivas (< 0,1MS) son enteramente convectivas, por lo que sus interiores están bien mezclados y el litio se quema junto con el hidrógeno en pocos millones de años. En cambio, las estrellas de masas similares o mayores que la del Sol sí que mantienen litio en sus atmósferas, ya que la convección no logra penetrar hasta el núcleo. En una enana marrón, debido a su baja masa, el hidrógeno no llega a alcanzar las temperaturas y presiones necesarias para desencadenar su fusión y el litio no es destruido, permaneciendo en la enana marrón durante toda su existencia. Este litio puede ser detectado a través de sus espectros de emisión característicos, constituyendo esta prueba el modo clásico de identificación de enanas marrones. La prueba fue usada por primera vez por el grupo del IAC capitaneado por Rafael Rebolo. La prueba no es perfecta, ya que puede haber estrellas muy poco masivas en las que la quema del litio aún no haya concluido debido a su lentitud en las reacciones. También se barajó la posibilidad de medir la ausencia de deuterio para comprobar si se trata de una enana marrón o no, pero este dato se reveló más difícil de medir, ya que las líneas espectrales del hidrógeno y el deuterio son muy parecidas.

La emisión de poca energía por parte de estos astros lleva a que sea muy difícil observarlos de una manera directa desde grandes distancias. A pesar de esto, varios centenares de enanas marrones han sido identificadas, con temperaturas superficiales que varían entre 800 y 2000 grados Celsius. La temperatura superficial es una función creciente con la masa y decreciente con la edad del objeto.

Debido a su baja masa, intermedia entre los planetas gigantes y las estrellas de poca masa, las enanas marrones constituyen un vínculo único entre ambos tipos de cuerpos. En particular, se desconoce la formación de las enanas marrones, no pudiéndose saber por el momento si se forman como planetas en el interior de un disco circunestelar a partir de un núcleo de material sólido, o como estrellas a partir de la fragmentación y colapso gravitacional de una nube molecular. En 2003 se detectó en la constelación de Orión un grupo de objetos de tipo enana marrón con masas tan pequeñas como 5 masas jovianas,  a la espera de saber el tipo que es Tyche.

Para ello La Nasa tiene una misión en curso….

La misión New Horizons (Nuevos Horizontes) es una misión espacial no tripulada de la agencia espacial estadounidense (NASA) destinada a explorar Plutón, sus satélites y probablemente el Cinturón de Kuiper. La sonda fue lanzada desde Cabo Cañaveral el 19 de enero de 2006 tras posponerse por mal tiempo la fecha original de lanzamiento. New Horizons viajó primero hacia Júpiter adonde llegó en febrero-marzo de 2007. A su paso por Júpiter aprovechó la asistencia gravitatoria del planeta para incrementar su velocidad relativa unos 4023,36 m/s (14 484 km/h). Llegará a Plutón en julio de 2015. Tras dejar atrás Plutón, la sonda probablemente sobrevuele uno o dos objetos del Cinturón de Kuiper.

Es la sonda con mayor velocidad de lanzamiento desde la Tierra hasta el momento, alcanzando respecto al Sol una velocidad máxima de 17 193 m/s.

nuevos horizontes, sonda espacial, nasa, investigación

Momento del despegue en 2006:

la New Horizons al ser lanzada al espacio a bordo de un potente cohete Atlas V

Esta sonda es la primera misión del proyecto de Nuevas Fronteras de la NASA; el costo total de la misión es del orden de 650 millones de dólares en un periodo de 15 años (2001 a 2016). La sonda que iba a realizar ese trabajo iba a ser la Pluto Express, pero fue cancelada en 2000 por problemas presupuestarios.

La sonda fue construida por el Instituto de Desarrollo Southwest (SwRI) y por el Laboratorio Johns Hopkins. Además de sus instrumentos científicos, la sonda lleva una colección de 434 738 nombres recopilados por el sitio web de la misión y guardados en un disco compacto, una pieza de la SpaceShipOne y una bandera de Estados Unidos, así como una moneda de 25 centavos de Florida y cenizas del descubridor de Plutón, el astrónomo Clyde Tombaugh

La nave fue construida de aluminio con forma de triángulo con 76 cm de ancho y 2,1 m de largo, y pesaba en el lanzamiento 478 kg, 77 kg de los cuales corresponden al combustible. Cuando llegue a Plutón pesará sólo 445 kg. Posee una antena parabólica de alta ganancia de 2,1 m de diámetro que fue montada en la parte superior del triángulo. El triángulo contiene los equipos electrónicos, cableado y los sistemas de propulsión. En el centro del triángulo está un adaptador de separación. En la punta del mismo, está montado el generador termoeléctrico de radioisótopos (RTG, por sus siglas en inglés) para reducir la interferencia con los equipos. No hay baterías a bordo, por lo que toda la electricidad es producida por el RTG con pastillas de plutonio-238, recubiertas con iridio y envueltas en grafito. Los RTG generan 240 W de 30 V en el lanzamiento, y se reducirá a 200 W a la llegada a Plutón. El control de temperatura se consigue con pintura negra térmica, mantas térmicas, el calor que produce la RTG, radiadores, persianas y calentadores eléctricos. Las comunicaciones son en banda X, a una velocidad de 1.000 bits/s en la órbita de Plutón (38 Kb/s en la de Júpiter). La nave usa 2 transmisores y 2 receptores, también se usan 2 amplificadores de 12 W. La nave usa la antena parabólica de 2,1 m de diámetro de 48 dB y una antena de baja ganancia para comunicaciones de emergencia. Actualmente la nave está en modo “hibernación” para el ahorro de los gastos de la misión y se activará cada 50 días para comprobar la nave y el trayecto.

La nave es de 3 ejes estabilizado, usando como propulsión un tanque de hidracina hecho de titanio con 77 kg de propelente montado en el centro del triángulo que la impulsa a una velocidad de 290 m/s (1044 km/h). El tanque impulsa 16 motores de hidracina: 4 de 4,4 N de empuje para correcciones de trayectoria y doce de 0,9 N, usados para correcciones de actitud y otras maniobras. En cuanto a la navegación y la orientación de la sonda, la actitud se determina usando 2 cámaras de seguimiento de estrellas (Star Trackers) con sensores CCD y un catálogo de estrellas. También se usa una doble unidad de medición inercial (MIMU) conteniendo cada una 3 giroscopios y 3 acelerómetros que mantienen estable el vehículo espacial. La nave es controlada mediante 4 ordenadores: un sistema de comandos, gestión de datos, orientación, y el procesador. El procesador es un Mongoose-V de 12 MHz (un versión mejorada y preparada para soportar la radiación del MIPS R3000). También se usan relojes de tiempo, además de un software. Estos equipos se mantienen puestos en un IEM (Integrated Electronics Module), hay dos de ellos. Los datos se registran en 2 grabadoras de estado sólido de baja potencia con capacidad de 8 Gb cada uno.

Los objetivos principales de la misión son la caracterización de la geología global y morfología del planeta enano Plutón y sus satélites, el estudio de la composición superficial de dichos cuerpos y la caracterización de la atmósfera de Plutón. Otros objetivos incluyen el estudio de la variabilidad en el tiempo de la superficie y atmósfera de Plutón, obtener imágenes de Plutón y Caronte en alta resolución, buscar satélites y anillos adicionales alrededor de Plutón, y posiblemente caracterizar uno o dos objetos del Cinturón de Kuiper, Asi como probar la existencia de tyche, y otros objetos .

Hace un par de meses, estaba aqui:

File:New Horizons Position 2012-09-01-00-00-00.jpg

Las primeras imágenes de Plutón hechas por la sonda fueron tomadas entre el 21 al 24 de septiembre de 2006, para probar el instrumento de Reconocimiento de Imágenes de Largo Alcance (LORRI) y fueron dadas a conocer por la NASA en noviembre de 2006. fueron tomadas a una distancia de 4200 millones de kilómetros de distancia; con esto quedó probado con éxito la habilidad de la sonda para rastrear objetos a una gran distancia.

New Horizons deberá pasar a menos de 10 000 km cuando llegue a Plutón; actualmente tiene una velocidad relativa de 13,78 km/s y deberá acercarse a 27 000 km al encontrarse a Caronte.

Fechas clave

  • 11 de enero de 2006: comienzan las labores de prelanzamiento en Cabo Cañaveral. Lanzamiento retrasado para realizar más pruebas.
  • 16 de enero de 2006: montaje del cohete Atlas V en la torre de lanzamiento.
  • 17 de enero de 2006: retrasado el primer lanzamiento debido a las malas condiciones atmosféricas.
  • 18 de enero de 2006: retrasado el segundo intento de lanzamiento por una pérdida de electricidad en los laboratorios de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins.
  • 19 de enero de 2006: lanzamiento exitoso a las 14:00 (hora local, 19:00 UTC) tras un breve retraso debido a la nubosidad presente.
  • 19 de enero de 2006: tras solo nueve horas de viaje, la nave traspasa la órbita de la Luna y adquiere su primer impulso orbital que lo encamina hacia Júpiter al cual debe llegar un año después.
  • 7 de abril de 2006: La sonda atraviesa la órbita de Marte.

Secuencia de imágenes tomadas por la sonda New Horizons donde se observa la nube de dióxido de azufre volcánica producida por el volcán Tvashtar en la luna Ío de Júpiter, alcanzando los 330 km de altura.

  • 8 de enero de 2007: inicio del acercamiento a Júpiter.
  • 10 de enero de 2007: observaciones de la luna joviana Calírroe.
  • 28 de febrero de 2007: sobrevuelo de Júpiter, ocurrido hacia las 05:43:40 UTC a 2 305 000 km de distancia, con el objeto de alcanzar la velocidad de 21,219 km/s (76 388 km/h).
  • 5 de marzo de 2007: finaliza la fase de encuentro con Júpiter.
  • 8 de junio de 2008: en estado de hibernación electrónica, la nave llegó a una distancia de 10,06 unidades astronómicas (aproximadamente 1500 millones de kilómetros) del Sol, cruzando la órbita de Saturno, después del último paso, hace casi 27 años, realizado por la Voyager 2.
  • 25 de febrero de 2010: New Horizons atravesó el punto medio de distancia en su camino entre la Tierra y Plutón.
  • 17 de octubre de 2010: la nave llega a la mitad de su tiempo de vuelo a Plutón.
  • 18 de marzo de 2011: New Horizons cruzó la órbita de Urano.
  • 24 de agosto de 2014: New Horizons cruzará la órbita de Neptuno; exactamente 25 años después de que la Voyager 2 sobrevolara a este gigante gaseoso.
  • 15 de julio de 2015, miércoles, a las 7:49 am hora del este de los Estados Unidos: Máxima aproximación a 12 450 kilómetros de Plutón y posterior sobrevuelo de Caronte.
  • 2015-2020: Posibles sobrevuelos de uno o más objetos del cinturón de Kuiper.

Para el sobrevuelo de Plutón, las observaciones iniciales comenzarán unos 4 meses antes de la fecha de máxima aproximación.

Ultimas noticias:

Grave amenaza le espera a la sonda New Horizons en Plutón

Martes, 20 de Noviembre de 2012 17:02

La New Horizons lleva volando casi 7 años atravesando el sistema solar para explorar Plutón y sus  satélites al que llegará en enero de 2015. El encuentro con Plutón culminará con su sobrevuelo el 14 de julio de ese año y con la primera exploración de un miniplaneta en el cinturón de Kuiper.

Lo preocupante del periplo de la sonda, es que los científicos de la NASA se han dado cuenta –quizá demasiado tarde- de la posibilidad de que haya “escombros rocosos” orbitando al sistema de Plutón, lo que pondría en peligro a la nave y a la costosa misión.

Son ya cinco los satélites de Plutón: Caronte, Nix, Hidra, P4 y el recientemente descubierto S/2012 o P5 y, tal como se han percatado Alan Stern, del Instituto de Investigación del Sudoeste en San Antonio de Texas y otros científicos, esas “lunas”, actúan como generadores de escombros, llenando el sistema de Plutón con fragmentos liberados en colisiones entre esas lunas y pequeños objetos del cinturón de Kuiper.

Como la nave viaja a una velocidad de 50.000 kilómetros por hora, una sola colisión con una piedra, o incluso con un grano de tamaño milimétrico, podría causarle averías o incluso destruirla.

El equipo de científicos del Laboratorio de Física Aplicada de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland, ya está utilizando sofisticadas simulaciones informáticas de la estabilidad de los residuos que orbitan a Plutón.

El equipo también está considerando desviar la nave hacia trayectorias más alejadas del sistema plutoniano para proteger gran parte de la misión y evitar las colisiones si el actual plan de vuelo se vuelve demasiado peligroso.

Esperaremos acontecimientos….

Publicado noviembre 29, 2012 por astroblogspain en Uncategorized

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