Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA
Debemos esta excelente reseña de lo que sabemos del cometa de Rosetta gracias a:
https://rastreadoresdecometas.wordpress.com/2015/01/25/lo-nuevo-conocido-sobre-el-67pc-g/
Rosetta está revelando muchísima información sobre el cometa
67P/Churyumov-Gerasimenko. La enorme variedad de características encontradas en
su superficie, junto a los procesos que delatan la actividad del cometa, están
mostrando cómo la evolución de este cuerpo ha sido muy compleja.
Tras un larga espera, podemos ofrecer algunos de los descubrimientos que
los científicos han publicado como continuación de la publicación del primer
mapa de la superficie del 67P donde hemos conocido la rica variedad de diferentes
terrenos característicos del núcleo. En la imagen inferior podemos ver un nuevo
mapa mostrando las 19 regiones identificadas, separadas unas de las otras por
fronteras geomorfológicas bien diferentes. Para nombrarlas, los científicos han
utilizado nombres del antiguo Egipto, temática empleada para la misión Rosetta
de la ESA.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
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Se han detectado cinco categorías básicas de terrenos:
1.-Áreas cubiertas de polvo: Maat, Ash y Babi.
2.-Zona de materiales frágiles con fosas y estructuras circulares: Seth.
3.-Depresiones de gran escala: Hatmehit, Nut y Aten.
4.-Terrenos lisos: Hapi, Imhotep y Anubis.
5.-Superficies con materiales más consolidados: Maftet, Bastet, Serqet, Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum y Apis.
1.-Áreas cubiertas de polvo: Maat, Ash y Babi.
2.-Zona de materiales frágiles con fosas y estructuras circulares: Seth.
3.-Depresiones de gran escala: Hatmehit, Nut y Aten.
4.-Terrenos lisos: Hapi, Imhotep y Anubis.
5.-Superficies con materiales más consolidados: Maftet, Bastet, Serqet, Hathor, Anuket, Khepry, Aker, Atum y Apis.
El lóbulo pequeño tiene unas dimensiones de 2,6×2,3×1,8 kilómetros y el
gran lóbulo 4,1×3,3×1,8 kilómetros. El volumen total del cometa es de 21,4 km3
y su masa se ha calculado en unas 10 millones de toneladas, obteniéndose una
densidad de 470 kgs/m3.
Los científicos han evaluado que la porosidad del cometa es muy elevada:
entre un 70-80%. Es decir, en el interior domina el hielo unido débilmente a
cúmulos de polvo, con pequeños vacíos entre ellos. La composición global del
cuerpo está dominada por la presencia de hielo de agua y polvo con una densidad
de 1500-2000 kgs/m3.
La cámara científica OSIRIS, ha fotografiado cerca del 70% de la
superficie hasta la fecha. El 30% restante, que se encuentra en el hemisferio
sur, todavía no ha podido ser iluminado por el Sol. Gran parte del hemisferio
norte está cubierto de polvo. A medida que el cometa se calienta al aproximarse
al Sol, este hielo se convierte directamente en gas escapando del cuerpo
formando su característica atmósfera o coma. El polvo es arrastrado junto con
el gas a velocidades más lentas, por lo que muchas de ellas no pueden superar
la pequeña gravedad del cometa y vuelven a precipitarse sobre su superficie.
Por ejemplo, en la región Hapi (imagen inferior) se han encontrado evidencias
del transporte de polvo impulsado por el gas. En la imagen izquierda se pueden
apreciar las dunas generadas por el gas, mientras que en la derecha pueden
verse las “colas de viento” creadas cuando el gas se encuentra con un
obstáculo. Esta imagen fue tomada por OSIRIS el pasado 18 de septiembre.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
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Los gases no sólo se disparan hacia arriba, también pueden trabajar de
lado o de costado, creando así ondulaciones y otras características de efecto
viento, que parecen apriori como fuera de lugar en un cuerpo sin atmósfera.
También se han identificado de forma directa algunas de las fuentes de
jets con una actividad discreta. Mientras que una proporción significativa de
la actividad emana de la región del “cuello” que une ambos lóbulos, también se
ha encontrado este tipo de actividad en otros “pozos”.
En la imagen inferior podemos apreciar un pozo activo localizado en la región de Seth. Esta fotografía fue tomada por OSIRIS el pasado 28 de agosto a una distancia de 60 kilómetros del cometa. La resolución de la imagen es de 1 m/pixel. Variando el contraste de la imagen se aprecia mejor la emisión.
En la imagen inferior podemos apreciar un pozo activo localizado en la región de Seth. Esta fotografía fue tomada por OSIRIS el pasado 28 de agosto a una distancia de 60 kilómetros del cometa. La resolución de la imagen es de 1 m/pixel. Variando el contraste de la imagen se aprecia mejor la emisión.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
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La cubierta de polvo del cometa puede tener varios metros de espesor en
algunos lugares. Las medidas de temperatura en la superficie y el subsuelo
realizadas por el instrumento MIRO sugieren que el polvo juega un papel
importante en el aislamiento del interior del cometa, ayudando a proteger los
hielos que se cree que existen por debajo de la superficie.
Pequeños parches de hielo también pueden estar presentes en la
superficie. El instrumento VIRTIS de Rosetta encontró que gran parte de la
superficie del cometa está desprovista de hielo, estando dominada por la
presencia de polvo y moléculas ricas en carbono. Aún así, en determinadas
zonas, se cree que los materiales superficiales han colapsado, dejando a la luz
pequeñas áreas de hielo. En la imagen inferior, tomada por OSIRIS el pasado 7
de agosto, se ve un terreno de unos 10 metros de ancho en la región Hathor, con
una composición diferente a la del terreno circundante.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
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A escalas mayores, se pueden apreciar que muchas de las paredes de los
acantilados expuestos están cubiertas de fracturas orientadas al azar. Su
formación está ligada a los ciclos de calentamiento-enfriamiento rápido que
experimenta el cometa durante su ciclo diario (12,4 horas) y su ciclo anual
(6,5 años), en una órbita elíptica alrededor del Sol. Pero una característica
prominente e intrigante es una grieta de 500 metros de largo vista más o menos
paralela al cuello que une los dos lóbulos y que se muestra en la fotografía
inferior. Todavía se desconoce el origen de esta estructura, situada en la
región de Hapi.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
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Algunas de las regiones muy escarpadas de los acantilados expuestos
poseen una textura muy llamativa que ha sido apodada “piel de gallina”. Su
origen se desconoce, pero su tamaño característico, de aproximadamente 3
metros, puede dar pistas sobre los procesos que ocurrieron cuando el cometa se
formó. En la imagen inferior puede verse esta curiosa morfología que se
extiende sobre regiones de más de 100 metros. Se las ve en pendientes muy
pronunciadas y en las caras de los acantilados expuestos.
Crédito: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team
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La actividad gaseosa también erosiona los acantilados. Cuando el hielo
se subliman, trozos de materiales pesados caen sobre la superficie de 67P,
exponiendo la siguiente capa de la pared del acantilado a la erosión. En los
hoyos, el polvo puede volver hacia atrás y disminuyendo la actividad o flujo de
los jets, al bloquear esta nube de polvo en retorno la luz solar.
Y a escalas mucho mayores aún queda por resolver el misterio de los
lóbulos. Las dos partes del cometa parecen muy similares en composición, lo que
podría indicar la erosión de un único cuerpo más grande. Pero también podría
haber ocurrido que dos cuerpos formados en la misma región del Sistema Solar se
fusionaran posteriormente. Los científicos esperan obtener más datos para
aclarar esta duda en los próximos meses.
Cómo hacer crecer
una atmósfera.
El paso más cercano del cometa al Sol se producirá el próximo 13 de agosto a una distancia de 186 millones de kilómetros de la estrella, entre las órbitas de la Tierra y Marte. A medida que el cometa se acerce al Sol, Rosetta estudiará cómo se desarrolla la actividad del mismo, supervisando la cantidad y la composición del gas y el polvo emitidos por el núcleo para formar la coma
En los últimos seis meses, los científicos han percibido un aumento del polvo emitido por el cometa que fluye lejos. Y MIRO mostró un aumento general de la tasa de producción de vapor de agua: de 0,3 litros por segundo a principios de junio, a 1,2 litros por segundo a finales de agosto. MIRO también encontró que una proporción importante de este agua se originó en el cuello del cometa. El agua está acompañada de otras moléculas, como dióxido de carbono y monóxido de carbono. El instrumento ROSINA está encontrando grandes fluctuaciones en la composición de la coma. El agua es la molécula más dominante generalmente, pero no siempre.
El paso más cercano del cometa al Sol se producirá el próximo 13 de agosto a una distancia de 186 millones de kilómetros de la estrella, entre las órbitas de la Tierra y Marte. A medida que el cometa se acerce al Sol, Rosetta estudiará cómo se desarrolla la actividad del mismo, supervisando la cantidad y la composición del gas y el polvo emitidos por el núcleo para formar la coma
En los últimos seis meses, los científicos han percibido un aumento del polvo emitido por el cometa que fluye lejos. Y MIRO mostró un aumento general de la tasa de producción de vapor de agua: de 0,3 litros por segundo a principios de junio, a 1,2 litros por segundo a finales de agosto. MIRO también encontró que una proporción importante de este agua se originó en el cuello del cometa. El agua está acompañada de otras moléculas, como dióxido de carbono y monóxido de carbono. El instrumento ROSINA está encontrando grandes fluctuaciones en la composición de la coma. El agua es la molécula más dominante generalmente, pero no siempre.
¿Cómo crece una
magnetosfera en un cometa?
Mediante la combinación de mediciones de los instrumentos MIRO, ROSINA y GIADA tomadas entre julio y septiembre, los científicos de Rosetta han hecho una primera estimación de la proporción del polvo-gas del cometa, con alrededor de cuatro veces más masa en polvo emitida que de gas, como media, en la superficie del núcleo iluminada por el Sol.
Mediante la combinación de mediciones de los instrumentos MIRO, ROSINA y GIADA tomadas entre julio y septiembre, los científicos de Rosetta han hecho una primera estimación de la proporción del polvo-gas del cometa, con alrededor de cuatro veces más masa en polvo emitida que de gas, como media, en la superficie del núcleo iluminada por el Sol.
Sin embargo, se espera que este valor varíe una vez que el cometa se
caliente más y expulse más cantidad de gas.
GIADA también ha estado siguiendo el movimiento de los granos de polvo alrededor del cometa, y, junto con imágenes de OSIRIS, se han identificado dos poblaciones distintas de los granos de polvo. Una de las poblaciones se ha identificado cerca de Rosetta, mientras que la otra, está en órbita alrededor del cometa a no menos de 130 kilómetros de la nave espacial.
GIADA también ha estado siguiendo el movimiento de los granos de polvo alrededor del cometa, y, junto con imágenes de OSIRIS, se han identificado dos poblaciones distintas de los granos de polvo. Una de las poblaciones se ha identificado cerca de Rosetta, mientras que la otra, está en órbita alrededor del cometa a no menos de 130 kilómetros de la nave espacial.
Se cree que los granos más distantes son restos de la última máxima
aproximación del cometa al Sol. A medida que el cometa se aleja del Sol, el
flujo de gas disminuye y ya no es capaz de perturbar las órbitas consolidadas.
Pero a medida que la tasa de producción de gas aumente de nuevo en los próximos
meses, se espera que esta nube más lejana se disipe. Sin embargo, Rosetta sólo
será capaz de confirmarlo cuando se sitúe más lejos del cometa, ya que ahora se
encuentra en una órbita de 30 km.
A medida que la coma de gas y polvo siga creciendo, las interacciones
con las partículas cargadas del viento solar y la propia luz ultravioleta del
Sol, darán lugar al desarrollo de la ionosfera del cometa, y finalmente a su
magnetosfera. Rosetta ha estado estudiando la evolución gradual de estos
componentes cercanos al cometa.
En la imagen inferior se muestra cómo los instrumentos de Rosetta han
estado observando el desarrollo de la ionosfera y magnetosfera del cometa
67P/Churyumov-Gerasimenko y cómo se desarrolla su atmósfera y comienza a
interactuar con el viento solar.
Crédito: ESA/Rosetta/RPC-ICA
La clave de gráfico:
1. El cometa se aproxima al Sol.
2. Las moléculas de agua del cometa se subliman.
3. Las moléculas de agua son ionizados por la luz ultravioleta del Sol.
4. Los iones recién nacidos son acelerados por el campo eléctrico del viento solar y son detectados por el instrumento RPC-ICA.
5. El viento solar acelera los iones de agua en una dirección, y son desviados en la dirección opuesta.
6. Con el tiempo se formarán unos límites claros que protegerán la atmósfera del cometa de la interacción con el viento solar.
2. Las moléculas de agua del cometa se subliman.
3. Las moléculas de agua son ionizados por la luz ultravioleta del Sol.
4. Los iones recién nacidos son acelerados por el campo eléctrico del viento solar y son detectados por el instrumento RPC-ICA.
5. El viento solar acelera los iones de agua en una dirección, y son desviados en la dirección opuesta.
6. Con el tiempo se formarán unos límites claros que protegerán la atmósfera del cometa de la interacción con el viento solar.
Traducción: Blog Astrofísica y Física (http://www.astrofisicayfisica.com), con ampliaciones de la Sección.
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