Las estrellas de Wolf-Rayet pueden hacer burbujas.

Estas raras estrellas son mucho más calientes y más luminosas que nuestro Sol.

Sin embargo, todas las estrellas extremadamente masivas evolucionarán finalmente  a la fase de Wolf-Rayet. Se conocen aproximadamente 200 estrellas de Wolf-Rayet en nuestraVía Láctea.

Las estrellas de Wolf-Rayet generan burbujas porque continuamente expulsan sus atmósferas exteriores en forma de viento estelar. ¡Este viento de partículas que sale de la estrella normalmente se lleva una masa superior a la de la Tierra cada año!

El viento está originado por las partículas atmosféricas que absorven la luz que sale de la estrella, aunque se desconocen muchos detalles de este proceso.

En la fotografía superior, la estrella Wolf-Rayet es la más brillante y está en el centro de la gran burbuja, en la nebulosa conocida como NGC 2359 .

Las estrellas de Wolf-Rayet o estrellas Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR) son estrellas masivas (con más de 20-30 masas solares), calientes y evolucionadas que sufren grandes pérdidas de masa debido a intensos vientos estelares. 

Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 - 50.000 K (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en tres tipos: WN (si abunda el nitrógeno, que se explica por la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO), y WC y WO (si abunda el carbono y si abunda el oxígeno respectivamente; el segundo es mucho más raro y en ambos casos, la presencia de dichos elementos se interpreta como la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa). Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo.

A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipo espectral O y B, o bien, en unos pocos casos, un objeto colapsado como una estrella de neutrones o un agujero negro.

La estrella más brillante de este tipo es Gamma-2 Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en la constelación de Vela.

Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR, cómo por ejemplo NGC 4214.

[editar]Descubrimiento

Fueron descubiertas por los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet, quienes identificaron en la constelación del Cisne tres estrellas peculiares con bandas de emisión brillantes y colores amarillos. Las estrellas WR se identifican mediante las iniciales WR y un número (por ejemplo WR 104).

[editar]Causas del comportamiento

En 1929 se determinó que la anchura de las líneas de emisión está causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. En los años '70 se sugirió que las estrellas WR podían haber perdido sus envolturas ligeras de hidrógeno dejando al descubierto los núcleos ricos en helio. En la actualidad se piensa que este proceso comienza cuando la estrella ha generado suficientes elementos pesados (carbono y oxígeno) en su núcleo, y que parte de estos elementos han alcanzado la superficie estelar. En ese momento disminuye la habilidad de la estrella para radiar la energía producida en su interior. Como consecuencia, la intensidad del viento estelar aumenta hasta acabar por mostrar las capas interiores del astro, más calientes y donde las reacciones nucleares han modificado la composición de la estrella; en las estrellas WN se pueden apreciar las capas en las que se ha producido la fusión de hidrógeno en helio y en las WC aquellas en las que se ha realizado la fusión del helio en carbono y oxígeno. Es posible también que el hecho de que bastantes estrellas de tipo Wolf-Rayet pertenezcan a sistemas dobles donde la otra estrella es también muy masiva -de tipo espectral O y B- pueda tener algo que ver en su génesis. Las tasas de pérdida de material por el fuerte viento estelar pueden ser tan elevadas como 10^-5 o 10^-6 masas solares por año. Muchas estrellas WR se encuentran en el centro de nebulosas (que no deben confundirse con las nebulosas planetarias) formadas presumiblemente a partir del material eyectado. Se considera igualmente que las estrellas de Wolf-Rayet son las precursoras de supernovas. Estas estrellas son muy infrecuentes, habiéndose detectado algo más de 200 estrellas WR en la Vía Láctea, muchas de ellas concentradas en la región del centro galáctico.

[editar]Evolución

Las estrellas Wolf-Rayet proceden de las estrellas más masivas y brillantes de todas, las estrellas de tipo espectral O, en algunos casos tras pasar a través de la fase deVariable Luminosa Azul. Dichas estrellas poseen unos vientos estelares tan potentes que conllevan una rápida pérdida de masa, hasta que se produce el fenómeno comentado arriba y que acelera aún más la pérdida de masa, de modo que al final de la vida de una estrella con masa inicial de unas 100 masas solares puedan quedar sólo unas 8 masas solares. La masa mínima que puede tener una estrella para convertirse en una Wolf-Rayet varía según los diversos modelos de evolución estelarutilizados, pero un artículo reciente establece, para el caso de estrellas sin rotación, unas 37 masas solares, y para las que rotan, 22 masas solares. Una estrella Wolf-Rayet empieza siendo de tipo espectral WN tardío (WN9). Dichas estrellas son bastante parecidas en luminosidad y temperatura a sus progenitoras. Al ir perdiendo masa, la estrella se va empequeñeciendo y, aunque su temperatura vaya aumentando al ir mostrando capas internas más calientes -en las que se encuentran materiales procesados por las reacciones nucleares que se producen en su interior y que dan lugar a su espectro- mientras se va desplazando a tipos espectrales más tempranos (WN8, WN7, WN6, WN5...), dicho aumento de temperatura no es suficiente para compensar la disminución de tamaño, de modo que la luminosidad de la estrella disminuye (a diferencia de lo que ocurre en estrellas poco masivas como el Sol, que en sus estadios finales de evolución son más brillantes que en los iniciales). Llega un momento en que la estrella se convierte en una Wolf-Rayet rica en carbono (WC) o en oxígeno (WO), que acaba por estallar como supernova ó cómo un brote de rayos gamma.

Debido a que el tiempo de vida de las estrellas, incluso las más masivas y de muy corta vida, es muy superior a la de la vida humana, el estudio de su evolución es un tema de investigación muy activa que requiere el uso de modelos de ordenador y abundantes observaciones, por lo que hay numerosos estudios tratando de descifrarla; algunas ideas de la evolución de las estrellas de alta masa son las que siguen¹ (sin incluir las hipergigantes amarillas, que se consideran procedentes de las supergigantes rojas, así cómo que los efectos de la metalicidad que pueden cambiar lo descrito aquí):

Burbuja de Wolf-Rayet

 
29 octubre 2012
El telescopio espacial XMM-Newton de la ESA nos envía una imagen de este fantasmagórico rostro en rayos X para celebrar Halloween. Se trata de una burbuja producida por el intenso viento de una estrella que ‘vivirá rápido y morirá joven’.
 
Esta burbuja se encuentra a 5000 años luz de la Tierra, en la constelación de Canis Major, el ‘Can Mayor’, y parece la cara de un perro o de un lobo.

La burbuja abarca unos 60 años luz, y se creó bajo la acción del intenso viento emitido por la estrella de Wolf-Rayet HD 50896 – la estrella rosa en el centro de la imagen, que sería el ojo derecho de este peculiar espectro.

Las estrellas de Wolf-Rayet son astros calientes y masivos – con una masa unas 35 veces mayor que la de nuestro Sol – que expulsan grandes cantidades de materia a través de un intenso viento estelar, una corriente de plasma a millones de grados centígrados que emite rayos X, representados en azul en esta imagen.

El material que rodea a la estrella se enciende en tonos rojizos al interactuar con el fuerte viento estelar, como se puede ver en la zona de la ‘mejilla’.

El halo verde es el resultado de la colisión de una onda de choque que escapa de la estrella con las capas de materia expulsada con anterioridad.

Una ‘llamarada’ de rayos X en la esquina superior izquierda da forma a la oreja del ‘lobo’, y la región más densa de la esquina inferior derecha se asemeja a un hocico.

La ‘hora de las brujas’ se acerca para esta burbuja y para su estrella. La burbuja explotará y se terminará dispersando, mientras que la estrella terminará sus días con una dramática explosión de supernova.

El artículo X-Ray Emission from the Wolf-Rayet Bubble S 308, de J. Toala et al, ha sido publicado en el Astrophysical Journal 755, 77 (2012).  

fuente:  http://astrored.org/

El Cinturón de Orión

El Cinturón de Orión

La constelación de Orión es seguramente la más reconocida en el cielo por los habitantes de todo el planeta. Puede observarse en ambos hemisferios y posee estrellas muy brillantes. Su forma se asemeja a la de un reloj de arena coronado por dos estrellas superiores: Betelgeuse y Bellatrix; y sustentado por dos brillantes astros: Rigel y Saiph. En medio de este cuadrilátero se encuentran otras tres estrellas brillantes separadas aparentemente una distancia equidistante. Sus nombres de izquierda a derecha son Alnitak, Alnilam y Mintaka. Estas estrellas, también son conocidas como las Tres Marías o los Tres Reyes.

La constelación de Orión representa a un guerrero alzando su arco, su espada o garrote y cubriéndose del enemigo con un vellocino o un escudo. A su lado se encuentran sus perros de caza: Canis Maior y Canis Minor.

En las siguientes fotografías nos vamos a centrar en conocer mejor la espectacular panorámica que ofrece el Cinturón del Cazador. Para ello, vamos a ver primero más detalladamente los astros y objetos que podemos encontrar en esta rica región celeste.

Alnitak: el nombre de esta estrella proviene del árabe y significa "cinturón". Aunque inicialmente se pensaba que se encontraba a unos 1.500 años luz del Sistema Solar, la medida de su paralaje por el satélite Hipparcos dio como resultado una distancia de sólo unos 800 años luz.

Alnitak es un sistema estelar triple, cuyas componentes principales están separadas 2,1 segundos de arco. La estrella principal del sistema, Alnitak A, es a su vez una estrella binaria. La componente principal, Alnitak Aa, es una supergigante azul . Alnitak Ab, es igualmente una estrella de tipo O, aunque de la secuencia principal.

Alnitak Aa es una estrella muy caliente con una temperatura efectiva de 31.000 K, 10.000 veces más luminosa que el Sol en el espectro visible, aunque si se considera la importante cantidad de radiación ultravioleta que emite, su luminosidad es 100.000 mayor que la solar. Su masa se estima en unas 20 masas solares. Alnitak es una fuente de rayos X provenientes del fuerte viento estelar que sopla a casi 2.000 km/s desde su superficie. Con una edad de apenas 6 millones de años, en su núcleo la fusión del hidrógeno ha finalizado y avanza en su evolución para convertirse en una supergigante roja, para posteriormente explotar como supernova y, en última instancia, concluir como estrella de neutrones.

Alnitak B es también una estrella masiva que completa una vuelta alrededor del par interior cada 1.500 años.

Alnilam: el nombre de esta estrella también procede del árabe y significa el "hilo de perlas". Alnilam es una supergigante azul de unas 40 masas solares, y extraordinariamente luminosa: incluyendo la gran cantidad de radiación ultravioleta emitida por la estrella, su luminosidad equivale a 375.000 veces la luminosidad solar. Su temperatura superficial es de 25.000 K, tan caliente que ilumina la nebulosa de reflexión NGC 1990. Un fuerte viento estelar que sopla desde su superficie a 2000 km/s hace que pierda masa a un ritmo 20 millones de veces mayor que el Sol.

Es una estrella variable pulsante irregular del tipo Alfa Cygni, con una fluctuación en su brillo de 0,1 magnitudes. Con una edad aproximada de sólo 4 millones de años, en el futuro se convertirá en una supergigante roja para luego explotar como supernova y dejar una estrella de neutrones como remanente.

Mintaka: Su nombre también significa cinturón en árabe. En realidad, Mintaka es una estrella múltiple compleja; a un minuto de arco de la estrella principal se puede observar otra estrella de magnitud aparente 6,8. A la distancia de 915 años luz a la que se encuentra Mintaka, la separación real entre ambas es de al menos 0,25 años luz. Entre estas dos componentes existe una tenue estrella de magnitud 14. La estrella de magnitud 6,8 es además una binaria espectroscópica.

La componente principal -que llamamos Mintaka- tiene magnitud +2,23 y es también una estrella binaria, cuya duplicidad ha sido descubierta también mediante espectroscopía. El período orbital del par es de 5,73 días, eclipsándose ligeramente la una a la otra, lo que conlleva una caída en el brillo de 0,2 magnitudes.

Entre los objetos celestes más importantes que podemos encontrar en el Cinturón se encuentran la Nebulosa Cabeza de Caballo y la Nebulosa de la Llama.

La Nebulosa Cabeza de Caballo, es una nube de gas fría y oscura, situada a unos 1.500 años luz de la Tierra, al sur del extremo izquierdo del Cinturón de Orión. Forma parte del Complejo de Nubes Moleculares de Orión, y mide aproximadamente 3,5 años luz de ancho. Esta nebulosa oscura es visible por contraste, ya que aparece por delante de la nebulosa de emisión IC 434. Por su forma es la más familiar de las nebulosas de absorción.

La Nebulosa de la Llama recibe su nombre porque posee esta forma característica.Los átomos de hidrógeno de la nebulosa son constantemente ionizados por la luz de la cercana Alnitak cuya intensa radiación ultravioleta les hace perder sus electrones. Gran parte de la luminosidad de la nebulosa se produce cuando esos electrones se recombinan con el hidrógeno ionizado, dando lugar a la emisión de luz rojiza. Veamos a continuación fotografías del Cinturón de Orión.

Alnitak, Alnilam, Mintaka 

Descripción: Alnitak, Alnilam, Mintaka
Image Credit & Copyright: Sergi Verdugo Martínez

NASA: Alnitak, Alnilam y Mintaka son las estrellas brillantes de este a oeste (izquierda a derecha) a lo largo de la diagonal en esta bella vista cósmica. Conocidos también como el Cinturón de Orión, esta tres supergigantes azules están muy calientes y son mucho más masivas que el Sol. Están a 1.500 años luz de distancia, y nacieron en las bien conocidas nubes interestelares de Orión.

De hecho, las nubes de polvo y gas adoptan en zona intrigantes formas familiares, que incluyen la oscura Nebulosa de la Cabeza de Caballo, la Nebulosa de la Llama, cercana a Alnitak abajo a la izquierda.

La famosa Nebulosa de Orión está de fondo en este colorido campo de estrellas. Grabado el pasado diciembre con una cámara digital SLR modificada y un pequeño telescopio. La bien planeada imagen está compuesta de dos mosaicos que se extienden 4 grados en el cielo.

¿Existe un agujero negro en la Nebulosa de Orión?

Utilizando sofisticados programas de simulaciones informáticas, un equipo de científicos ha encontrado un grupo de estrellas en la Nebulosa de Orión que se mueven rápidamente, debido a la poderosa atracción gravitatoria que provoca un agujero negro de más de 200 veces la masa del Sol.

Formada hace uno o dos millones de años, la Nebulosa de Orión siempre nos ha mostrado extrañas propiedades. Las estrellas del cúmulo se mueven a velocidades vertiginosas.

En comparación con el número de estrellas de baja masa presentes en el conjunto, el número de grandes estrellas es relativamente pequeño, y cuentan con velocidades muy grandes.

"Teniendo en cuenta las teorías aceptadas sobre la formación y la distribución de las estrellas, la Nebulosa de Orión siempre ha sido un rompecabezas para los astrónomos", dijo el Dr. Baumgardt, miembro del equipo de este estudio.

El equipo creó un modelo informático de la Nebulosa de Orión representando la cantidad de gas que daría lugar a las estrellas que vemos. Posteriormente, los investigadores estudiaron el movimiento de las estrellas del sistema.

"En nuestro modelo, hemos tenido que deducir una nueva manera de tratar con el gas y la forma en la que es expulsado por la radiación de las estrellas de gran masa", dijo el autor principal del estudio, el Dr. Ladislav Subr, de la Universidad Carolina en Praga.


Debido a la gran cantidad de cálculos que debieron realizar, modelar este denso grupos de estrellas fue muy complicado. Los cálculos mostraron que, como el gas estaba siendo eyectado hacia el exterior, el grupo comenzó a expandirse, lo que explica la gran velocidad de las estrellas.

Muchas de las estrellas fueron expulsadas del centro de la agrupación, mientras que en su interior, una estrella colisionó con un astro muy masivo situado en el núcleo del cúmulo. En algún momento, esta estrella masiva se volvió inestable e implosionó en un agujero negro de 200 masas solares.

"Nuestro escenario representa claramente todas las propiedades que vemos en la Nebulosa de Orión, es decir, el bajo número de estrellas de gran masa desplazándose a velocidades vertiginosas, y cómo las estrellas cercanas al centro del cúmulo están atraídas por la fuerza de gravedad de un agujero negro", dijo el Dr. Subr.

El equipo comentó que este hallazgo tiene grandes consecuencias para nuestra compresión de cómo se forman las estrellas masivas y el modo en el que las estrellas se separan de los cúmulos estelares en los que nacieron.

"Tener un agujero negro masivo en esta nebulosa nos da la oportunidad de estudiar estos objetos" dijo el profesor Pavel Kroupa de la Universidad de Bonn en Alemania.

Es quizás una de las más deslumbrantes maravillas naturales de Brasil. En el estado brasileño de Maranhao existe un gigantesco desierto de dunas blancas conocidas como Lençois Maranhenses. Lo que hace increíble a éste lugar sucede entre los meses de junio y septiembre, cuando las lluvias abundantes comienzan a acumular agua entre los desniveles de los médanos conformando gigantescos estanques de agua verde azulado. 

 

Los desiertos son hermosos, pero también puede parecer una gran amenaza por las historias que los describen. El sol, las serpientes, la arena pesada para caminar, sin agua, sin alucinaciones de nubes, y la muerte. Sí, así es como la mayoría de la gente conoce el desierto. Pero el Parque Nacional Maranhenses es como un desierto, sólo que es super hermosa y tiene pequeños lagos con agua limpia. 

 

Es casi como una especie de paraíso para los viajeros del desierto. Se encuentra en el noreste de Brasil y es cerca de 1000 kilómetros cuadrados. Lo curioso es que no tiene vegetación a pesar de que tiene agua y la lluvia. Su estado es muy protegidos para que no haya vehículos que estén autorizados, y puede que sólo la entrada del parque con un camión de tracción en las 4 ruedas. 

 

En las aguas de este desierto se pueden encontrar peces que tiene sus huevos traídos por las aves marinas. En realidad, ha de habitantes que utilizan el desierto para los peces, pero cuando es temporada seca que va próximo a trabajar en los campos de los agricultores. En general, la arena blanca y agua azul es realmente impresionante y vale la pena visitar. 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 




fuente:   http://www.taringa.net/posts/imagenes/10071265/Desierto-Blanco-de-Brasil.html

LOS ASTEROIDES TROYANOS

representacion de los asteroides troyanos pertenecientes al planeta Jupiter

Jorge Coghlan


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



Generalmente el término se refiere a los asteroides troyanos de Júpiter, que constituyen la gran mayoría, aunque también se han hallado algunos en las órbitas de Marte y de Neptuno. A fecha de abril de 2010, el número de troyanos conocidos superaba los 4.000, y de ellos sólo 10 no pertenecen a Júpiter.


El primer troyano, (588) Aquiles, lo descubrió en 1906 el astrónomo alemán Max Wolf. El nombre troyanos se debe a que, por convención, cada miembro recibió el nombre de una figura mitológica de la Guerra de Troya. Se cree que el número total de troyanos de Júpiter mayores de un 1 km ronda el millón, una cantidad similar al número de asteroides del cinturón principal del mismo tamaño. Como en aquel, los troyanos forman familias de asteroides.


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


Origen y evolución
Existen dos teorías principales respecto a los troyanos. Una de ellas sugiere que los troyanos se formaron en la misma región del Sistema Solar que Júpiter y se incorporaron a su órbita cuando el planeta todavía se encontraba en formación. La última etapa de la formación de Júpiter involucró un crecimiento descontrolado de su masa debido a la acreción de grandes cantidades de hidrógeno y helio del disco protoplanetario; durante este crecimiento, el cual se prolongó solamente unos 10 000 años, la masa de Júpiter se multiplicó por diez.

Los planetesimales que tenían órbitas cercanas a las de Júpiter fueron capturados por el campo gravitatorio cada vez más intenso del planeta gigante. El mecanismo de captura era muy eficiente, ya que según la teoría fueron atrapados alrededor del 50 por ciento de los planetesimales restantes. Sin embargo, esta hipótesis presenta dos problemas de capital importancia: el número de cuerpos atrapados excede en cuatro órdenes de magnitud la población de troyanos observada, y los asteroides troyanos actuales poseen inclinaciones orbitales mayores que las predichas por el modelo. No obstante, las simulaciones realizadas sobre este escenario muestran que este modo de formación inhibiría la creación de troyanos similares alrededor de Saturno, lo cual concuerda perfectamente con las observaciones.


La segunda teoría, parte del modelo de Niza, propone que los troyanos fueron capturados durante la migración planetaria, la cual sucedió 500-600 millonesque aproximadamente un 17 por ciento de los troyanos iniciales de Júpiter son inestables, por lo que debieron ser expulsados en algún momento del pasado. Estos troyanos expulsados podrían convertirse temporalmente en satélites de Júpiter o en cometas periódicos de Júpiter; esto último podría suceder si se aproximan al Sol y su superficie de hielo comienza a evaporarse.


Levison y sus colaboradores creen que podrían estar viajando por el Sistema Solar cerca de 200 troyanos expulsados con diámetros mayores a 1 km, y que es muy poco probable que alguno de ellos pueda atravesar la órbita de la Tierra.


Número y masas
Las estimaciones del número total de troyanos se basan en estudios profundos de áreas limitadas del cielo. Se cree que el grupo L4 podría contener entre 160.000 y 240.000 asteroides con diámetros mayores de 2 km y alrededor de 600.000 con diámetros mayores de 1 km. Si el grupo L5 contuviera una cantidad similar de asteroides, el número total de troyanos de diámetro mayor a 1 km superaría el millón.


Estos números son comparables a los del cinturón principal de asteroides. Se estima que la suma de las masas de todos los troyanos es de 0,0001 veces la masa de la Tierra, o una quinta parte de la masa del cinturón principal. Probablemente se conocen todos los troyanos con magnitudes absolutas de hasta 9,0. El número de troyanos observados alrededor del punto L4 es ligeramente superior al del punto L5; sin embargo, debido a que la variación en el número de los troyanos más brillantes es escasa, esta disparidad probablemente se debe a la existencia de sesgos en la observación. No obstante, algunos modelos indican una estabilidad ligeramente mayor en el grupo L4.


El troyano de mayor tamaño es (624) Héctor, con un radio de 101,5 ± 1,8 km. Existen pocos troyanos cuyo tamaño sea mucho mayor que el promedio de la población. Por debajo de un radio de 42 km, el número de troyanos crece muy rápidamente, mucho más que en el cinturón principal. Esta cifra corresponde a una magnitud absoluta de 9,5, asumiendo un albedo (cantidad de radiación reflejada) del 4 por ciento. En el rango de entre 4,4 y 40 km de radio, la distribución de los tamaños de los troyanos es similar a la del cinturón principal.


Debido a que la observación no proporciona datos, se desconoce la masa de los troyanos de menor tamaño,4 los cuales se cree que son los productos de colisiones entre troyanos mayores. (Fuente: International Astronomical Union (IAU). IAU Minor Planet Center) de años después de la formación del Sistema Solar. La migración fue provocada por el paso de Júpiter y Saturno a través de la resonancia orbital 1:2. Cuando esto ocurrió, Urano y Neptuno, y Saturno en cierta medida, se movieron hacia el exterior, mientras que Júpiter lo hizo ligeramente hacia el interior. Esta migración de planetas gigantes desestabilizó el cinturón de Kuiper primordial, el cual expulsó millones de objetos hacia el interior del Sistema Solar, los cuales se acumularon y formaron los troyanos que se observan actualmente. Además, la combinación de las influencias gravitatorias de los planetas habría perturbado cualquier troyano existente con anterioridad.

El futuro a largo plazo de los troyanos está todavía abierto, ya que multitud de resonancias débiles con Júpiter y Saturno podrían provocar un comportamiento caótico con el tiempo. Además, los fragmentos eyectados de las colisiones entre troyanos reducen lentamente su población. Las simulaciones muestran que aproximadamente un 17 por ciento de los troyanos iniciales de Júpiter son inestables, por lo que debieron ser expulsados en algún momento del pasado. Estos troyanos expulsados podrían convertirse temporalmente en satélites de Júpiter o en cometas periódicos de Júpiter; esto último podría suceder si se aproximan al Sol y su superficie de hielo comienza a evaporarse.


Levison y sus colaboradores creen que podrían estar viajando por el Sistema Solar cerca de 200 troyanos expulsados con diámetros mayores a 1 km, y que es muy poco probable que alguno de ellos pueda atravesar la órbita de la Tierra.


Número y masas
Las estimaciones del número total de troyanos se basan en estudios profundos de áreas limitadas del cielo. Se cree que el grupo L4 podría contener entre 160.000 y 240.000 asteroides con diámetros mayores de 2 km y alrededor de 600.000 con diámetros mayores de 1 km. Si el grupo L5 contuviera una cantidad similar de asteroides, el número total de troyanos de diámetro mayor a 1 km superaría el millón.


Estos números son comparables a los del cinturón principal de asteroides. Se estima que la suma de las masas de todos los troyanos es de 0,0001 veces la masa de la Tierra, o una quinta parte de la masa del cinturón principal. Probablemente se conocen todos los troyanos con magnitudes absolutas de hasta 9,0. El número de troyanos observados alrededor del punto L4 es ligeramente superior al del punto L5; sin embargo, debido a que la variación en el número de los troyanos más brillantes es escasa, esta disparidad probablemente se debe a la existencia de sesgos en la observación. No obstante, algunos modelos indican una estabilidad ligeramente mayor en el grupo L4.


El troyano de mayor tamaño es (624) Héctor, con un radio de 101,5 ± 1,8 km. Existen pocos troyanos cuyo tamaño sea mucho mayor que el promedio de la población. Por debajo de un radio de 42 km, el número de troyanos crece muy rápidamente, mucho más que en el cinturón principal. Esta cifra corresponde a una magnitud absoluta de 9,5, asumiendo un albedo (cantidad de radiación reflejada) del 4 por ciento. En el rango de entre 4,4 y 40 km de radio, la distribución de los tamaños de los troyanos es similar a la del cinturón principal.


Debido a que la observación no proporciona datos, se desconoce la masa de los troyanos de menor tamaño,4 los cuales se cree que son los productos de colisiones entre troyanos mayores. (Fuente: International Astronomical Union (IAU). IAU Minor Planet Center)


FUENTE:  http://m.unosantafe.com.ar/

Vestigios del pasado

Imagen esquemática del cinturón de asteroides. Se muestra el cinturón principal, entre las órbitas de Marte y Júpiter, y el grupo de los troyanos, en la órbita de Júpiter.

Entre Marte y Júpiter se encuentra lo que los astrónomos denominan el cinturón de asteroides. Se trata de una especie de anillo formado por un gran número de pequeños planetas. El más grande, Ceres, es una esfera desigual de 952,4 kilómetros de diámetro, y los más pequeños son restos de contornos irregulares, del tamaño de pelotas y guijarros.
El término anillo, empleado aquí para describir el cinturón de asteroides, no debe hacernos creer que se trata de un medio muy denso en el que las rocas del espacio colisionan a menudo. De media, cada asteroide importante está separado de su vecino por una distancia de cinco millones de kilómetros. Y aunque se producen colisiones, éstas se producen de media (en los asteroides importantes) cada 100.000 años.

El cinturón de asteroides corresponde a una zona del sistema solar situada entre 2 y 4 UA , en la que no ha podido formarse ningún planeta a causa de las perturbaciones causadas por Júpiter. Por ese motivo, los astrónomos piensan que buena parte de esos cuerpos datan de los primeros tiempos del sistema solar, es decir, de una época en la cual los planetas no existían. Hace más de 4,5 millardos de años (4500 millones) sólo giraban en torno al Sol pequeños bloques. A más de 3 unidades astrónomicas, esos cuerpos estaban hechos de roca pero sobre todo de hielo, cuya existencia era posible gracias a temperaturas suficientemente bajas. A menos de 3 unidades astronómicas, los hielos no podrían sobrevivir y únicamente los silicatos se reagruparon para crear pequeños planetoides. Así nacieron los asteroides. La mayoría, fueron atraídos por cuerpos con mayor masa: los planetas en formación. Estos desempeñaron el papel de gigantescos aspiradores que limpiaron el espacio de asteroides, excepto Marte y Júpiter. Por esta razón, una parte de esas rocas espaciales constituyen vestigios capaces de dar testimonio de las condiciones reinantes en las inmediaciones del Sol hace 4,5 millardos de años.
Sin embargo, no todos los asteroides son cuerpos tan primitivos. Los astrónomos han detectado diferencias en su composición. Alrededor de 6 de cada 10 del tipo C, datan probablemente de la génesis del sistema solar. Los otros son rocosos (tipo S) o metálicos (tipo M) y son el resultado de la fragmentación de objetos más grandes, cuyo diámetro sobrepasaría los 200 kilómetros. Este es el tamaño mínimo a partir del cual el calor interior generado por la propia gravedad del objeto basta para que se produzca una diferenciación: en el magma, los elementos pesados como los metales se deslizan hacia el centro para constituir el núcleo, mientras que los elementos ligeros, como las piedras, flotan para formar el manto. Cuando, como consecuencia de una colisión el astro se fragmenta, los trozos del núcleo producen asteroides de tipo M y los del manto dan lugar a asteroides de tipo S. Algunos de estos pequeños planetas siguen su propio camino, alejándose de los otros. Fuera del cinturón de asteroides.
Desviados por los principales planetas, algunos cruzan en ocasiones la Tierra, como Eros, el más grande, un "balón de Rugby" de 14 x 14 x 40 kilómetros, o Adonis, famoso por haber rozado -en la ficción- el cohete de Tintín. Fobos y Deimos, los dos satélites de Marte, son asteroides capturados durante su escapada del cinturón principal. Lo mismo debió sucederle a Amalthea, uno de los pequeños satélites jovianos.
wikipedia

¿Tuvo Saturno un sistema de lunas galileanas?

Una de las curiosidades del Sistema Solar exterior son las lunas medianas de Saturno, cuerpos de hielo enanos comparados con el tamaño de Titán, el satélite más grande del señor de los anillos. 

De acuerdo con un nuevo modelo elaborado para explicar el origen de estas lunas, estos cuerpos de tamaño medio se generaron a causa de grandes impactos que sufrieron varios satélites cuando se fusionaron para crear a Titán.

Erik Asphaug, profesor de ciencias terrestres y planetarias de la Universidad de California, Santa Cruz, ha presentado esta nueva hipótesis en la reunión anual de la División de Ciencias Planetarias de la Sociedad Astronómica Americana en Reno, Nevada. Asphaug y su co-autor, Andreas Reufer de la Universidad de Berna, Suiza, también describen su modelo en detalle en un artículo que será publicado en Icarus.

Asphaug y Reufer proponer que el sistema de Saturno comenzó con una familia de satélites principales comparables a las cuatro grandes lunas de Júpiter (conocidas como los satélites galileanos, y descubiertos por Galileo en 1610). La masa de las lunas galileanas suponen el 99,998 por ciento de la masa del sistema de satélites de Júpiter, a pesar de que cuenta con decenas de pequeños satélites. Júpiter no tiene lunas de tamaño medio. El nuevo modelo puede explicar por qué estos dos sistemas son muy diferentes.

Lunas galileanas de Júpiter

"Creemos que los planetas gigantes tienen su tipo de satélites como el Sol tiene sus planetas, creciendo como sistemas solares en miniatura y que terminan con una etapa de colisiones finales", dijo Asphaug. "En nuestro modelo para el sistema de Saturno, proponemos que Titán creció a raíz de impactos gigantes, en los que se combinaban las masas de los cuerpos que chocaban, mientras se expulsaba una pequeña familia de lunas de tamaño medio".

Se cree que la Tierra también sufrió un impacto gigante que originó posteriormente la formación de la Luna. Por ello se piensa que nuestro satélite está formado por un material similar al manto rocoso terrestre. De la misma forma, las lunas medianas de Saturno estarían compuestas por materiales similares al manto de hielo de Titán.

"Nuestro modelo explica la diversidad de estas lunas ricas en hielo y la evidencia de su geología activa y dinámica", dijo Asphaug. "También explica un hecho sorprendente acerca de Titán: un impacto gigante explicaría su alta excentricidad".

Asphaug y Reufer han utilizado simulaciones informáticas para estudiar la hipótesis del impacto gigante, y han encontraron que la posible existencia pasada de lunas de tamaño galileano en Saturno, pudieron liberar la suficiente cantidad de hielo en los impactos para dar lugar a las lunas medianas del sistema.

"Estas colisiones entre satélites no se entienden bien, por lo que habrá que modelar nuevas teorías de la formación planetaria para comprenderlas.", dijo Reufer.

Las fusiones de satélites podrían ser el acto final de la evolución de los mismos. Alternativamente, Saturno podría haber tenido un sistema de satélites galileanos con órbitas estables, pero tras la migración planetaria propuesta por el Modelo de Niza, se desestabilizaron gravitatoriamente para acabar colisionando entre sí.

"Lo que hace que el sistema de Saturno sea tan hermoso y único es su posible juventud", dijo Asphaug. "Si bien no tenemos un marco de tiempo definido para estas colisiones, podrían haber ocurrido hace relativamente poco, si fue "algo" lo que desestabilizó las órbitas de las lunas que dieron lugar posteriormente, mediante su fusión, a Titán. Este "algo" podría haber sido el Modelo de Niza".

Algunas lunas de Saturno

Este nuevo modelo plantea un par de cuestiones dinámicas. Los desecho generados en las colisiones de las lunas galileanas podrían haber sido arrastrados por la gravedad de Titán, en vez de acabar como lunas medianas independientes. Por ello se requieren simulaciones adicionales para validar este modelo. Asphaug cree que la misión Cassini proporcionará los datos finales para dar validez a esta teoría.

"Nuestro modelo hace predicciones firmes sobre cómo se formó Titán, de qué están formadas las lunas medianas, y cómo comenzaron a girar rápidamente. Así que el estudio de estas lunas nos podría proporcionar las claves que nos revelen lo qué ocurrió y cuándo".