Se acaba de confirmar el carácter binario de OJ 287, un agujero negro muy masivo en el centro de una galaxia muy lejana en la constelación de Cáncer. Un agujero negro central con una masa igual a la de 18 000 millones de soles tiene girando a su alrededor otro objeto similar pero menos masivo, y la interacción del sistema con su entorno induce cambios de brillo que han permitido estudiar la evolución de la órbita.

Esta evolución la domina una de las predicciones más enigmáticas de la teoría de la relatividad general de Einstein: la emisión de ondas gravitatorias. Esta confirmación espectacular de la teoría centenaria de Einstein se acaba de publicar en la revista Nature, y Calar Alto ha contribuido al descubrimiento con la dedicación de su personal, sus telescopios y sus instrumentos.

Agujeros negros galácticos

Hoy día se cree que la mayoría de las galaxias albergan agujeros negros muy masivos en sus centros, aunque con frecuencia permanecen en un discreto silencio y cuesta detectarlos, como sucede en el caso de nuestra propia Galaxia. Pero en ocasiones los agujeros negros están rodeados por discos de material que cae sobre ellos (discos de acreción). El material que cae se calienta y emite cantidades enormes de radiación: el núcleo activo de una galaxia puede manifestarse entonces como un cuásar.

Tomando el pulso

OJ 287 es uno de estos objetos, en el centro de una galaxia situada a 3500 millones de años-luz en la constelación de Cáncer. Pero este objeto presenta además la peculiaridad de emitir pulsos de energía de manera casi periódica, cada doce años, unas emisiones que se superponen a la actividad normal del cuásar. El estudio que se acaba de hacer público en Nature confirma una de las interpretaciones que se barajaban para el fenómeno: este cuásar tiene en el centro un agujero negro binario. Un agujero negro muy masivo tiene alrededor un disco de acreción que genera la actividad habitual en los cuásares. Pero un segundo agujero negro, mucho más ligero, orbita alrededor del otro y choca con el disco de acreción dos veces en cada órbita, y estos impactos desencadenan los pulsos casi periódicos. 

El equipo de investigación que encabeza el Dr. Mauri Valtonen de la universidad de Turku, Finlandia, ha analizado en detalle el comportamiento de este sistema. Al cronometrar los cambios de brillo a lo largo de muchos años han logrado trazar la órbita del agujero negro pequeño, y este método permite evaluar con precisión la masa del agujero negro central, que ha resultado ser igual a 18 000 millones de masas solares.

Las ondas de Einstein

El mismo grupo científico ha seguido la evolución de la órbita y ha comprobado que su tamaño y orientación cambian de acuerdo con lo predicho por la teoría de la relatividad general de Einstein. Esta teoría despliega toda su potencia cuando se aplica a campos gravitatorios extremos, y no hay demasiadas situaciones que permitan poner a prueba las teorías de la gravitación en el marco de campos así de intensos. El studio exhibe un ejemplo de ondas gravitatorias en pleno funcionamiento, una de las predicciones más exóticas de la teoría einsteniana. En efecto, la órbita del agujero negro binario se contrae y evoluciona de un modo que solo se puede explicar si el sistema pierde cantidades enormes de energía en forma de radiación gravitatoria.

Colaboración entre profesionales y aficionados

Las observaciones astronómicas que han llevado a esta hallazgo se han realizado gracias a la colaboración de un gran número de observatorios en Japón, China, Turquía, Greica, Finlandia, Polonia, el Reino Unido y España. En este esfuerzo han participado más de 25 astrónomos de 10 países. Hay que destacar dos aspectos concretos: primero, que todos los telescopios implicados pertenecen a la categoría que hoy se denomina de aberturas «pequeñas» (solo dos de ellos se acercaban a los 2.5 m de diámetro), y dos, que bastantes de los participantes más destacados eran astrónomos no profesionales que usaban sus propios aparatos.

El observatorio de Calar Alto participó en las campañas observacionales con su telescopio de 2.2 m, equipado con el instrumento CAFOS para efectuar medidas fotométricas y polarimétricas. Los datos polarimétricos fueron cruciales para confirmar las conclusions del studio, como consta en el artículo de Nature, y solo dos de los observatorios participantes aportaron este tipo de datos.

Nueva cita

El modelo de agujero negro binario desarrollado por Valtonen y sus colaboradores predice que el cuásar OJ 287 producirá de nuevo una fulguración en el año 2016. Sin duda, muchos telescopios mirarán hacia Cáncer ese año y los instrumentos de Calar Alto estarán entre ellos. 

Referencias

• 18 000 millones de soles apoyan a Einstein, Observatorio de Calar Alto
.

© 2008 Observatorio de Calar Alto. Reproducido con permiso.

La noche del miércoles al jueves se producirá un eclipse total de Luna. Nuestro satélite natural se introducirá en el cono de sombra de nuestro planeta, fenómeno que podrá observarse en España y Latinoamérica.

El eclipse se puede ver a simple vista sin ningún tipo de instrumental. Si en tu zona está nublado, al final de la página se encuentra un listado de páginas que retransmitirán el evento por Internet en directo.

Datos del eclipse

Las horas están en Tiempo Universal (TU). Para convertir a hora local, suma una hora en la península.

Qué es un eclipse lunar

Eclipse viene del griego "ekleipsis", que significa desaparición. En Astronomía, un eclipse se produce cuando un cuerpo celeste oculta a otro. Y un eclipse de Luna es la desaparición de nuestro satélite en la sombra de la Tierra. Realmente, en este caso la Luna no ha desaparecido: sigue ahí, pero no recibe la luz del Sol porque estamos por delante.

Sol, Tierra y Luna. Los tres actores básicos de este eclipse tienen que alinearse para que realmente se produzca. Si los tres cuerpos se situaran en el mismo plano (imaginemos unas bolas de billar sobre la mesa), cada vez que pudiéramos formar una línea con la Luna a un lado de la Tierra y el Sol en el contrario -que es lo que sucede cuando la luna está en su plenilunio, con todo el disco iluminado porque visto desde aquí queda completamente cara al Sol- habría un eclipse. Es decir, cada vez que fuera Luna Llena, tendríamos eclipse lunar.

Sin embargo, las órbitas de la Luna en torno a la Tierra y de la Tierra en torno al Sol no están en el mismo plano: se separan 5 grados, lo suficiente como para que muchas de las veces la Luna queda por encima o bien por debajo de la sombra de la Tierra. Solamente cuando la Luna está cerca del plano de la órbita terrestre, llamado eclíptica precisamente, se da el fenómeno. Algo que viene a suceder unas dos veces al año: los eclipses de Luna no son algo muy extraño (comparemos, por ejemplo, esta frecuencia de los eclipses lunares con el tránsito de Venus, que se produce cada 120 años aproximadamente).

Dependiendo del alineamiento de los astros (por cierto, en vez de alineamiento los astrónomos suelen decir oposición en este caso, porque a un lado está el Sol y al otro la Luna) los eclipses lunares pueden durar más o menos, conforme nuestro satélite pase más o menos cerca del cono de sombra de nuestro planeta.

Cómo observar un eclipse

Para observar un eclipse de Luna basta con que podamos ver la Luna: en un cierto momento, media Tierra puede ver la Luna, y la otra media no. Si estamos en el lado adecuado, tendremos espectáculo; si no, evidentemente, no. El eclipse del 21 de febrero puede verse en gran parte de Europa, África y América.

Para observar un eclipse de Luna solo hacen falta ganas y, desde luego, que las nubes no nos oculten el fenómeno. Si disponemos de unos prismáticos, catalejos o telescopio, podremos ver con más detalle la evolución de nuestro satélite a lo largo de la sombra terrestre. Echa un vistazo a los medios de comunicación, porque seguro que, cerca de donde vives, alguna agrupación astronómica, un planetario o un museo de ciencia, habrá organizado actividades de observación. Que lo disfrutes.

Fotografía de eclipses lunares

Para realizar fotos al eclipse, debemos saber que la luna saldrá muy pequeña si utilizamos una cámara fotográfica corriente. Deberemos contar con teleobjetivos o telescopios para acoplarlos a la cámara y así aumentar su tamaño en el negativo.

Las cámaras fotográficas que tendremos que utilizar deben ser de tipo manual o réflex. Las llamadas automáticas no nos servirán ya que la cámara intentará calcular ella misma cuanto tiempo debe tener abierto el obturador para captar la luna. En nuestro caso, vamos a ser nosotros quienes decidamos el tiempo de exposición, y son las cámaras réflex las que nos permiten tener el control.

Además, debemos utilizar una película más sensible a la que normalmente se venden. Si nos fijamos con cuidado en un carrete "normal", veremos que vienen identificados con el número 100. Este valor corresponde a las ASA o ISO, medida estándar de la sensibilidad de la película. Cuanto mayor sean las ASA menos tiempo de exposición necesitaremos. Por ejemplo, una película de 400 ASA es cuatro veces más sensible que una de 100, y por lo tanto nos permite obtener en 1 minuto lo que en una de 100 se necesitarían 400. En fotografías realizadas de día, la luz solar es tal que no se hacen necesarias mayores sensibilidades, pero en la astrofotografías, las ASA son importantes para objetos celestes débiles.

En la siguiente tabla se sugieren los tiempos de exposición según el diafragma y la sensibilidad de la película que utilicemos:

F. penumbral
F. umbral
Totalidad
ASA/s.
1/125
1/250
1/4
1/8
1
1/2

100
f/8
f/5.6
f/1,4
f/1
f/1
f/1
200
f/11
f/8
f/1,8
f/1.4
f/1,8
f/1,4
400
f/16
f/11
f/2,8
f/1.8
f/2,8
f/1,8

1600
f/32
f/22
f/5,6
f/4
f/5,6
f/4

ASA (ISO): Sensibilidad de la película fotográfica.
f/: Abertura del diafragma.
s.: Tiempo de exposición en segundos.
(Fuente: Tribuna de Astronomía)

Midiendo el eclipse

• Grado 0. Eclipse muy oscuro con la Luna casi invisible durante la totalidad.
• Grado 1. Eclipse oscuro, gris o pardo oscuro. Los detalles de la superficie son difíciles de ver.
• Grado 2. Eclipse rojo oscuro o rojizo, con una mancha muy oscura en el centro de la sombra y el borde más brillante.
• Grado 3. Eclipse rojo ladrillo, con la sombra rodeada de un anillo gris más claro.
• Grado 4. Eclipse muy claro, rojo-cobrizo o anaranjado, con la zona exterior muy luminosa.

La determinación del brillo del eclipse nos ofrece información sobre la atmósfera terrestre. En el pasado, se ha podido relacionar la oscuridad del eclipse con la eyección de material volcánico en las capas altas de la atmósfera terrestre, como fue el caso de la explosión del volcán Pinatubo en 1991. En los últimos años, los eclipses han sido claros.

En directo

• Universidad Complutense de Madrid.
• Serviastro, Universidad de Barcelona.
• Agrupación Astronómica Isla de La Palma.
• Actividades durante el eclipse, compiladas por ASAAF.

Génesis de un carguero espacial

A principios de los 70, Energía (entonces denominada TsKBEM), la oficina de diseño fabricante de las estaciones DOS (Salyut) y las naves Soyuz, se planteó el diseño de un vehículo de este tipo. La opción más simple consistía en modificar una nave Soyuz 7K-T (11F615A8) para el transporte de carga sin tripulación. Las Soyuz ya llevaban incorporado el sistema de acoplamiento automático Iglá, así que la parte más complicada de una misión de carga, el atraque automático con una estación espacial, no debería presentar mayor problema. Así nació el concepto de la nave Progress.

Una Progress es en esencia una nave Soyuz en la cual la cápsula de descenso (SA), la parte más compleja y pesada del vehículo, ha sido sustituida por un compartimento no presurizado para almacenar combustible, y donde el módulo orbital presurizado se utiliza para llevar comida, agua, aire y equipamiento diverso a los cosmonautas a bordo de la estación espacial.

La parte más novedosa de las Progress era su sistema de trasvase de combustible, que permitía llenar los tanques de la Salyut. De este modo, la estación podía elevar su órbita regularmente e impedir su reentrada. Naturalmente, también podía usar sus propios motores para subir la órbita de la estación.

La decisión de construir la Progress se vio influida por la existencia de la nave de carga TKS de Chelomei. Este vehículo, que también era una competencia para la Soyuz de Energía, estaba siendo desarrollado para llevar carga y tripulaciones a las estaciones Salyut y Almaz. Sin duda, a Energía le interesaba ver un vehículo propio en servicio antes de que la TKS fuera operativa.

Aunque hoy nos pueda parecer algo rutinario, el acoplamiento automático de una nave entraña múltiples dificultades. Es importante recordar que los EE.UU. jamás han desarrollado un sistema de estas características, pues tradicionalmente han confiado más que los rusos en las capacidades de los pilotos humanos. Al carecer de un programa de estaciones espaciales tan activo como el de la URSS, nunca sintieron la necesidad de desarrollar una nave similar.

Hacia las Estaciones Espaciales

La Progress 1 se acopló el 22 de enero de 1978 al complejo orbital Salyut 6-Soyuz 27, donde le esperaban los cosmonautas Yuri Romanenko y Georgi Grechko. Sería la primera de muchas misiones que permitieron a la URSS pulverizar todos los récords de permanencia en el espacio. Un total de 43 naves Progress de primera generación sirvieron a las estaciones Salyut 6 (12), Salyut 7 (13, una bajo el nombre Kosmos 1669) y Mir (18) en el periodo 1978-1989. En 1989 fue introducida la Progress M, básicamente una versión de carga de la Soyuz TM, con mayor capacidad y paneles solares, que cuenta además con el sistema de acoplamiento Kurs. La Progress M incorpora en el módulo central dos tanques de combustible, dos de comburente y dos de agua. Tiene capacidad para permanecer en el espacio hasta 30 días en vuelo autónomo y hasta 180 días acoplada a una estación. Con este modelo también se introdujo el sistema de acoplamiento manual TORU.

Las primeras 43 Progress M se acoplaron a la Mir y el resto sigue sirviendo fielmente a la Estación Espacial Internacional (ISS). En 2000 se introdujo la Progress M1, una variante de la Progress M que incorpora una mayor capacidad de combustible, aunque a costa de disminuir la masa del resto de carga útil. En concreto, la Progress M1 tiene cuatro tanques de combustible y cuatro de comburente, pero ninguno de agua. Las Progress M1-1, M1-2 y M1-5 se acoplaron a la Mir. La Progress M1-5 fue usada para hacer reentrar al vetusto complejo espacial en 2001. El resto de Progress M1 han sido lanzadas rumbo a la ISS, la última (Progress M1-11) en 2004. Hasta la pérdida del Columbia en 2003, el shuttle era el principal encargado de transportar agua a la ISS. Al convertirse las Progress en el único vehículo en abastecer a la estación, se prefirió usar las Progress M en vez de las Progress M1, ya que pueden transportar mayor cantidad de agua.

Uno de los problemas de estos vehículos es que son unidireccionales, es decir, sirven para transportar carga desde la Tierra a las estaciones espaciales, pero no en sentido inverso. En realidad, una vez cumplida su función, la Progress se utiliza como camión de basura. Ésta es destruida junto con la nave al reentrar en la atmósfera. Por esto se diseñó la cápsula VBK Raduga ("arcoiris"). VBK, acrónimo ruso de "cápsula balística de retorno", fue usada con las Progress M en el periodo 1990-1994. La masa que podía transportar era solamente de 150 kg. Puesto que Raduga ocupaba un precioso volumen en el interior de las Progress y teniendo en cuenta la crisis por la que pasaba el programa espacial ruso a mediados de los 90, sólo se lanzaron un total de diez cápsulas.

Experimentos

Durante estos treinta años, algunas de las misiones Progress se han usado para realizar experiencias de diversa índole y lanzar minisatélites. Uno de los experimentos más curiosos fue la prueba de los asientos eyectables del transbordador Burán, entre 1988 y 1990. Cinco misiones (Progress 38-42) llevaban un asiento K-36M-ESO encima de la nave durante el lanzamiento. Este asiento era lanzado a una altura de 35-40 km y a una velocidad de Mach 3,2-3,1, demostrando la viabilidad de este sistema de emergencia. Otra carga muy famosa fueron los espejos espaciales Znamya ("bandera"), cuyo propósito era iluminar el lado nocturno de nuestro planeta. Se lanzaron dos espejos desplegables, Znamya 2 (Progress M-15) en 1992 y Znamya 2.5 (Progress M-40) en 1998. Aunque Znamya 2, un espejo de 20 m, fue un éxito, Znamya 2.5 (25 m) no pudo completar su misión.

Sin las diligentes Progress, la ISS no podría permanecer habitada de forma constante. Curiosamente, este año deberá ser lanzada por primera vez la segunda nave espacial de carga de la historia, el ATV de la ESA, nave que muestra bastantes similitudes con el proyecto ya cancelado denominado Progress M2, que debería haber sido lanzado por un cohete Zenit.

Junto a la Progress M2, se han propuesto otras variantes de esta nave de carga, pero hasta la fecha ninguna ha fructificado. Aunque desconocidas por el gran público, las Progress son uno de los logros más importantes del programa espacial ruso, especialmente si tenemos en cuenta que durante estos treinta años se han lanzado más de 110 naves de este tipo y todas han cumplido su cometido.

Cohetes lanzadores

• Soyuz U (1978-1985 / 1993-presente): Progress 1-19, Progress 21-24, Progress M 19-61, Progress M1 1-5, M1-8, M1-10 y M1-11.
  
• Soyuz U2 (1984-1993): Progress 20, Progress 25-42, Progress M 1-18.
  
• Soyuz FG (2001-2002): Progress M1-6, M1-7 y M1-9.

Daniel Marín es astrofísico, miembro del Grupo Hypatia de Telescopios y de la Agrupación Astronómica de Gran Canaria.

Hasta el día 4 de enero de este mismo año, el Sol estaba tranquilo, sin ninguna mancha interesante. Era algo normal por los científicos ya que el antiguo ciclo solar, que había empezado en enero de 1996 y tenido su máximo en 2000-2001, estaba acabándose. Fue ese mismo día 4 de enero cuando la sonda SOHO propiedad de la NASA y la ESA, realizó la fotografía que acompaña esta noticia, en la que aparecía una mancha solar. Esto era lo que los astrofísicos solares llevaban esperando algún tiempo, ya que indicaba el nacimiento de un nuevo ciclo solar. Es el número 24 y según algunas predicciones será bastante intenso, con el máximo en el 2011 o 2012. Si se cumplen las estimaciones, podría llegar a causar problemas serios en las telecomunicaciones, los sistemas eléctricos, e incluso en los GPS.

Ciclos solares

Un ciclo solar es un periodo de tiempo en el que el Sol atraviesa todas sus etapas de actividad. El ciclo comienza del mismo modo que lo acaba, con una actividad muy escasa, mientras que en la zona central hay un máximo en donde la actividad solar es muy elevada. En los ciclos solares pueden darse variaciones de luminosidad y viento solar o variaciones en el campo magnético, pero ambos están relacionados entre sí. La duración total es de unos once años y los astrofísicos y astrónomos especializados en el estudio del Sol, han llegado a comprender bastante bien su funcionamiento, debido a que las manchas solares son el mejor reflejo de los ciclos solares y su poder.

En los periodos de poca actividad, el número de manchas solares es escaso o inexistente, mientras que en las épocas de máximos el número de manchas puede ser cercano a 200. ¿Qué son las manchas solares? Por lo que sabemos, se trata de zonas del Sol cuya temperatura es inferior a la del resto de la superficie y con una gran actividad magnética.

La actividad solar y la Tierra

Los problemas que puede causar son debido a la eyección de partículas de alta energía desde la corona solar y la cromosfera, que llegan a la Tierra provando aparte de las bonitas auroras boreales, daños en aparatos electrónicos, principalmente de los satélites, la ionización de la atmósfera impidiendo las comunicaciones por radio, o problemas de salud en astronautas que se encuentren en el espacio debido a la fuerte radiación. Pero no os asustéis, que es algo completamente normal y se producen (de media) cada once años.

Más información

• ¿Está comenzando un nuevo ciclo solar?, NASA (en inglés)
• Comienza el ciclo solar 24, Astroseti

Iván García Cubero es estudiante de física en la Universidad de Oviedo. Reproducido con permiso.

El pasado lunes 14 ene 2008, la sonda Messenger (NASA) sobrevoló Mercurio a una distancia mínima de 200 kilómetros. Durante este sobrevuelo tomó más de 1000 imágenes de la superficie de Mercurio, que actualmente está transmitiendo a la Tierra. Este es el primer sobrevuelo sobre Mercurio, el planeta más cercano al Sol, desde que el 16 mar 1975 lo hiciera la sonda Mariner 10. Este primer sobrevuelo a Mercurio había sido muy esperado por los científicos planetarios, ya que solo el 45% la superficie fue fotografiada por la Mariner y el resto solo se conocía a partir de ecos de radar.

La imagen que acompaña esta noticia fue tomada por la cámara de gran campo de la Messenger, 80 minutos después de la máxima aproximación, a una distancia de 27 mil kilómetros. Hasta este momento solo se habían publicado las del acercamiento, donde aún era difícil distinguir características de la superficie de Mercurio. En la imagen se puede apreciar la gran craterización de la superficie. La imagen, en blanco y negro, le da un aspecto muy similar al de la Luna. Sin embargo, una inspección cuidadosa de la fotografía revela diferencias apreciables entre nuestro satélite y Mercurio. Emily Lakdawalla, de la Sociedad Planetaria, explica: «La diferencia más obvia entre Mercurio y la Luna es que la Luna tiene regiones brillantes, rellenadas por las lavas basálticas que forman los mares lunares o maria. Mercurio no tiene nada similar».

En la imagen se encuentra la cuenca Caloris, de 1300 kilómetros de diámetro. Es el resultado de un impacto y se trata de uno de los cráteres de mayor diámetro del Sistema Solar. Louise M. Prockter, científico de uno de los instrumentos de la sonda, «Caloris es inmenso, sobre un cuarto del diámetro de Mercurio, con cadenas de montañas en su interior que tienen tres kilómetros de altura. Mariner 10 solo vio una mitad de él. [...] Estas cuencas de impacto actúan como perforadoras naturales que sacan material del interior y la esparcen alrededor del cráter». A pesar de sus dimensiones, en esta imagen de la Messenger no se puede apreciar bien la estructura, situada en la esquina superior derecha. Los detalles más evidentes están situados en el hemisferio izquierdo de la imagen, donde la sombra solar dibuja el relieve de los accidentes geológicos.

Durante los próximos días, se espera que se vayan publicando más imágenes del sobrevuelo. Entre ellas se encuentran las obtenidas mediante otros filtros, lo que permitirá componer las imágenes en color.

Messenger

La sonda Messenger (NASA) se lanzó en agosto de 2004. Su objetivo es orbitar y estudiar Mercurio. Para que la sonda frene su velocidad inicial y se ponga en órbita a Mercurio, serán necesarias varias asistencias gravitacionales. La primera asistencia fue en agosto de 2005 con la Tierra, y permitió a la sonda bajar a la órbita de Venus. Una vez allí, otras dos asistencias con Venus (en octubre de 2006 y junio de 2007), redujeron aún más la velocidad de la sonda y así ha conseguido acercarse a la órbita de Mercurio. Sin embargo, necesitará de tres maniobras más para quedar atrapado por la gravedad del planeta. Tras el sobrevuelo de este mes de enero, Messenger repetirá encuentros con Mercurio en octubre de 2008 y septiembre de 2009. Finalmente, la inserción orbital en Mercurio tendrá lugar en el cuarto encuentro en marzo de 2011.

Messenger realizará a partir de entonces un mapa de la superficie y de la composición mineralógica de Mercurio. Las cámaras de la sonda permitirán una resolución al menos cientos de metros. También investigará al campo magnético del planeta. La misión principal de la sonda durará un año terrestre (en los que Mercurio completará cuatro vueltas alrededor del Sol).

Mercurio

Mercurio, para los romanos, era hijo de Júpiter y dios del comercio. En el cielo es de difícil observación, puesto que posee órbita interior a la de la Tierra, y solo es visible en los amaneceres o atardeceres. Mercurio es uno de los cuatro planetas de tipo terrestre del Sistema Solar y el más denso. También es el más pequeño y el más cercano al Sol. Tiene un diámetro de 4880 kilómetros, lo que lo sitúa en tamaño entre la Luna (3476 km) y Marte (6794 km). Da una vuelta sobre su eje cada 59 días y completa una vuelta alrededor del Sol cada 88. Orbita a solo 58 millones de kilómetros del Sol (la Tierra lo hace a 150 millones) y eso hace que las temperaturas en el planeta sean extremas: de 420°C por el día, a -180°C por la noche.

Una de las características más interesantes del planeta es el campo magnético detectado por la Mariner 10. Ni Marte, ni Venus, ni la Luna lo poseen. Solo la Tierra. ¿Por qué? Algunos geólogos planetarios creen Mercurio posee un gran núcleo de hierro líquido, que daría cuenta no solo del campo magnético, sino del 60% de la masa del planeta. En la Tierra, el campo magnético es indispensable para la vida, ya que nos protege de las partículas del viento solar y cósmicas. En el caso de la Tierra, el núcleo está compuesto de hierro y níquel líquidos. En el caso de Venus, aunque su núcleo está compuesto también de hierro, el planeta gira muy lentamente. En el caso de Marte, la mayoría del hierro del planeta no se encuentra en el núcleo. Sin embargo, otros geólogos planetarios creen que, como en el caso de Marte y la Luna, el magnetismo detectado solo se debe al hierro superficial imantado, y no porque tenga un núcleo líquido de hierro.

Quizás uno de los enigmas más interesantes sea la hipótesis de que Mercurio posee agua en sus polos. Al contrario que la Tierra, el eje de Mercurio es casi perpendicular a su órbita. En algunas zonas polares, el Sol nunca sale ni se pone, y están en sombra perpetua, a muy baja temperatura. A través de imágenes de radar realizadas desde Tierra, algunos de estos cráteres de Mercurio muestran una reflectividad mucho mayor que las áreas circundantes. En Marte y algunos satélites de Júpiter, esta gran reflectividad está asociada a depósitos de hielo de agua. ¿Es el caso de Mercurio? Si fuese así ¿cuál es el origen de ese agua? Quizás se trate de agua proveniente del interior de Mercurio que sale poco a poco a la superficie y se retiene allí durante grandes periodos de tiempo. También podrían venir de cometas que hayan impactado con Mercurio. O bien podría tratarse de otro material.

Algunas de estas cuestiones podrían irse aclarando en los sobrevuelos, pero lo más interesante llegará en 2011, cuando la sonda se ponga en órbita alrededor de Mercurio. Y aunque los científicos esperan resolver estos misterios, los más interesantes son los que aún desconocemos.

Referencias

• Primera mirada de Messenger a la cara no vista anteriormente de Mercurio, nota de la Universidad John Hopkins (en inglés)
• Primera imagen de Messenger, Sociedad Planetaria (en inglés)
• Sonda Messenger, NASA (en inglés).

Los asteroides son cuerpos sólidos pequeños que dan vueltas alrededor del Sol siguiendo órbitas situadas en su mayoría dentro del llamado cinturón de asteroides, una región difusa entre Marte y Júpiter. El personaje más famoso de Antoine de Saint-Exupéry, el Principito, vivía en un asteroide volcánico cuyos volcanes cuidaba con esmero.

Pero se cree que los asteroides volcánicos reales son muy escasos. Un asteroide volcánico o, con más propiedad, basáltico, solo llega a formarse si su cuerpo se ha fundido parcialmente en algún momento del pasado, lo que permite que los elementos pesados (metales) se hundan hacia el centro y que los más ligeros se acumulen en el manto, a la vez que se forma una corteza basáltica debida la emisión de flujos de lava. Este proceso, llamado diferenciación, solo se produce en asteroides de tamaño considerable.

Vesta

Solo hay un asteroide grande que presente corteza basáltica, Vesta, y se ha hallado toda una familia de objetos más pequeños que presentan rasgos orbitales y superficiales parecidos, lo que hace pensar que se trata de fragmentos arrancados de Vesta por grandes impactos: estos asteroides conforman la "familia de Vesta". Sin embargo, hay motivos para pensar que los asteroides basálticos no tendrían que ser tan escasos. Hoy día se considera que el viejo Sistema Solar tuvo que contar con muchos objetos análogos a Vesta y varios de ellos, o al menos algunos de sus fragmentos, podrían seguir ahí fuera.

Estudios recientes han descubierto que algunos asteroides cercanos a la Tierra, de tamaño muy reducido, son basálticos y que, a la vez, no tienen por qué ser miembros descarriados de la familia de Vesta. Además, en 2000 se descubrió un asteroide basáltico en la región exterior del cinturón principal, Magnya.

Nuevos asteroides volcánicos

Los investigadores René Duffard (Instituto de Astrofísica de Andalucía) y Fernando Roig (Observatório Nacional do Brazil) han dedicado parte de su trabajo científico a seguir la pista de los asteroides basálticos, y explican que Magnya «se encuentra demasiado alejado de la familia de Vesta como para que haya probabilidades reales de que constituya un fragmento de la corteza de Vesta». Convencidos de que tiene que haber más mundos basálticos no relacionados con Vesta, emprendieron una búsqueda en pos de estos objetos exóticos.

Estos investigadores afirman que «la diversidad que se observa en los meteoritos basálticos recogidos en la Tierra requiere que procedan de más de un asteroide basáltico progenitor». En un estudio publicado recientemente, confirman el hallazgo de dos asteroides basálticos adicionales en las regiones externas del cinturón principal. Sus nombres son Kumakiri y 1991 RY₁₆. El segundo carece aún de nombre propio y por ahora se designa por medio de su código numérico. Los rasgos mineralógicos y las características orbitales de estos cuerpos los sitúan claramente fuera de la familia de Vesta. Las observaciones se realizaron en el Observatorio de Calar Alto, mediante la cámara CAFOS acoplada al telescopio de 2,2 metros.

Duffard y Roig explican que Magnya, Kumakiri y 1991 RY₁₆ «se encuentran bastante separados entre sí en términos de elementos propios, y que ninguno de ellos pertenece a las familias de asteroides conocidas». Además, ciertos rasgos espectrales poco comunes podrían situarlos como los primeros ejemplos de una categoría de objetos totalmente nueva. Estos investigadores planean ya observaciones adicionales para definir mejor las propiedades de estos asteroides, y para ampliar la clase de los asteroides basálticos que no pertenecen a la familia de Vesta.

El Principito vivía en el asteroide B612, que poseía tres volcanes y una rosa. Los asteroides volcánicos reales ya están aquí. Pero, ¿dónde están las rosas?

© 2007 Observatorio de Calar Alto. Reproducido con permiso.