Cuerpos Menores: Reliquias de la formación del Sistema Solar

Cuerpos Menores: Reliquias de la formación del Sistema Solar

Introducción

Además del Sol, los ocho planetas y sus satélites, el Sistema Solar está formado por innumerables cuerpos de menor tamaño cuyos diámetros van desde los 2.000 km (los llamados planetas enanos) hasta fragmentos de entre 10 metros y pocas milésimas de milímetro (los meteoroides). Estos objetos, distribuidos en todo el espacio circundante al Sol y hasta aproximadamente la mitad de la distancia a la estrella más cercana, se concentran principalmente en tres regiones: el cinturón principal, el anillo transneptuniano y la nube de Oort.

El primero es una región en forma de anillo entre Marte y Júpiter donde se encuentran la enorme mayoría de los asteroides. El segundo es también una región en forma de anillo que se extiende desde Neptuno hasta unas 50 veces la distancia Tierra-Sol. Finalmente, la Nube de Oort es una extensa región esférica, que rodea al Sol y se extiende hasta donde la influencia gravitatoria de éste deja de ser preponderantes, entre 1 y 2 año luz.

Estructura del Sistema Solar (NASA/Caltech)

Los progenitores de estos cuerpos (llamados planetesimales) se formaron hace unos 4.500-4600 millones de años a partir de la agregación de pequeñas partículas sólidas presentes en el llamado disco protoplanetario. Este disco se formó con el material “sobrante” de la nube que se condensó para formar al Sol y que quedó girando a su alrededor. Su número inicial fue abrumador y su importancia extrema dado que fueron los ladrillos constitutivos de los planetas, nacidos por agregación de miles de planetesimales.

Los cuerpos menores son el resultado de la evolución de los planetesimales sobrevivientes, y constituyen reliquias de altísimo valor para comprender el origen y evolución del Sol y su sistema, y de los sistemas planetarios que estamos descubriendo alrededor de otras estrellas.

Hasta la década de los noventa los cuerpos menores conocidos eran los asteroides, los cometas y los meteoroides. La diferencia entre un asteroide y cometa radica principalmente en que los asteroides son objetos básicamente rocosos mientras que los cometas albergan una componente volátil muy significativa que, al estar presente en forma de hielos (siendo el hielo de agua el componente principal), se sublima al ser calentada por la radiación solar. Precisamente ese gas sublimado arrastra el polvo de la superficie. Eso conlleva la formación de una envoltura de gas y polvo alrededor del cometa que se denomina coma, además de también originar las características colas de estos objetos. Las pequeñas partículas desprendidas producen enjambres de meteoroides por su afinidad orbital al cometa progenitor.

Mientras que los cometas han sido conocidos desde la antigüedad dado que algunos de ellos resultan espectaculares y fácilmente visibles a simple vista, el primer asteroide (1) Ceres, fue descubierto en 1801 por el astrónomo italiano Giuseppe Piazzi. En 1950 el astrónomo holandés Jean Oort demostró que muchos cometas, en particular los llamados de largo período, debían venir de una región esférica alrededor del Sol, la que hoy llamamos Nube de Oort. En 1980, el astrónomo uruguayo Julio Fernández, quien entonces trabajaba en el Observatorio Astronómico de Madrid, demostró que debía existir un cinturón transneptuniano de objetos helados que originarían a un grupo particular de cometas, los de corto período. En 1992 los astrónomos americanos Jane Luu y David Jewitt descubrieron el primero de estos cuerpos, 1992 QB1. A día de hoy se conocen cerca de mil, y sabemos además que Plutón, a quien hasta 2006 considerábamos el 9º planeta, es el segundo transneptuniano de mayor tamaño, después del recientemente descubierto Eris. Estos descubrimientos acaecidos durante los últimos años han significado una revolución en el conocimiento del Sistema Solar, habiéndose descubierto cientos de miles de asteroides, cientos de nuevos cometas, y, lo que es aún más importante, una región desconocida que se encuentra poblada de cuerpos helados más allá de Neptuno.

De izquierda a derecha: Asteroide Ceres (HST ACS/HRC) - Giussepe Piazzi - Jan Oort - Nube de Oort y Cinturón de Kuiper (Donald K. Yeoman - NASA/JPL) - Julio Fernández - Jane Luu & David Jewitt - Imagen de 1992 QB1 (@david jewitt)

La formación de los Cuerpos Menores

Desde el origen del Sistema Solar la gravedad ha jugado un papel esencial, conforme los cuerpos crecían de la agregación de las diminutas partículas del disco protoplanetario. Los cuerpos planetarios que alcanzaron rápidamente un mayor tamaño fueron engullendo por la atracción gravitatoria a los pequeños. Un papel esencial lo tuvieron los planetas gigantes y, muy particularmente, Júpiter por haberse formado prontamente y por poseer una masa enorme: ¡316 veces la del planeta Tierra! Júpiter no sólo engulló a muchos de esos primeros planetesimales sino que además dispersó a todos aquellos que osasen acercarse demasiado. Por dispersar queremos decir que su campo gravitatorio impulsó a muchos de esos objetos a regiones externas del Sistema Solar (dando lugar por ejemplo a la Nube de Oort). Ese proceso en el que “el grande se come al chico” y que termina limpiando su zona de influencia, ha estado actuando desde el principio de los tiempos por lo que tanto el Sol como los planetas han sufrido colisiones con cuerpos menores. Los cuerpos menores existentes en la actualidad no son sino los supervivientes, objetos de gran valor científico por haber sufrido cada uno de ellos una historia muy peculiar dependiendo de la zona donde se formaron, el tamaño que adquirieron y el flujo de impactos por otros objetos al que han estado sometidos.

Recreación artística del nacimiento del Sistema Solar (NASA)

Para nuestra fascinación las teorías de formación de los planetas por agregación de cuerpos más pequeños no sólo se pueden reafirmar al estudiar estrellas jóvenes de manera remota sino que son directamente corroboradas a partir del estudio de los meteoritos llegados de infinidad de asteroides y de los diminutos materiales que nos llegan desde cometas. Al igual que los planetas, los planetesimales más grandes sufrieron la diferenciación química de su interior. Se entiende por ella la fusión, mezcla y recristalización de sus componentes primordiales para dar origen a minerales secundarios. El resultado son materiales que no tienen que ver con los originales que formaban el disco protoplanetario. Sin embargo, los objetos más pequeños han mantenido sus materiales originales esencialmente inalterados. La razón de ello es que los cuerpos con un diámetro superior a varios cientos de kilómetros comienzan a sufrir el calentamiento de su interior debido a que el calor producido en la desintegración rápida de algunos elementos radioactivos (principalmente 26Al y 60Fe) no puede ser irradiado eficientemente. De ese modo, en el interior de estos cuerpos, se generaron temperaturas suficientes para fundir los materiales y comenzar su diferenciación en capas de materiales con diferente densidad.

Asteroides

Así pues, aquellos objetos rocosos cuyo diámetro oscila entre 10 metros y 1.000 km se denominan asteroides. En la actualidad se conocen unos 400.000 aunque el número total es con toda certeza muchisimo mayor. Se trata de objetos relativamente pequeños, tan sólo siete de ellos son mayores de 300 km. (Tabla 1) para predecir sus movimientos resulta fundamental catalogarlos y determinar sus órbitas. En nuestro Sistema Solar la principal reserva de asteroides es el Cinturón Principal situado entre Marte y Júpiter. Existe también otra población de objetos cuyas órbitas cruzan el sistema solar interior, incluso aproximándose a veces a la Tierra que se denominan Objetos Próximos a la Tierra, también conocidos como NEOs por el acrónimo anglosajón (Near Earth Objects). Se conocen cerca de 6.000 NEOs, de los cuales 750 poseen un diámetro superior a un kilómetro. Dependiendo de sus órbitas los NEOs se agrupan en tres tipos principales: Apolo, Atenas y Amor. Entre los dos primeros se encuentran objetos que cruzan la órbita terrestre. De hecho, cerca de 1.000 objetos de estos grupos se denominan Potencialmente Peligrosos. Para nuestra relativa tranquilidad, entre estos objetos, tan sólo unos 150 poseen un diámetro superior al kilómetro. Nótese que hablamos genéricamente de objetos dado que entre ellos puede haber no sólo asteroides sino núcleos de cometas extintos.

NEOS conocidos (en rojo) (cortesía Rene Duffard)

Dado que la historia de una buena parte de los asteroides ha estado marcada por infinidad de impactos, no nos debe sorprender que su estructura externa e incluso interna haya sido alterada por esos procesos. De hecho, algunos de esos impactos entre asteroides entrarían en la categoría de catastróficos dando lugar a la fragmentación del objeto en múltiples bloques. Esos bloques o fragmentos resultantes, sometidos a su propia gravedad, se reagruparían formando nuevos asteroides. De hecho, se piensa que buena parte de los asteroides podrían ser pilas de escombros. Esas ideas vienen corroboradas por la exploración reciente de asteroides de pequeñas dimensiones como por ejemplo el Itokawa, estudiado por la sonda espacial Hayabusa de la Agencia Espacial Japonesa (JAXA).

Asteroide Itokawa (JAXA)

Tabla 1. Asteroides con diámetro superior a 300 km, indicando su diámetro, masa y densidad media (cuando es conocida).

La nube de Oort. el cinturón transneptuniano y los cometas

Los objetos en la Nube de Oort y el cinturón transneptuniano son los objetos más abundantes del Sistema Solar (del orden de 1012), están compuestos básicamente de hielo y silicatos poco procesados que han permanecido en una región alejada del Sol muy fría, “congelados”, por lo que los materiales que les forman son los más primitivos que podemos encontrar. Son los precursores de los cometas, cuerpos que se escapan de la Nube y el Cinturón y se meten en la región cercana al Sol por perturbaciones gravitatorias. De la Nube de Oort llegan los cometas en órbitas de largo periodo con orbitas que alcanzan a tener periodos orbitales de decenas de miles de años. Los objetos de la Nube sólo pueden ser detectados, con la tecnología actual, si se transforman en cometas. No se ha observado ningún cuerpo allí dadas las enormes distancias a las que se encuentran. Los objetos transneptunianos (TNOs del ingles trans-neptunian objects) si han podido ser detectados, y son los “padres” de los cometas de corto período (<20 años). Mucho se ha avanzado en el conocimiento de estos objetos en la última década. Entre los hechos mas notables relacionados con esta población, debe destacarse el descubrimiento en 2005 de 3 TNOs de tamaño similar a Plutón: Eris, Makemake y 2003 EL61 (ver Tabla 2), este último descubierto en el Observatorio de Sierra Nevada por el grupo del Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC) liderado por el Dr. José Luis Ortiz.

Objeto	Diámetro (km)
(136199) Eris	2.670
(134340) Plutón	2.340
(90377) Sedna	1.600
(136472) Makemake	1.500
(136108) 2002 EL61	1.270
Caronte (satélite de Plutón)	1.210
(84522) 2002 TC302	1.150
(50000) Quaoar	1.140

Tabla 2. Principales objetos transneptunianos con diámetro superior a 1000 km.

La palabra cometa, idéntica en muchos idiomas modernos, procede del griego y su significado es cabellera. De hecho, si los cometas se diferencian en algo de otros astros que encontramos en el firmamento es por que van acompañados de largas cabelleras, conocidas como colas. Esas colas se producen cuando los cometas se aproximan al Sol pues se subliman los hielos que contienen y los gases que desprenden impulsan pequeñas partículas de hielo y polvo. Ese comportamiento es posible dado que los cometas son cuerpos enormemente frágiles al haberse formado de la agregación de pequeñas partículas sólidas y hielos presentes en la región más externa del disco protoplanetario. De hecho, son cuerpos extraordinariamente porosos cuya densidad media es inferior a la del agua. Al parecer las colisiones a baja velocidad de los diminutos materiales conformaron una estructura esponjosa, altamente porosa que todavía hoy los caracteriza. Que hayan preservado sus propiedades primordiales es debido a que la mayoría han permanecido almacenados en distantes regiones del Sistema Solar sin ser calentados por la desintegración radiactiva o la luz solar.

Cometa Hale-Boop (@GEOFF CHESTER)

La fascinación que siempre ha rodeado a estos objetos ha quedado reflejada en la literatura incluso de primitivas civilizaciones. En base al estudio de las diferentes apariciones de cometas fue el británico Edmund Halley quien primero identificó la periodicidad de estos objetos en su visibilidad desde la Tierra. El primer cometa que identificó, cuya espectacularidad y periodo orbital de unos 76 años lo hacía un objeto destacable, fue denominado cometa 1P/Halley. La fascinación por conocer más detalles sobre ese cometa hizo que diferentes agencias espaciales diseñasen toda una armada de naves espaciales para explorar de cerca el núcleo del cometa 1P/Halley, generalmente oculto en la coma de gas sublimado de su interior. La pléyade de resultados obtenidos por esas sondas que atravesaron la coma de ese cometa en 1986 supuso un primer avance en el enigmático origen de estos objetos, aunque surgieron muchas otras preguntas.

Fotografía del cometa 1p/Halley (NASA) y dibujo del cometa a su paso de 1066 en el Tapiz de Bayeux (NASA)

En las últimas décadas la comunidad científica ha ido acumulando evidencias de que son objetos primitivos que preservan en su interior las claves a los procesos físico-químicos acontecidos durante el origen del Sistema Solar. A fin de corroborar esas ideas la misión Stardust de la NASA recuperó en el año 2006 por primera vez partículas de un cometa, catalogado como 81P/Wild 2, que de hecho son las primeras muestras sólidas recuperadas in situ de un objeto del sistema solar que no sea la Luna. Los estudios de esa sonda revelaron que el cometa 81P/Wild 2 tiene un diámetro de 4.5 km y está compuesto mayoritariamente por una mezcla de hielos, materia orgánica y granos minerales cuyo tamaño típico es de unos 10 μm (un micrómetro es una milésima de milímetro).

Sonda Stardust en su regreso a la Tierra, cometa WILD2 y trazas de las muestras que trajo de regreso la mision Stardust (NASA)

Objetos transicionales Cometa-Asteroide

Finalmente existe otro grupo de objetos, compuesto por asteroides que, sin embargo, han presentado o presentan algún tipo de actividad cometaria. Se encuentran en la zona más externa del cinturón principal de asteroides en los que algunos de estos asteroides han sido recientemente identificados. Estos asteroides habrían retenido ciertas cantidades de hielo, que se sublimaría bajo determinadas condiciones produciendo la actividad observada, pero, como los asteroides, estarían mayormente compuestos de silicatos. El más conocido de ellos es el objeto transicional cometa-asteroide 133P/Elst-Pizarro que, de hecho, pasó durante décadas desapercibido como asteroide, por lo que también tiene el número de catálogo 7968 entre estos objetos. Estos objetos, también conocidos como cometas del cinturón principal, forman parte de una población de miles de asteroides, muchos de ellos en una familia colisional llamada familia de Themis. La mayoría de estos asteroides nunca presenta ningún tipo de actividad, lo que demuestra que la proporción de hielos en estos cuerpos es significativamente menor que en los TNOs y cometas. La existencia de estos objetos demuestra que la transición entre objetos rocosos y helados, los primeros cerca del Sol y los otros lejos, no es súbita, sino que hay una región a unas 3 veces la distancia Sol-Tierra poblada con objetos de composición intermedia. Se trata de una población de alto interés dado que la Tierra ha recibido el impacto de muchos asteroides. Si estos tienen un cierto contenido en agua, estos podrían haber contribuido, como los cometas, a la formación de los océanos.

Meteroides y meteoritos

Los mecanismos de transporte hasta la Tierra de las rocas que se desprenden en la colisiones o la desintegración de asteroides y cometas no son, ni mucho menos, tan rápidos como podríamos pensar. Esos fragmentos cuyo diámetro oscila entre 10 metros y una milésima de milímetro se denominan meteoroides. Por termino medio, tales objetos suelen pasar varias decenas de millones de años en el espacio interplanetario. Se conoce dado que en la superficie de estas rocas se originan isótopos radioactivos formados a partir de la radiación solar y cósmica. Dependiendo del tiempo de exposición al espacio interplanetario, estas partículas acumulan estos isótopos y permiten datar el tiempo desde que se desprendieron de su cuerpo progenitor. En general, una serie de carambolas cósmicas permitirán que estas rocas encuentren a nuestro planeta en su camino y, sólo en aquellas condiciones geométricas más favorables, con una velocidad y un ángulo de incidencia adecuados, permitirán la supervivencia de restos que alcanzarán la superficie terrestre. A tales objetos se les denomina meteoritos. Por término general, más de un 95% de la masa de estas rocas en el espacio se perderá en la fase luminosa de bola de fuego, produciendo polvo fino, gas caliente y un pequeño porcentaje de luz, suficiente para que estos fenómenos sean extraordinariamente impactantes para los afortunados observadores casuales. La mayoría de los meteoritos que alcanzan la superficie de la Tierra son rocas compuestas esencialmente de silicatos, aunque también los hay metálicos, compuestos por aleaciones de hierro y níquel, principalmente. Sabemos que la mayoría de estos meteoritos proceden de rocas impulsadas desde el cinturón principal.

El bólido Béjar, producido por una roca de 1.8 toneladas del cometa C/1919Q2 Metcalf, es uno de los más brillantes registrados sobre España en la última década (Javier Pérez Vallejo/Red SPMN)

En España se conoce la caída de una treintena de meteoritos en los últimos siglos. Los dos casos más recientes son el meteorito Villalbeto de la Peña, caído en Palencia en el año 2004, y el meteorito Puerto Lápice, caído en Ciudad Real en el 2007. En ambos casos centenares de personas asistieron al espectacular tránsito atmosférico de las bolas de fuego que originaron a los meteoritos e incluso algunos testigos fueron capaces de obtener valioso material gráfico. Días más tarde se encontraron los meteoritos, cuyos análisis isotópicos revelaron su caída reciente y, por tanto, su relación inequívoca con las bolas de fuego. Asimismo esos meteoritos se localizaron en las zonas previstas de la reconstrucción de sus trayectorias en la atmósfera terrestre en base a vídeos y fotografías estudiadas en el marco de la Red Española de Investigación sobre Bólidos y Meteoritos . El meteorito Villalbeto de la Peña pertenece a la familia de las condritas ordinarias, el tipo de meteorito más común que proceden de asteroides pequeños que no sufrieron procesos de diferenciación importantes.

Meteorito condrítico Villalbeto de la Peña. Se aprecia su estructura interna en luz reflejada (dcha.) y transmitida (izqda.). (Josep M. Trigo/CSIC-IEEC)

El meteorito Puerto Lápice, en cambio, pertenece a la familia de las eucritas, que son meteoritos procedentes de la corteza de asteroides grandes diferenciados. Este tipo de meteoritos tienen las mismas características físicas que el asteroide 4 Vesta, por lo que se piensa que guardan relación con él. Hoy en día sabemos muy bien qué son los meteoritos y las regiones de donde proceden, pero hace apenas unos siglos la caída de un meteorito era considerada un fenómeno sobrenatural. Eso ocurrió, por ejemplo, con la caída de un meteorito en Terrassa el día de Navidad de 1704, que fue atribuida a un señal divino a favor de los austracistas en la Guerra de Sucesión española que entonces azotaba al país.

Imágenes del meteorito Puerto Lápice (Jordi Llorca/UPC)

Ahora la ciencia busca en los meteoritos los vestigios de la formación de los planetas y fragmentos de materiales incluso anteriores a la existencia del Sistema Solar. En un tipo de meteoritos rocosos, las condritas carbonáceas, se han descubierto granos presolares procedentes de otras estrellas anteriores al Sol y moléculas orgánicas. Estas moléculas orgánicas se formaron hace millones de años en el espacio. Dado que los meteoritos permiten el intercambio de rocas entre cuerpos planetarios, hay quien piensa que la vida en la Tierra pudo haberse originado a partir del material orgánico de los meteoritos y cometas que cayeron en el principio de la historia de la Tierra.

AUTOR >> Josep M. Trigo Rodríguez (Instituto de Ciencias del Espacio, CSIC-IEEC), Jordi Llorca (Universitat Politècnica de Catalunya, UPC) y Javier Licandro (Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC)