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ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA
Maximiliano C. L. Rocca

ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA
Los asteroides son cuerpos cósmicos rocosos o metálicos que tienen diámetros desde unos pocos metros hasta el mayor conocido con 1000 Kilómetros (Asteroide 1 Ceres). Giran alrededor del Sol como parte del Sistema Solar. Se conocen varios miles, la mayoría girando entre Marte y Júpiter en el llamado Cinturón Principal.
La imagen corresponde al asteroide tipo "S" Ida, y su pequeña luna Dáctil, observación realizada por la sonda Galileo.
[Cortesía JPL/NASA]
e podría decir que los asteroides son escombros cósmicos que sobraron de la construcción planetaria. El Sol y los planetas se formaron hace unos 5 mil millones de años a partir de una nebulosa galáctica de gas y polvo calientes. A medida que el gas se enfriaba se condensaba en gotas y granos que luego se agrupaban y aglomeraban por la mutua fuerza de atracción gravitatoria. Formaron entonces cuerpos sólidos menores de diversos tamaños. A partir de ellos crecieron los planetas y los sobrantes de ese episodio son los asteroides de hoy. Los del Cinturón Principal giran alrededor del Sol en órbitas casi circulares entre Marte y Júpiter desde el origen del Sistema Solar. Sin embargo, a ciertas distancias del Sol, la fuerza de atracción gravitatoria de los planetas los perturba en su viaje orbital. Son las llamadas RESONANCIAS ORBITALES. Júpiter, el mayor de los planetas, es el responsable principal, con su enorme fuerza de gravedad, de alterar las órbitas de los asteroides del Cinturón Principal. Los atrae cambiando una órbita casi circular en una nueva, ahora de forma elíptica (ovalada).

Otro mecanismo de cambio orbital son los impactos y choques entre asteroides dentro mismo del Cinturón Principal. Ellos producen astillas gigantes que salen disparadas en nuevas órbitas que las alejan de su lugar de origen.

En muchos casos estas órbitas nuevas se cruzan con la de algún planeta cercano y éste, a su vez, también perturba otra vez la órbita del asteroide. Muchos asteroides se mueven en órbitas verdaderamente caóticas por todo el Sistema Solar interior. Es así como un asteroide que se originó en el Cinturón Principal se transforma, con el tiempo, en un Asteroide que se Acerca a la Tierra (AAT). En inglés se los conoce como Near Earth Asteroids (NEAs).
ÓRBITAS
El Sol como estrella es el centro del Sistema Solar. A su alrededor giran los planetas con sus lunas, los asteroides y los cometas. El tiempo que tardan en darle una vuelta se conoce como periodo de translación o año.

Los planetas giran en órbitas casi circulares por lo que su distancia al Sol varía muy poco a lo largo de un periodo de translación. La Tierra gira a 149 millones de kilómetros del Sol, distancia conocida como UNIDAD ASTRONOMICA.

Los Asteroides que se Acercan a La Tierra (AAT) giran en órbitas elípticas y como consecuencia su distancia al Sol cambia mucho en cada periodo de translación.

La idea de cuán ovalada es una órbita nos la da la EXCENTRICIDAD orbital. Este parámetro varía desde cero (un círculo) hasta 1 (una parábola). Cuanto más cerca de 1 es la excentricidad orbital de un cuerpo espacial, más ovalada es la órbita.

Es por eso que los AAT se cruzan con la órbita de la Tierra. Según el tipo de órbita los AAT se clasifican en:
Amores: asteroides que cruzan la órbita de Marte pero no la terrestre. Toman su nombre del asteroide 1220 Amor, una roca de 1 kilómetro de diámetro.
Apolos: asteroides que pueden cruzar las órbitas de Marte, la Tierra, Venus y hasta Mercurio. Pueden chocar con nuestro mundo. Toman su nombre del asteroide 1862 Apollo, una roca de 1.2 kilómetros descubierta en 1932 por K. Reinmuth en Alemania.
Atons (en inglés Atens): asteroides que cruzan la órbita terrestre y la de Venus pero no la de Marte. Son difíciles de descubrir porque están normalmente cerca del Sol y éste, con su proximidad, deslumbra las imágenes. Pueden chocar con la Tierra. Toman su nombre del asteroide rocoso 2062 Aton (Aten en inglés), descubierto en 1976 por E. F. Helin en USA. Se trata de una roca de 1 kilómetro de diámetro bastante esférica.
DETECCIÓN DE AATs
Existen varios programas científicos dedicados a detectar y clasificar AATs. Ya se han catalogado más de mil, y se calcula que hay cientos de miles por descubrir. Para detectarlos se utilizan telescopios de espejo que permiten observar campos muy amplios del cielo nocturno estrellado. En pocas palabras, la técnica utilizada hoy es hacer escaneos con un sensor fotoeléctrico computarizado tipo CCD y una computadora, y luego procesarlos con un software especializado para identificar y clasificar los AATs. Ellos se mueven sobre el fondo de estrellas y son así localizados con cierta rapidez.

Los principales programas que actualmente buscan AATs son:
¨Spacewatch¨: Kitt Peak Observatory, University of Arizona, Tucson, USA. Utiliza dos telescopios: un telescopio de 0.90 metros de diámetro y un sistema CCD de 2048 por 2048 elementos. Cuanto mayor número de elementos hay en un CCD, mayor área del cielo es escaneada. Pioneros en la técnica de escaneado con CCD y computadora llevan ya más de 20 años de trabajos. Está también funcionando un nuevo telescopio de 1.8 metros con un sistema CCD que mejoró la capacidad de detección de este programa.

Neat: Near Earth Asteroid Tracking: NASA-Jet Propulsion Laboratory y U.S. Air Force. Utilizan el telescopio de un metro del grupo del GEODSS en Haleakala, Hawaii, USA. Su sistema CCD consiste en 4096 por 4096 elementos.

Linear: Lincoln Laboratories, Massachusetts Institute of Technology (MIT) y U.S. Air Force.Utilizan también un telescopio de un metro de diámetro del conjunto GEODSS en Socorro, New Mexico, USA. Su sistema CCD es de 2560 por 2560 elementos.

Loneos: Lowell Observatory, Arizona, USA. Utilizan un telescopio de 53 cm, con detector tipo CCD.

Busca, Búsqueda Uruguaya de Supernovas, Cometas y Asteroides: Actualmente la República Oriental del Uruguay tiene su programa de detección de AATs, el cual es similar al LINEAR y al LONEOS de USA. Se trata de un telescopio de espejo de 46 cm con un sistema de imágenes CCD de 512 por 512 elementos. Este programa trabaja en el Observatorio "Los Molinos".
Luego de detectados y cuando se calculan bien sus órbitas, viene la etapa de seguimiento y estudio de los AAT para conocer sus características físicas y químicas.

¿Para qué estudiar a los asteroides?. Hay dos respuestas. Una, puramente científica, nos dice que ellos nos pueden enseñar mucho sobre el origen del Sistema Solar y nuestro propio planeta. También, quizás puedan proporcionarnos recursos minerales (metales, agua, etc.) en algún momento de la exploración humana del Sistema Planetario. Sin embargo, muchas personas no tienen hoy el menor interés ni curiosidad por la naturaleza que los rodea y no aceptarán este argumento.

Para ellos hay también una respuesta. Existe un lado nefasto de los asteroides que hay que tener muy presente. El impacto de uno de ellos sobre nuestro mundo es la PEOR catástrofe que actúa sobre la faz de la Tierra y, es capaz de aniquilar tanto a nuestra civilización como a la biosfera planetaria. Es un fenómeno real y activo. Si no aprendemos a conocerlos y a protegernos de ellos, los asteroides (tarde o temprano), nos destruirán como civilización y como especie viviente. Cree el autor que esto es motivo suficiente para justificar su estudio aún frente a las dudas de las mentes más obtusas.

Hay dos modos de estudiar los AATs: Con sondas robot en el espacio, o desde observatorios aquí en la Tierra.

ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA A la fecha (2004), sólo una sonda ha visitado un Asteroide que se Acerca a La Tierra. Se trata de la sonda NEAR-Shoemaker (Near Earth Asteroid Rendezvous), NASA, USA. Fue lanzada el 17 de Febrero de 1996 con destino final en el asteroide de tipo orbital amor 433 Eros. Su peso total era de 805 kilogramos. En Febrero de 1998 pasó por Eros sin ponerse en órbita. El 14 de Febrero de 2000 entró en órbita alrededor de Eros y el 12 de Febrero de 2001 descendió (!!) suavemente sobre él.

La sonda sobrevivió al aterrizaje y transmitió una serie de imágenes desde la superficie de este AAT. Se observaban bloques de rocas en un suelo polvoriento semejante al de nuestra Luna. Esta sonda contaba con espectrógrafos ópticos, infrarrojos, de rayos X y Gamma, magnetómetros, una cámara óptica mulitespectral y un radar láser.

Aquí en la Tierra existen varios programas en distintos observatorios astronómicos que estudian AATs. Los principales centros y observatorios terrestres dedicados a su estudio son:

MINOR PLANET CENTER, International Astronomical Union (IAU), Cambridge, Massachusetts, USA. Es el Centro que coordina y cataloga todos los datos e información sobre asteroides, tanto del CINTURON PRINCIPAL como los AATs y los cometas. Ellos publican la Minor Planet Electronic Circular, que pone al tanto de los descubrimientos y estudios sobre asteroides a los astrónomos de todo el mundo.

DLR: Instituto de Exploración Planetaria, Berlín, Alemania: Utilizan telescopios en dos observatorios astronómicos: 1) ESO, Observatorio Europeo Austral, La Silla, Chile. Estudian los AATs con el telescopio de 0.60 metros. Se especializan en estudios de la rotación y forma de los AATs. 2) Observatorio de Calar Alto, Canarias, España. Utilizan el telescopio de 1.2 metros.

Observatorio de Ondrejov, Ondrejov, República Checa. Especializados en estudios de la rotación y forma de los AATs utilizan un telescopio de 0.65 metros con un fotosensor CCD. Se especializan en estudios de la forma y rotación de los AATs por medio de las curvas de la luz.

COMPOSICIÓN
No todos los asteroides son iguales. Para conocer de qué están hechos los AATs, se recurre a la espectroscopía de reflectancia. Esta técnica consiste en analizar la luz que refleja el asteroide, color por color, y medir su intensidad comparada con la que recibe del Sol.

De acuerdo a la forma como el AAT refleja o absorbe la luz del Sol en cada color, se puede deducir qué materiales lo constituyen. Los asteroides se agrupan en varios tipos distintos de acuerdo a cómo reflejan la luz. Los más importantes son:

S y Q: Rocosos, silíceos. Reflejan entre un 10 % y un 30 % de la luz solar. Son de color rojizo y están compuestos por minerales de Sílice, Hierro, Magnesio, Aluminio, Calcio y Potasio. El mineral más común en estos asteroides es el Olivino, un silicato de Hierro y Magnesio de color verde oliva. También contienen Hierro y Níquel metálico.

C: Rocosos, carbonáceos. Son muy oscuros, de colores negro o marrón oscuro y reflejan sólo un 3 a 7 % de la luz solar. Están compuestos por minerales de Sílice alterados por agua y, lo más interesante, tienen compuestos de carbono de origen inorgánico. Es por eso que se los llama Carbonáceos.

M: Metálicos. Reflejan entre 12 y 30 % de la luz solar. Son de color claro y están compuestos por aleaciones de Hierro y Níquel metálicos.

E: Rocosos, Enstatita. Muy brillantes, reflejan entre un 30 y un 60 % de la luz solar. Los forma un mineral de Sílice y Magnesio llamado Enstatita.

V: Rocosos, basálticos. Reflejan entre un 20 y un 50 % de la luz solar. Son grises y están compuestos por Basalto, una roca que se forma en erupciones volcánicas.

Actualmente no se discute que los meteoritos que caen sobre nuestro planeta son simplemente fragmentos de asteroides.
SU FORMA Y ROTACIÓN

La forma de los AATs es totalmente irregular y los hay desde alargados hasta esféricos. Con su rotación ocurre lo mismo, los hay que completan un giro en unos minutos y otros tardan varios días.

Se utilizan dos sistemas para conocer estos parámetros:

1- Curva de la Luz:

Ningún telescopio óptico existente tiene la potencia suficiente como para lograr resolver imágenes de la superficie de los AATs. Ellos son demasiado pequeños a escala planetaria. En los telescopios, los AATs aparecen como fuentes puntuales de luz con una determinada magnitud visual. Observando su magnitud visual durante horas se aprecian cambios periódicos de su intensidad como consecuencia de su rotación. Cuanto más alargado es un asteroide, mayores son las diferencias en la variación de su magnitud visual.

Al tipo de gráfico que resulta de estas observaciones se lo conoce como la Curva de la Luz. En la posición 1 el asteroide muestra al observador su cara más alargada y su magnitud visual es la máxima porque la superficie a la vista es la mayor. Por el contrario, en la posición 2 muestra su cara más chica y su magnitud visual es mínima.

El proceso se repite a medida que la roca espacial rota. Entre las posiciones 1 y 4 se ha cumplido una rotación completa.

"Curva de Luz"
Una típica "Curva de la Luz"

La curva de la luz, con sus crestas y valles, nos da una idea muy buena de la forma del AAT y de su periodo de rotación. Hay que tener en cuenta la orientación Sol-asteroide-Tierra: el llamado ángulo de fase. Vale cero cuando el asteroide, la Tierra y el Sol están en línea. Vale 180° cuando el asteroide está justo entre la Tierra y el Sol. Lo que cambia con el ángulo de fase es la magnitud de las sombras proyectadas por la luz del Sol en la superficie del asteroide vistas desde la Tierra. Visto desde ángulo de fase cero, se notan muy pocas sombras y las variaciones de magnitud son estrictamente consecuencia de la forma neta de la roca. A mayor ángulo de fase, mayor es la amplitud de variación en el gráfico de la curva de la luz. Las sombras proyectadas por los rasgos geográficos del propio asteroide oscurecen parte de la roca a intervalos regulares. ¡Haga la experiencia con cualquier roca en su casa!.

Comparando datos de la rotación de cientos de asteroides se descubren patrones curiosos.

No se conoce ningún asteroide de más de 200 mts. de diámetro que gire más de una vez cada 2.2 horas. Este punto de corte en sus periodos de rotación es de fácil explicación, si suponemos que estos asteroides son PILAS DE ESCOMBROS unidos por la mutua fuerza de gravedad, que se disgregarían por la fuerza centrífuga si girasen demasiado de prisa. Los asteroides menores de 200 mts. giran, a veces, una vez cada pocos minutos y por lo tanto son rocas sólidas monolíticas. Parece ser que, muchas veces, cuando dos asteroides chocan entre sí se rompen en trozos pero, estos trozos, no se dispersan muy lejos. La fuerza de gravedad de cada uno atrae a los otros y entonces los vuelve a juntar. Se forma así una pila de escombros cósmicos.

Se ha descubierto por este método que muchos AATs son binarios: formados por dos rocas unidas por la fuerza de gravedad y orbitándose una alrededor de la otra. Aproximadamente un 17% de los AATs son binarios.

2- Radar:

Utilizando potentes transmisores de radar y receptores muy sensibles con antenas gigantes se pueden enviar señales a los AATs y recibir los ecos correspondientes que vienen desde ellos. Se utilizan las antenas de radar más grandes del mundo como por ejemplo:

Observatorio de Arecibo, Puerto Rico, USA, que mide 305 metros de diámetro.

Goldstone, California, USA. Es un conjunto de varias antenas parabólicas la mayor de las cuales mide 70 mts de diámetro.

Con un sofisticado tratamiento de datos y complejas mediciones de los tiempos entre señal y ecos, se puede calcular con exactitud el periodo de rotación y la silueta de los AATs. Se han obtenido imágenes de radar muy hermosas y detalladas. Estas imágenes nos muestran rocas gigantes e irregulares con depresiones que posiblemente son cráteres de impacto.

Unas son más angulosas, otras más redondeadas. También se ha confirmado que algunos AATs son binarios, viajan por el espacio de a dos.
EJEMPLOS DE ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA
A continuación, se dan los datos fundamentales de algunos AATs de importancia. Se citan su número, nombre, su tipo orbital (Amor, Apolo o Atons), su distancia media al Sol, la excentricidad orbital (que nos muestra cuán oval es su órbita), la inclinación (se refiere a cuán inclinada está su órbita con respecto a la órbita terrestre), su diámetro, su tipo espectral (composición) y su periodo de rotación.

433-EROS - (Amor). Distancia Media al Sol: 216 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.22 Inclinación:10.8 grados. Diámetro: 34-11-11 kilómetros. Tipo espectral: S (Rocoso). Periodo de Rotación: 5.27 hs. Densidad: 2.67 gramos por centímetro cúbico.

Descubierto por G. Witt desde Berlín, Alemania en 1898, es el AAT que más ha sido estudiado gracias a la sonda NEAR-Shoemaker. Su superficie muestra cráteres de impacto y bloques rocosos aislados.

1036-GANIMEDO - (Amor). Distancia Media al Sol: 397 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.537 Inclinación: 26.4 grados. Diámetro: 38 kilómetros. Tipo espectral: S (Rocoso). Periodo de Rotación: 10.3 hs.

Descubierto en 1924 por W. Baade desde Hamburgo, Alemania, es el mayor AAT que existe.

1580-BETULIA - (Amor). Distancia Media al Sol: 328 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.564 Inclinación: 48.5 grados. Diámetro: 9.9 - 6.1 - 4.4 kilómetros. Tipo espectral: C (Carbonáceo, Rocoso). Periodo de Rotación: 6.132 hs.

Descubierto en 1950 por K. L. Johnson desde Johannesburg, Sud África. Betulia es un asteroide algo alargado y oscuro como el carbón. Tiene en uno de sus lados un rasgo superficial prominente... un cráter quizás.

1620-GEOGRAPHOS - (Apolo). Distancia Media al Sol: 186 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.351 Inclinación:14.2 grados. Diámetro: 5.0 - 2.0 - 2.1 kilómetros. Tipo espectral: S (Rocoso). Periodo de Rotación: 5.22 h.

Descubierto en 1951 por A. G. Wilson y M. Minkovsky desde Palomar, USA. Geographos es uno de los asteroides más alargados conocidos. Con forma de pepino y color anaranjado fue motivo de una intensa investigación internacional a principios de la década de 1990. Así mismo ha sido mapeado mediante ondas de radar.

ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA

3103-EGER - (Apolo). Distancia Media al Sol: 209 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.354. Inclinación: 20.9 grados. Diámetro: 2.5 -1.5 kilómetros. Rotación: 5.7 Hs. Tipo: E (Enstatita).

Descubierto en 1982 por M. Lovas desde Piszkesteto, Hungría. Muy brillante, de color blanco-gris refleja un 50 % de la luz del Sol. Algo alargado en su forma, EGER es uno de los pocos AATs tipo E.

3554-AMUN - (Aton). Distancia Media al Sol: 145 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.251 Inclinación: 21.6 grados. Diámetro: 2.0 kilómetros. Tipo espectral: M (Metálico, Hierro-Níquel). Periodo de Rotación: 2.53 Hs.

Descubierto por E. Shoemaker y C. Shoemaker desde Monte Palomar , USA en 1986, este AAT es uno de los pocos de composición metálica.

3908-Nyx - (Amor). Distancia Media al Sol: 288 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.513. Inclinación: 2.80 grados. Diámetro: 910 - 670 - 530 metros. Rotación: 4.42 Hs. Tipo: V (Basáltico rocoso).

Descubierto en 1980 por H.-E. Schuster desde La Silla, Chile. Este asteroide tiene una forma muy angulosa, probablemente es un paralelepípedo algo irregular. Se trata de un fragmento de roca volcánica arrancado por un impacto gigante desde la superficie de otro asteroide que orbitaba en el Cinturón principal, posiblemente el 4 Vesta.

4179-TOUTATIS - (Apolo). Distancia Media al Sol: 374 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.639 Inclinación: 0.46 grados. Diámetro: 4.60-2.40-1.92 kilómetros. Tipo espectral : S (Rocoso). Periodo de Rotación: 5.41 hs. COMPLEJA

Descubierto en 1989 por C. Pollas, J.-L. Heudier, R. Chemins y A. Maury desde Caussols, Francia. Esta roca rojiza no sólo está rotando, también está como rebotando sobre ella misma con un periodo de precesión de 7.35 Hs. Se supone que esta rotación compleja es el resultado de un impacto que castigó a Toutatis dejándolo ahora rebotando en una nueva órbita. Toutatis ha sido mapeado mediante ondas de radar. Su órbita es potencialmente peligrosa. Debido a que está muy poco inclinada con respecto a la órbita terrestre, un impacto con la Tierra es posible en algún momento dentro de los próximos 100000 años.

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4769-CASTALIA - (Apolo). Distancia Media al Sol: 158 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.483. Inclinación: 8.8 grados. Diámetro: Binario, formado por dos rocas de 460 y 400 metros cada una. Rotación: 4 Hs. Tipo: S (Rocoso).

Descubierto en 1989 por E. H. Helin desde Palomar, USA, es un asteroide doble o binario. Extraordinario en sí mismo, está formado por dos rocas en mutuo contacto. Su origen es un misterio por aclarar.

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6178-1986DA - (Amor). Distancia Media al Sol: 421 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.582 Inclinación: 4.29 grados. Diámetro: 2.3 kilómetros. Rotación: 2.5 Hs. Tipo: M (Metálico).

Descubierto en 1986 por M. Kizawa desde Shizuoca, Japón. Su composición metálica ha sido confirmada por estudios de radar.1986DA es extraordinariamente brillante a las ondas de radar. Se trata de una placa de Hierro y Níquel de dimensiones colosales.

6489-GOLEVKA - (Apolo). Distancia Media al Sol: 376 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.598 Inclinación: 2.31 grados. Diámetro: 530 - 450 metros. Rotación: 6.02 Hs. Tipo: S (rocoso).

Descubierto en 1991 por E. H. Helin desde Palomar, USA, este AAT ha sido motivo de una intensa campaña de estudios ópticos y de radar en todo el mundo. Toma su nombre de una combinación hecha con los nombres de los radiotelescopios-radares de GOLdstone, USA (con una antena de 70 m. de diámetro), EVpatoria, Ucrania (antena de 70m.) y KAshima, Japón (34 m.) que lo estudiaron en los noventa. Se descubrió que se trata de una roca irregular muy angulosa compuesta de silicatos.

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1998 KY26 - (Apolo). Distancia Media al Sol: 184 millones de kilómetros. Excentricidad orbital: 0.20 Inclinación:1.5 grados. Diámetro: 30 metros. Tipo espectral: C (Carbonáceo, Rocoso). Periodo de Rotación: 10.7 minutos.

Descubierto por T. Gehrels de SPACEWATCH, Arizona, USA en 1998; este asteroide es una roca monolítica que da una vuelta sobre sí misma en sólo 10 minutos. En el año de su descubrimiento pasó a 806.100 Km. de la Tierra. Como otros AATs fue mapeado mediante radar.

ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA
 
Sobre el Autor

Maximiliano C. L. Rocca
(37 años), es Analista de Sistemas y realiza desde hace varios años investigación en los temas de Asteroides que se acercan a la Tierra y de Cráteres de impactos terrestres, financiado por The Planetary Society, CA, USA.
Corresponsal de superbólidos y caída de meteoritos para el Scientific Event Alert Network (SEAN) del Smithsonian Institution, Washington, USA.
Miembro regular de la Meteoritical Society, USA, desde 1999.
Miembro de la Division for Planetary Sciences / American Astronomical Society, USA, desde el año 2000.
 
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El apocalipsis de entonces...

Tony Phillips

ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA Nuevos hallazgos aportan evidencia de que la extinción masiva más severa en nuestro planeta-- un acontecimiento que eliminó el 90 % de la vida en la Tierra hace 250 millones de años-- fue desencadenada por la colisión con un cometa o asteroide.

Más del 90 % de todas las especies marinas y el 70 % de los vertebrados terrestres murieron como consecuencia de este impacto, según un equipo de investigación patrocinado por la NASA y dirigido por el Dr. Luann Becker, de la Universidad de Washington (UW) en Seattle.

La colisión no fue directamente responsable de la extinción, pero desencadenó una serie de acontecimientos, como volcanismo masivo y cambios en el oxígeno del agua, el nivel del mar y el clima. Esto a su vez orginó la extinciones masivas, según el equipo de investigadores.

"Si las especies no se pueden adaptar, mueren. Sobrevive el más fuerte", dice Becker. "Para borrar el 90% de los organismos, hay que atacar en más de un frente".

Los científicos no saben el sitio del impacto de hace 250 millones de años, cuando la Tierra era un supercontinente llamado Pangea. Sin embargo, el cuerpo espacial dejó una marca --complejas moléculas de carbono llamadas "buckminsterfullerenos", con los gases nobles helio y argón atrapados dentro de una estructura enjaulada. Los fullerenos, que contienen por lo menos 60 atómos de carbono y tienen una estructura parecida a la de un balón de fútbol o a la de un domo geodésico, fueron nombrados en honor de Buckminster Fuller, inventor del domo geodésico.

Los investigadores saben que estos fullerenos son extraterrestres porque los gases nobles atrapados en su interior tienen una proporción poco común de isótopos - átomos cuyos núcleos tienen el mismo número de protones pero un número diferente de neutrones. El helio terrestre es sobretodo helio-4 (dos neutrones y dos protones), mientras que el helio extraterrestre está enriquecido con helio-3 (un neutrón y dos protones).

"Estas cosas forman estrellas de carbono. Por eso es tan emocionante encontrar fullerenos", dice Becker. Las temperaturas extremas y la presión de los gases en las estrellas de carbono son tal vez la única manera en que los gases nobles extraterrestres puedan ser introducidos a la fuerza en un fullereno, explicó.

Estos fullerenos cargados de gas se formaron fuera del Sistema Solar. Su concentración en el límite de las capas sedimentarias de los períodos Pérmico y Triásico significa que fueron librados por cometas o asteroides. Los investigadores estiman que el cometa o asteroide tenía apenas 6 o 12 kilómetros de diámetro, el mismo tamaño que el asteroide que se cree fue responsable de la extinción de los dinosaurios, hace 65 millones de años.

Los reveladores fullerenos que contenían helio y argón fueron extraídos de sitios donde se veía la división entre las capas sedimentarias del Pérmico y el Triásico: en Japón, en China y en Hungría. La evidencia no fue muy concluyente en el sitio húngaro, pero en las muestras de China y de Japón sí, dice Becker.

El trabajo del equipo de investigadores se dificultó porque hay muy pocas rocas de hace 250 millones de años en la Tierra. La mayoría de las rocas se han reciclado a través de los procesos tectónicos del planeta. "Nos tomó dos años hacer esta investigación, tratando de delimitarla lo suficiente para poder ver la marca del fullereno", agrega Becker.

La extinción masiva de hace 250 millones de años se conoce desde hace mucho tiempo porque muchos de los fósiles --como las más de 15 000 especies de trilobites que alguna vez existieron-- dejan de ser frecuentes cerca de la división entre las capas sedimentarias, y desaparecen por encima de esta división. Existe también evidencia, respaldada por las últimas investigaciones, que sugiere que la extinción sucedió muy rápido, de 8 000 a 100 000 años.

Anteriormente, los científicos pensaban que cualquier colisión con un asteroide o cometa habría dejado como evidencia el elemento iridio, marca encontrada en la capa de sedimentos de la época de la extinción de los dinousarios. El iridio se encontró en la división entre las capas sedimentarias del Pérmico y el Triásico, pero no se encontró la misma concentración que cuando los dinousarios desaparecieron. Becker cree que la diferencia se debe a que los dos cuerpos espaciales que chocaron contra la Tierra tenían composiciones diferentes.

 
Capital Federal, Buenos Aires, Argentina, 21 de Enero de 2004.
 
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