| ASTEROIDES QUE SE ACERCAN A LA TIERRA
Maximiliano C. L. Rocca |
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 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). |
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 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: |
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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. |
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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. |
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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. |
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| 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: |
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¨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. |
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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. |
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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. |
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Loneos: Lowell
Observatory, Arizona, USA. Utilizan un telescopio de 53 cm,
con detector tipo CCD. |
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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". |
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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.
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: |
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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.
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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. |
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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.
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| 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: |
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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. |
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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. |
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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. |
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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. |
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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.
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| Actualmente no se discute que los meteoritos que caen
sobre nuestro planeta son simplemente fragmentos de asteroides. |
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| 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.
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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: |
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Observatorio
de Arecibo, Puerto Rico, USA, que mide 305 metros de diámetro. |
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Goldstone,
California, USA. Es un conjunto de varias antenas parabólicas
la mayor de las cuales mide 70 mts de diámetro.
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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. |
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| 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. |
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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.
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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.
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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.
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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.
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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. |
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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.
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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.
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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.
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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.
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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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Para
saber más... |
El apocalipsis de entonces...
Tony
Phillips
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.
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| Capital Federal, Buenos Aires, Argentina, 21 de
Enero de 2004. |
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