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Introducci髇 a la ciencia mete髍ica.










1. El fen髆eno atmosf閞ico de los Meteoros.


En el espacio interplanetario existen infinidad de peque駉s cuerpos de dimensiones microsc髉icas que no pueden ser observados directamente, salvo cuando en su movimiento orbital colisionan con la Tierra. La fricci髇 con la atm髎fera al caer hacen que se pongan incandescentes y se volatilicen total o parcialmente. Son los meteoritos o meteoros , en expresi髇 popular, las estrellas fugaces. La terminolog韆 exacta es de meteoroides cuando se hallan en el espacio en curso de colisi髇 con la Tierra, meteoros cuando penetran en la atm髎fera de la Tierra y meteoritos cuando logran sobrevivir al calor de la fricci髇 y alcanzan el suelo.


Su origen debe buscarse en los restos de los choques entre los Asteroides, pero sobre todo, en los restos de part韈ulas expulsadas por los cometas [ver video 1.6 MB Courtesy ESA: European Space Agency].


Las principales lluvias de meteoros tienen lugar cuando la Tierra atraviesa las 髍bitas de ciertos cometas, por ejemplo, la del Halley que produce la lluvia de estrellas de las Ori髇idas en octubre y las Eta Acu醨idas en mayo [ver video 1.8 MB Courtesy ESA: European Space Agency]



Figura 1.
Las Le髇idas en 1998 impactando contra la Tierra. Esta imagen fue tomada con una CCD desde un sat閘ite artificial. Sobre el horizonte de la Tierra, en la esquina derecha de la foto, puede apreciarse la estrella Alfa Arietis. Ver art韈ulo completo en Leonid MAC http://leonid.arc.nasa.gov


Los meteoros, por su peque駉 tama駉, no pueden ser visibles en el espacio salvo cuando impactan contra la atm髎fera. Desde la Tierra empiezan a ser visibles a unos 120 Km. de altura, cuando la fricci髇 con las capas superiores de la atm髎fera los calienta y los pone incandescentes. Alcanzan su m醲imo brillo hacia los 100 Km. de altura y, salvo que sea de un tama駉 considerable, la fricci髇 y el calor los ha volatilizado completamente cuando alcanzan una altura de 25 Km. A partir de una altura de unos 20 Km. la mayor韆 de los mayores meteoroides han perdido casi toda su energ韆 y velocidad inicial.[ver video 1.1 MB Courtesy ESA: European Space Agency].


Los meteoros m醩 brillantes que alcanzan o superan la magnitud -2 se denominan b?lidos. La ?nica diferencia respecto a las estrellas fugaces es su mayor masa. Los b髄idos pueden dar lugar a ciertos fen髆enos que raras veces se observan en los meteoros m醩 d閎iles, como pueden ser fragmentaciones, cambios de color y explosiones en la parte final de su recorrido, en ocasiones acompa馻dos de fen髆enos sonoros, tales como silbidos o truenos. El alguna ocasi髇 un b髄ido puede llegar a alcanzar la superficie terrestre y el tal caso recibe el nombre de meteorito. Las mayores probabilidades se dan en los b髄idos m醩 brillantes de la magnitud -9, y la probabilidad de que esto ocurra en un territorio extenso como Espa馻, es de un caso cada dos o tres meses. Los mayores meteoros pueden ser vistos incluso a pleno d韆. Si usted observa uno durante las observaciones o de manera casual puede remitir su reporte a la Comisi髇 de B髄idos de SOMYCE.


2. Las lluvias de Meteoros y Cometas.


En ciertas fechas el n鷐ero de meteoros que se pueden observar es mucho mayor. Estos per韔dos son denominados lluvias de meteoros. Adem醩, durante las lluvias de meteoros, que normalmente duran unos pocos d韆s, la mayor韆 de los meteoros parecen provenir de un punto determinado del cielo, denominado radiante.


Las lluvias de meteoros normalmente son denominadas con el nombre de la constelaci髇 donde se encuentra el punto radiante y adem醩 se repiten anualmente durante un per韔do de tiempo muy bien definido. Por ejemplo, la lluvia de meteoros de las Le髇idas, es una de las m醩 conocidas popularmente, empieza cada a駉 alrededor del 14 de noviembre y se prolonga hasta el 25 de ese mismo mes, con un pico de intensidad bastante bien definido en torno a los d韆s 17, 18 19 de noviembre. Como indica su nombre, el punto radiante se halla localizado en la constelaci髇 de Leo.


La naturaleza de las lluvias de meteoros sugiere que est醤 asociadas con el encuentro de la Tierra con regiones de su 髍bita con un n鷐ero anormalmente alto de meteoroides.


Mientras los cometas se mueven por sus 髍bitas, dejan tras de s un chorro de polvo y material rocoso liberado de los hielos que se vaporizan por el calor solar. Si la Tierra cruza la 髍bita de un cometa, estos restos ocasionan un aumento en el n鷐ero de meteoros que la alcanzan; son las t韕icas lluvias de meteoros. Durante las lluvias de meteoros, 閟tos parecen radiar de un determinado punto en el cielo, pero se trata de una ilusi髇 髉tica. Los meteoros que producen las lluvias e mueven esencialmente en trayectorias paralelas, pero a causa de la perspectiva (las l韓eas paralelas parecen encontrarse en el infinito), estas trayectorias paralelas parecen provenir de un punto cuando son observadas desde un determinado lugar de la superficie de la Tierra.


3. Los Asteroides.


Juan Jos Fern醤dez M?ndez.


El astr髇omo Alem醤 Johann Bode descubri en el siglo XVIII que exist韆 una curiosa relaci髇 entre las distancias de los Planetas al Sol


La secuencia de Bode se genera empezando con el 0, despu閟 el 3 y, a continuaci髇, multiplicando este valor por 2 y doblando el resultado cada vez: 6, 12, 24 y as sucesivamente. Ahora, si a cada n鷐ero de la serie se le suma 4 y el resultado de divide por 10, lo que se obtiene es la distancia entre el Sol y cada Planeta en Unidades Astron髆icas (una unidad astron髆ica UA equivale a unos 150000 de kil髆etros, el radio de la 髍bita de la Tierra alrededor del Sol).


Figura 2. Ley de Bode.

Si comparamos el radio medio de la orbita de los Planetas con el n鷐ero obtenido por la secuencia de Bode, la secuencia es casi perfecta desde la 髍bita de Mercurio hasta la de Urano aunque se aprecia un defecto en la tabla: NO existe un planeta en la 髍bita de Bode situada despu閟 de Marte.


As comenz la b鷖queda de un planeta entre Marte y J鷓iter. Al principio del siglo XIX, se descubri 揺l planeta perdido. En realidad se trataba del primer asteroide, que mide unos 1000 Km. de di醡etro. El Italiano, Giuseppi Piazzi, su descubridor, le llamo CERES en honor de la Diosa de la Agricultura.

La mayor韆 de los asteroides tambi閚 conocidos como 揚lanetas Menores, tienen 髍bitas en el Sistema Solar localizados entre las de Marte y J鷓iter, el 揅intur髇 de Asteroides. Algunos tienen orbitas que atraviesan la trayectoria de la Tierra e incluso algunos han chocado con nuestro Planeta en tiempos pasados.


Tienen una estructura semejante a los planetas interiores, como la Tierra y Marte, pero con di醡etros menores de 1000 Km. B醩icamente, por su composici髇 se conocen dos tipos de asteroides: los rocosos, los met醠icos.


Figura 3. Distribuci髇 de los asteroides en el Sistema Solar.


Los asteroides est醤 constituidos por el material que sobr durante la formaci髇 del Sistema Solar. Algunos cient韋icos han sugerido que los asteroides son restos de alg鷑 planeta que una vez existi y que el planeta se fragment por los efectos de marea de J鷓iter.

Las orbitas de estos asteroides son casi (aunque no exactamente), circulares. No todos est醤 en Cintur髇 Principal como los Griegos y Troyanos, que se sit鷄n en los puntos de Lagrange de J鷓iter, los del tipo Apollo-Amor, que interceptan la orbita de los planetas interiores o los NEOS, que pasan muy cerca de la Tierra, y pueden ser potencialmente peligrosos si impactan en la Tierra.









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Publicado en: 2007-03-20 (48252 Lecturas)

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