EL ASTEROIDE MAS PRÓXIMO

La Administración Nacional estadounidense de Aeronáutica y del Espacio (NASA) ha asegurado que un asteroide ha pasado a 43.000 kilómetros de la Tierra, la distancia más cercana en la que un cuerpo celeste se acerca a la Tierra. El asteroide, llamado 2004 FH, mide 30 metros de diámetro y a pesar de que no ha habido riesgo de colisión, se podía ver con prismáticos.
Para el astrónomo Steve Chesley, del Programa de Objetos Cercanos a la Tierra de la NASA "lo importante no es que suceda, sino que lo hemos detectado". Otro astrónomo, Paul Chodas, ha explicado que este asteroide se mueve a una velocidad de ocho kilómetros por segundo, por lo que "viaja rápido, no tan rápido como un satélite, pero es uno de los objetos astronómicos más rápidos que se pueden observar".
Los especialistas han explicado que cuando pase cerca de la Tierra, la gravedad terrestre curvará su órbita en unos 15 grados, tras lo cual el asteroide continuará su trayectoria alrededor del Sol. De todas formas han mandado un mensaje de tranquilidad ya que, según Chodas, aunque entrará en la Tierra "probablemente se desintegraría en la atmósfera" y "no causaría mucho daño".
El Programa Lincoln de Investigación de Asteroides Cercanos a la Tierra (LINEAR), financiado por la NASA y desarrollado por el Instituto de Tecnología de Massachusetts (EEUU) en cooperación de la Fuerza Aérea estadounidense ha posibilitado este descubrimiento. Sus tres telescopios en Socorro observan cada cuadrante del firmamento cinco veces por noche en busca de objetos próximos a nuestro planeta, aunque se concentran en un plano elíptico donde se encuentran la mayoría de los asteroides.

TITAN

Titán es el satélite más grande de Saturno y el segundo satélite más grande del Sistema Solar. Fue descubierto el 25 de marzo de 1655 por el astrónomo holandés Christiaan Huygens y fue el primer satélite del Sistema Solar en ser descubierto tras los satélites galileanos de Júpiter. Titán posee un diámetro de 5150 km y es la única luna del Sistema Solar que cuenta con una atmósfera significativa. La presencia de esta atmósfera fue propuesta por el astrónomo español José Comas y Solá en 1908 basándose en sus observaciones del oscurecimiento hacia el borde del disco del satélite. La atmósfera de Titán, densa y anaranjada se compone principalmente de nitrógeno y es rica en metano y otros hidrocarburos superiores. Precisamente su composición química se supone muy similar a la atmósfera primitiva de la Tierra en tiempos prebióticos. Las temperaturas de cerca de 90 K deberían haber preservado un entorno muy similar al de la primitiva Tierra razón por la cual Titán ha sido objeto de un gran número de estudios científicos. La sonda Huygens de la misión espacial Cassini/Huygens aterrizó en Titán el 14 de enero 2005 y ha aumentado sustancialmente nuestro conocimiento de Titán.

ANILLOS DE SATURNO

Lista de los anillos y divisiones más importantes


Nombre Distancia al centre de Saturno (km) Anchura (km)

Anillo D 67.000 -74.500 7.500
Anillo C 74.500 - 92.000 17.500
División de Coulomb 77.800 100
División de Maxwell 87.500 270
Anillo B 92.000 - 117.500 25.500
División de Cassini 117.500 - 122.200 4.700
División de Huygens 117.680 285-440
Anillo A 122.200 - 136.800 14.600
División de Encke 133.570 325
División de Keeler 136.530 35
Anillo R/2004 S 1 137.630 ?
R/2004 S 2 138.900 ?
Anillo F 140.210 30-500
Anillo H? 151.450 ?
Anillo G
Anillo E 180.000 - 480.000 300.000

Composición de los anillos

La capacidad de los anillos para reflejar o absorber luz de diferentes longitudes de onda permite deducir información sobre la composición de las partículas de los Anillos de Saturno. Por ejemplo, los anillos A, B y C son malos reflectores de la luz del Sol para ciertas longitudes de onda del infrarrojo próximo. Por tratarse de una propiedad característica del hielo, cabe presumir que el hielo es un constituyente importante de las partículas que forman esos anillos. Pero es un hielo de color blanco, lo que significa que es más o menos igualmente reflector para todas las longitudes de onda en el visible. Por el contrario, las partículas de los anillos A, B y C son menos reflectores en luz azul que en luz roja. Quizás hay alguna sustancia adicional presente en pequeñas cantidades; polvo tal vez, que portara óxido de hierro como fuente del color rojizo. También se ha propuesto la hipótesis de que ciertos compuestos generados por la radiación ultravioleta del Sol fueran los responsables del color rojizo.

En 1973, se exploraron los anillos de Saturno con ondas de radar (de longitud de onda del orden de centímetros) cuya reflexión detectaron con la antena de 64 metros de la Red de Espacio Profundo en Goldstone, California. La alta reflectividad de los anillos A y B implicaba que la mayoría de las partículas de esos dos anillos eran al menos de un tamaño comparable a la longitud de onda del radar, es decir, del orden de centímetros. Si las partículas hubieran sido menores que las longitudes de onda del radar, habrían resultado transparentes a las ondas de éste. Si hubieran sido mucho mayores, se habría apreciado la emisión de radiación térmica. El bajo nivel de tal radiación limita su tamaño a no más de algunos metros.

Los datos de los vehículos espaciales Voyager han confirmado estos descubrimientos. En un tipo de experimento se enviaron radio-ondas desde el vehículo espacial a la Tierra, a través de los anillos, y se midió la potencia difundida por las partículas de los anillos para varios ángulos de desviación respecto al trayecto inicial de las ondas.

Así como la difusión de las ondas de radar por las partículas en los anillos hace posible detectar partículas del orden del tamaño de la longitud de onda del radar, la difusión de la luz solar permite detectar partículas del tamaño de una longitud de onda de la luz visible. El intenso incremento de brillo de un segmento del anillo, cuando se contempla bajo un ángulo para el que la difusión hacia delante es pequeña, implica que, en ese segmento, abundan las partículas de un micrómetro de magnitud.

Observación que sólo puede acometerse cuando Saturno queda entre el Sol y el astrofísico. Esta condición no se puede cumplir para observaciones verificadas desde la Tierra, pero sí a bordo de un vehículo espacial. Así, los estudios de los datos de los Voyager señalan que las partículas de tamaños del orden de un micrómetro constituyen una proporción grande de las partículas en el anillo F, una proporción apreciable en muchas partes del anillo B y una proporción menor en la parte externa del anillo A. Por otra parte, el anillo C y la división de Cassini no presentan rastros de tales partículas pequeñas.

La difusión de la luz o de alguna otra forma de radiación electromagnética por las partículas de un anillo permite deducir el tamaño de las partículas que abundan en el anillo:

Difusión de luz de una partícula de tamaño 1/10 de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz casi por igual en todas las direcciones.
Difusión de luz de una partícula de tamaño del orden de la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz hacia delante.
Difusión de luz de una partícula de tamaño mayor que la longitud de onda de la radiación incidente: difunde la luz en todos los ángulos, predominando hacia delante.