El blog de Antares

La Semana Santa, que siempre va asociada a un plenilunio, es una buena ocasión para pensar en nuestro satélite y sus misterios. Un trabajo reciente ofrece una explicación de porqué la Luna nos muestra siempre la misma cara, y precisamente esa.
Buena compañera de baile



La Luna se comporta como una buena pareja de baile que mira continuamente a su acompañante: siempre ofrece la misma cara en dirección a la Tierra. Esto es porque la Luna gira en torno a nuestro planeta con un periodo orbital que es exactamente igual al periodo de la rotación sobre su propio eje. Poco importa en qué momento miremos hacia nuestro satélite, su movimiento solo nos permite ver uno de sus hemisferios.

El hemisferio contrario, la cara oculta de la Luna, no pudo ser observado hasta 1959, cuando la sonda soviética Luna 3 fue enviada a una posición favorable para fotografiar esa zona.



Las causas de esta sorprendente 'rotación síncrona' son bien conocidas. En los instantes iniciales tras la formación del sistema Tierra-Luna (hace unos 4.000 millones de años), la rotación no estaba sincronizada y se piensa que la Luna giraba mucho más rápidamente de como lo hace hoy. Posiblemente la Luna no tenía una forma perfectamente esférica, sino que era ligeramente más alargada en una dirección. Las fuerzas de marea acentuaron este alargamiento contribuyendo a que la Luna (en aquel entonces más caliente y 'blanda') se estirase progresivamente. Una vez enfriada, la Luna había adquirido una forma oblonga o, dicho de otro modo, quedó ligeramente 'apepinada'.

Hay una tendencia natural para que el sistema físico adopte la configuración de mínima energía. En el caso del sistema Tierra-Luna, esa configuración se logra con el eje más largo del satélite orientado exactamente en dirección hacia la Tierra. Esto es lo que originó la sincronización de la rotación del satélite con el movimiento orbital en torno al planeta hace unos mil millones de años.



Las dos caras de la Luna son muy diferentes. El hemisferio visible está dominado por unas grandes manchas oscuras que forman lo que denominamos 'el rostro de la Luna' o 'el hombre de la Luna'. Esas manchas, denominadas 'mares', son grandes llanuras que se formaron por la lava procedente de erupciones volcánicas. Sin embargo, el hemisferio oculto es mucho más montañoso, apenas tiene 'mares', y su orografía está completamente dominada por numerosísimos cráteres.



Hasta recientemente se pensaba que la posición en que la Luna había quedado tras la sincronización de su rotación era fruto del azar. Se creía que había habido una probabilidad igual de que la Luna nos hubiese apuntado con su cara montañosa, con la actual, o que hubiese quedado en una posición intermedia entre esas dos.




Sin embargo un estudio reciente realizado por Oded Aharonson, P. Goldreich y Re´em Sari ha demostrado que lo que determina qué cara de la Luna apunta a la Tierra es el tiempo de frenado de la Luna (el tiempo de disipación de su energía rotacional). Si el frenado hubiese sido muy rápido, habría habido una probabilidad igual para que la Luna nos ofreciese una cara o la contraria. De manera similar a cuando tiramos una moneda al aire y esperamos cara o cruz con la misma probabilidad. Pero si el frenado fue lento, la Luna se comportó como una moneda trucada, y ofreció su hemisferio ligeramente más denso (el dominado por los mares volcánicos) hacia la Tierra.

El análisis realizado por Aharonson y colaboradores se refiere a la Luna tal y como la observamos hoy. Sin embargo, no se puede asegurar que, tal y como suponen estos investigadores, la formación de los mares fuese anterior al frenado de la rotación. Tampoco pueden ser excluidos otros posibles fenómenos. Por ejemplo, la colisión de un gran meteorito relativamente tardío pudo haber alterado la orientación en que quedó la Luna tras su frenado.

• ¿Por qué vemos siempre la misma cara de la Luna?

ELMUNDO.es

La NASA, junto con la CSA (Agencia Espacial de Canadá), está planeando enviar un robot todoterreno a la Luna en 2018. Su objetivo es analizar el regolito (que constituye el suelo lunar) y realizar pruebas de extracción de agua y de otras substancias volátiles, como el hidrógeno y el oxígeno. Otro vehículo será enviado a Marte en 2020 para extraer oxígeno de la atmósfera. El fin último de estos experimentos es desarrollar y validar las técnicas de explotación de recursos in situ en dos cuerpos del Sistema Solar. Obtener localmente agua y oxígeno (para ayudar a la supervivencia de los astronautas) e incluso combustible para el viaje de regreso, abarataría costes y permitiría realizar viajes espaciales de mayor recorrido.

Atados a la Tierra

Después de más de medio siglo de exploración espacial, el hombre parece continuar muy ligado a su planeta. Hasta ahora, tan solo 12 hombres han tenido el privilegio de pisar la Luna (todos ellos entre 1969 y 1972) y, por ahora, los viajes espaciales parecen limitados a la estancia en la Estación Espacial Internacional.

"Poner un kilo en el espacio cuesta más de un millón de euros", según Luisa Lara, astrofísica del Instituto de Astrofísica de Andalucía . Resulta por tanto indispensable reducir al máximo la carga, evitando el lanzamiento de grandes masas de agua o de combustible, para favorecer la inclusión de dispositivos inteligentes (experimentos, detectores, ordenadores, etc). Además, a menos que se encuentren otros medios de propulsión, resulta extremadamente difícil transportar en la nave espacial todo el combustible que es preciso para un viaje interplanetario de ida y vuelta. Naturalmente, una estrategia posible para reducir gastos consiste en la 'explotación de recursos in situ' (ISRU por sus siglas en inglés) en el cuerpo celeste que se visita.

Primero la Luna, después Marte

La NASA planea llevar a cabo el primer experimento ISRU en el año 2018 en la Luna. Para ello lanzará un robot todoterreno llamado 'Resource Prospector' equipado con la carga útil denominada 'Resolve', desarrollada por la NASA en colaboración con la Agencia Espacial Canadiense (CSA). Se trata de toda una panoplia de instrumentos para perforar la superficie, tomar muestras, analizarlas, calentarlas, etc, y tratar así de obtener volátiles como vapor de agua, hidrógeno y oxígeno. Sabemos que hay algo de agua helada en la superficie lunar (sobre todo en las regiones polares) y, como el Prospector trabajará en el cráter Cabeus, cerca del polo sur, el artilugio tratará de extraer vapor calentando porciones del suelo. Naturalmente esta tecnología, una vez validada en la Luna, podrá tener aplicación en otros cuerpos del Sistema Solar.

El segundo experimento de explotación de recursos in situ consistirá en el envío de otro todoterreno a Marte en el año 2020 (el sucesor de Curiosity) que irá equipado con un captador del dióxido de carbono de la atmósfera marciana que será tratado, mediante procesos químicos básicos, para la obtención de oxígeno.

Hito en la exploración espacial

La única explotación de tipo ISRU que resulta eficaz por el momento es la utilización de energía solar. Prácticamente todas las naves espaciales aprovechan in situ la radiación del Sol para producir energía y parece muy posible que esta práctica continúe en el futuro.



Pero si estos nuevos experimentos proyectados por la NASA funcionan bien, se podrá generalizar el uso de técnica ISRU. En particular, se podrá encarar el diseño de las futuras misiones a la Luna y Marte con potentes dispositivos IRSU que fuesen capaces de obtener agua, oxígeno e hidrógeno en cantidades suficientes. Estas técnicas podrían suponer un hito importantísimo en la exploración espacial. El agua es incompresible y, por lo tanto, muy inconveniente para ser lanzada y transportada por el espacio. El producir agua in situ, no sólo sería esencial para la supervivencia de los astronautas, sino que permitiría obtener oxígeno e hidrógeno mediante hidrólisis. Una parte del oxígeno podría ser utilizado para la respiración de la tripulación y otra parte, al igual que el hidrógeno, sería licuada y almacenada criogénicamente. Cuando fuese preciso, la recombinación del oxígeno con el hidrógeno podría ser utilizada para propulsar la nave. Alternativamente se ha propuesto la fabricación de peróxido de hidrógeno a partir de agua, para su uso como monopropelente.

Otras técnicas ISRU



Las técnicas ISRU no se limitan a los volátiles. Hay propuestas para la explotación in situ de minerales (por ejemplo: titanio, platino o níquel) tanto en la Luna como en asteroides y otros cuerpos menores. La minería de asteroides podría, en principio, realizarse de diferentes maneras: bien trayendo la materia prima a la Tierra para su uso, bien procesándola parcialmente 'in situ', o bien transportando al asteroide hacia una órbita 'cómoda' a la que poder acceder desde la Tierra o desde una estación espacial para realizar los trabajos de minería.

Naturalmente todas estas actividades, por el momento, se encuentran en fase de estudio; en algunos casos no son más que meras ideas especulativas que necesitan ser desarrolladas con mucho mayor detalle. Pero es de destacar que la empresa privada ya está invirtiendo substancialmente en el desarrollo de ciertas técnicas ISRU, y muy concretamente en la minería de asteroides.

ELMUNDO.es

La teoría estándar para la formación de la Luna es el impacto de un cuerpo de tamaño similar a Marte contra la Tierra primitiva. Pero hay un problema, las simulaciones por ordenador de este impacto o bien explican la dinámica temprana del momento angular del sistema Tierra-Luna, o bien son capaces de explicar la semejanza entre la composición geoquímica de la Tierra y su satélite, pero no ambas cosas. Conocemos la geoquímica lunar gracias al programa espacial Apolo que trajo 382 kilogramos de rocas lunares hasta la Tierra. El año pasado se publicaron dos modelos que proponían el impacto de un objeto de tamaño similar a la Luna, mucho menor que Marte, para tratar de resolver este “pequeño” problema, explicando de forma correcta la composición geoquímica, pero el sistema Tierra-Luna resultante tenía demasiado momento angular y el mecanismo propuesto para reducirlo no satisface a todos los expertos. Hay cosas que creemos que sabemos que sabemos, pero a veces no sabemos que no sabemos. Nos lo cuenta Daniel Clery, “Impact Theory Gets Whacked,” Science 342: 183-185, 11 Oct 2013.



La hipótesis de la formación de la Luna tras un gran impacto fue propuesta por William Hartmann y Donald Davis en 1975. El escenario parecía extraño al principio, pero luego se transformó en el más plausible al explicar tres hallazgos clave de la misión Apollo: la edad de la Luna, la evidencia de que era muy caliente en su juventud y su semejanza química con la Tierra. Pero las primeras simulaciones por ordenador se encontraron con el problema de la geoquímica de la Luna.

En 1986, simulaciones en el Laboratorio Nacional de Los Álamos en Nuevo México predijeron que tras el impacto la Luna debería estar constituida de forma exclusiva con material del cuerpo impactador si el sistema Tierra-Luna no podía tener demasiado momento angular. Simulaciones en 2004 de Robin Canup (Instituto de Investigación del Suroeste en Boulder, Colorado) lo confirmaron prediciendo que la Luna debería contener más de 80% de material del impactador.

En 2007 se propuso que tras el impacto se destruyeron tanto la TIerra como el impactador, se mezcló su composición y se formaron la Tierra y la Luna a partir del mismo disco de escombros alrededor del joven Sol. Pero se sabe que el disco que formó la Tierra tiene una composición similar al que formó Marte y los cuerpos del cinturón de asteroides. Además, algunos cálculos indican que el proceso de mezcla turbulenta de los materiales de la primitiva Tierra y del impactador necesaria para obtener una composición uniforme acabaría destruyendo el propio disco.

El año pasado se trató de resolver este problema suponiendo que el cuerpo del impactador era más pequeño que Marte (su masa sería unas 1/200 veces la masa de la Tierra), que se movía muy rápido cuando colisionó con la proto-Tierra y que ésta rotaba muy rápidamente. Matija Ćuk y Sarah Stewart de la Universidad de Harvard lograron obtener con sus simulaciones por ordenador una Luna del tamaño correcto compuesta casi en exclusiva de material del manto terrestre, pero por desgracia el sistema Tierra-Luna final tenía el doble del momento angular que tiene hoy en día. Ćuk y Stewart propusieron un mecanismo para reducir este momento angular mediante una resonancia Tierra-Luna-Sol. El ritmo de la precesión del perigeo de la Luna, el punto de su órbita más cercano a la Tierra, se ralentizó por una resonancia de evección. En este proceso hay una transferencia de momento angular de la Luna al Sol y si su duración es suficiente acabaría reduciendo el momento angular del sistema Tierra-Luna hasta el valor actual.

Sin embargo, cálculos recientes parecen indicar que la resonancia de evección no es suficiente para reducir a la mitad el momento angular. Jack Wisdom, del Instituto Técnico de Massachusetts (MIT) en Cambridge, ha calculado que la resonancia de evección provoca que la órbita de la Luna se vuelva más alargada y aparezcan fuerzas de marea que calientan el material de la Luna, cambiando sus características físicas y adelantando la parada de la resonancia antes de que el momento angular Tierra-Luna tenga el valor actual.

No hay ninguna solución al problema de la formación de la Luna que satisfaga a todos y las soluciones propuestas son “poco naturales” requiriendo un ajuste de parámetros que desagrada a algunos expertos. Lo curioso es que la solución del enigma podría estar en Marte y en Venus. Según modelos de formación planetaria, un planeta tan pequeño como Marte, con una masa de sólo un 10% de la Tierra, no debería haberse formado en el lugar donde ahora se encuentra. Si Marte se hubiera formado en un lugar más interno del sistema solar y más tarde se trasladó de alguna forma hasta su posición actual, entonces la idea de que las proporciones de isótopos en el interior del sistema solar cambian progresivamente con la distancia del sol podría ser desechada y sería mucho más fácil explicar el porqué la proto-Tierra y su impactador tenían composiciones geoquímicas similares. Un estudio geoquímico de Venus sería de gran valor para los expertos. Si Venus tuviera proporciones de isótopos similares a la Tierra entonces sería mucho más probable que el impactador también los hubiera tenido.

En resumen, el problema de la formación de la Luna nos lleva al problema de la formación del Sistema Solar y a la composición geoquímica primitiva de Venus, Marte y el cinturón de asteroides. Los próximos años prometen ser apasionantes.

 

 

Francis (th)E mule Science's News

 

No estamos muy acostumbrados a ver colores más allá de la Tierra, tal vez el amarillo del Sol y el triste gris de la Luna. Todas las estrellas nos parecen blancas, aunque lejos de las grandes urbes se muestran de colores; rojas, azules amarillas y blancas suelen ser los más destacados. Los efímeros y escasos cometas que podemos contemplar a simple vista son blancos con colas muy difusas y grisáceas.

Existe un mundo en el Sistema Solar que sólo lo podemos ver con prismáticos como un punto blanco, muy cerca de Júpiter, pues se trata de uno de sus satélites. Se trata de Ío, algo mayor que nuestra Luna, destacado entre todos los cuerpos importantes del Sistema Solar precisamente porque muestra una coloración inusual. Multitud de colores tachonan su superficie; amarillos, rojos, blancos, naranjas, marrones, verdes, morados, azules…

Podríamos pensar que se trata de un lugar parecido a la Tierra donde el azul correspondería al agua, el marrón a los continentes, el verde a la vegetación, el naranja a las puestas y salidas del Sol, y más. Pero nada más lejos de la realidad. En verdad se trata del mundo más activo de nuestro sistema planetario, mucho más que la Tierra, más aún que las móviles nubes de los planetas gigantes o los gigantescos géiseres de vapor de agua de la luna Encélado de Saturno, todavía más que los géiseres de nitrógeno líquido de la luna más fría del Sistema Solar, Tritón, satélite de Neptuno, con temperaturas del orden de los 235º bajo cero. En 1979, la sonda espacial Voyager 1, fotografió por primera vez una erupción volcánica fuera de la Tierra, evidentemente en Ío. Desde entonces, las naves que han sobrevolado Júpiter, han obtenido imágenes de permanentes erupciones volcánicas

Parece como si todos los dioses del Universo se hubieran reunido para pintar la luna Ío. Antes de pasar por las proximidades de Ío las primera naves espaciales, los científicos predijeron que debería ser una luna muy especial, lo que estaba motivado por la presencia del mayor de los planetas, Júpiter, y tres grandes lunas, Europa, Ganímedes y Calixto. Ío queda atrapado entre la fuerza de gravedad de Júpiter y de los otros tres satélites exteriores a Ío, es decir, queda en medio de enormes fuerzas gravitatorias. Dichas fuerzas hacen que Ío se estire y se contraiga 100 metros, lo que hace que el interior del satélite esté completamente fundido y a altísimas temperaturas. Ocurre lo mismo cuando doblamos de un lado a otro un metal flexible.
 

Más de 700 volcanes

El interior es una olla a presión. De alguna forma tiene que expulsar el material fundido y lo hace a lo grande. Los últimos descubrimientos científicos atribuyen el material fundido al calentamiento de la astenosfera, una capa poco profunda de su corteza. Debe de haber un gran océano de lava bajo la corteza de Ío. Toda la superficie está repleta de enormes volcanes que ocupan más del 5% del total, los mayores del Sistema Solar que escupen dióxido de azufre en ocasiones a casi 400 km de altura, y debido a la baja gravedad de la luna, el material es eyectado con una fuerza inusitada al espacio. Puede caer hacia Júpiter produciendo bellas auroras jovianas. Ío es un mundo de rocas fundidas y gases venenosos, pero gracias a ello y a sus más de 150 volcanes activos, podemos contemplar los colores más vistosas de nuestro Sistema Solar. Las sondas Voyager, Galileo, Cassini y New Horizons comprobaron la existencia de esos 150 volcanes activos, pero Ío cuenta con más de 700.

La visión de los alrededores de Ío en el ultravioleta es impresionante, pues resplandece como el que más, debido a la gran cantidad de iones que se acumulan en el exterior del satélite, motivado por la magnetosfera de Júpiter, Ío se encuentra dentro de ella, lo que provoca que salten los electrones de los átomos.

Ío es el único cuerpo del Sistema Solar que va renovando toda su superficie de forma continua. Los científicos han calculado que cada millón de años, la superficie de Ío ha experimentado una transformación en toda su extensión, porque ha sido cubierta completamente de lava. Este proceso, en la mayoría de los mundos del Sistema Solar, no existe. Por ejemplo, en nuestra Luna, gran parte de su superficie sigue siendo prácticamente la misma desde hace 4.000 millones de años. No hay cambios porque es un mundo muerto.

Sería muy arriesgado dar una vuelta alrededor del satélite andando por su superficie. Tendríamos que protegernos con trajes muy especiales, parecidos a los que usan los investigadores en las proximidades de los volcanes activos en la Tierra, y por su puesto de una máscara antigás. No obstante, en nuestra vuelta alrededor del satélite lo más probable que es nos veamos seriamente afectados por alguna gran erupción volcánica.

Los volcanes de Ío son diferentes a los de la Tierra, suelen ser grandes huecos en la superficie, mientras que en nuestro planeta estamos acostumbrados a ver elevadas montañas.


Los apabullantes volcanes de Ío

- Los volcanes de Ío producen unas 50.000 toneladas de lava por segundo, suficiente como para cubrir todos los continentes de la Tierra una vez al año. Las eyecciones de lava suelen ser continuas y durar muchos años, a diferencia de los volcanes de la Tierra que son episodios puntuales.

- El volcán Prometeo de Ío es una fosa alargada de 28 x 14 km, con una colada de lava de 100 km de longitud y plumas de 100 km de altura por el contacto de la lava con la nieve. Las plumas se suelen crear en los volcanes de la Tierra por el contacto de la lava con el agua.

- El volcán Loky es el más poderoso del Sistema Solar. Genera más calor que todos los volcanes de la Tierra juntos.

- El volcán Pelé está en el centro de un anillo de 1.300 km de diámetro de material sulfuroso. Su caldera es de 30 x 20 km.

- El volcán Mirani tiene un río de lava de 480 km de longitud y puede ser el volcán más antiguo y activo del Sistema Solar.

- Las erupciones explosivas de los volcanes de Ío, que son acontecimientos puntuales de una potencia inusual, pueden ser detectadas desde los observatorios de la Tierra a unos 630 millones de km.

- Las coladas o ríos de lava más extensas llegan a medir 700 km.

- Las calderas volcánicas mayores pueden medir 200 km de diámetro.

- Las plumas más altas han alcanzado los 460 km, como la observada en el volcán Pelé en diciembre de 1996.

- Las montañas de Ío son dos veces más altas que el Everest, pero hay que tener en cuenta que el satélite es 3,5 veces más pequeño que la Tierra, con lo cual son elevaciones monstruosas.

- Las temperaturas cerca de los volcanes de Ío son similares a las que puede haber en las proximidades de los volcanes de la Tierra, pero al alejarnos un poco de ellos, la temperatura en Ío baja hasta los 130º bajo cero, lo que no se consigue en la Tierra. Cuando la lava a 1.400º C choca con el frío hielo de 130º bajo cero, éste junto con el azufre se elevan hasta 400 km de altura, para bajar luego al enfriarse en forma de extensa nevada de azufre. Dependiendo de la temperatura, el azufre tomará diferentes coloraciones.

- La radicación en Ío procedente de Júpiter es 4.000 veces superior a la que podemos soportar.

- Las limitaciones del hombre para explorar in situ otros mundos, son un ejemplo claro en Ío.

 

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