Consideracions generals
El sistema solar no el formen només el Sol i vuit planetes sinó també altres cossos que, tot i ser anomenats menors, tenen una importància cosmogònica cabdal, ja que són els romanents dels blocs primigenis, és a dir, de les masses de matèria que fa 4.565 milions d’anys (Ma) van néixer del disc protoplanetari. Els especialistes en els orígens d’aquest sistema planetari senten una autèntica fascinació per l’estudi d’aquests romanents; un estudi que no va començar fins al principi del segle XIX, ja que abans no es coneixien més astres al sistema solar que els planetes o astres errants i els cometes que apareixien periòdicament.
Mètodes de datació radioisotòpica més comuns en l’estudi del sistema solar.
A partir de fonts diverses
La fascinació pels cometes es veu reflectida en el nombre de missions adreçades a obtenir informació d’aquests cossos.
A partir de fonts diverses
Els acurats mètodes de datació de les roques i els seus constituents minerals mitjançant diversos rellotges radiomètrics desenvolupats des del començament del segle XX –que es van pensar per estimar l’edat de la Terra– són perfectament aplicables a altres cossos del sistema solar. En aquest sentit, les missions d’exploració espacial i certs meteorits arribats a la Terra han permès concloure que molts dels cossos menors són autèntics fòssils de la creació.
Fases de la formació del sistema solar: 1 Aparició del disc protoplanetari encara envoltat pel gas de la nebulosa primigènia. 2 El vent solar escombra el gas i comencen a sorgir anells de materials que acumulen gravitatòriament els planetesimals. 3 Formació dels embrions planetaris.
Josep M. Trigo / CSIC-IEEC.
Així, s’ha corroborat la validesa dels models astrofísics que estableixen que el sistema solar va néixer del col·lapse gravitatori d’un núvol de gas i de pols, i s’han datat les fases inicials d’aquest procés. Al centre d’aquest núvol es va formar una estrella, tal com es veu en altres indrets de la galàxia, i al seu voltant va sorgir un disc protoplanetari, és a dir, un disc de gas i de pols que gira al voltant de l’estrella recentment formada. Les partícules petites que inicialment formaven el disc es van condensar a partir del gas nebular a mesura que davallava la temperatura. Potser els materials d’aquest disc que van donar lloc als planetes i cossos menors no representaven més de l’1% de la massa del núvol primigeni, ja que la majoria va passar a formar part del Sol, però tot i ser una part petita, els seus components van resultar fonamentals en formar part dels blocs primigenis, que van ser els encarregats de la formació dels planetes i d’altres petits cossos que a hores d’ara orbiten el Sol. Els planetesimals, primers blocs sòlids que formaven el disc inicial, també contenien components radioactius, que més tard tindrien un paper cabdal en l’escalfament dels cossos planetaris. La majoria dels cossos formats, però, no arribarien a fer més que desenes o potser centenars de quilòmetres de diàmetre i, gràcies a la seva petita mida, pogueren irradiar part de la calor associada amb la desintegració radioactiva a l’espai; així van evitar l’alteració dels seus materials primigenis tot preservant els components presents al disc, per això alguns d’aquests petits cossos es poden considerar representatius dels materials que van donar origen als planetes.
Els cossos menors, tot i ser més petits que els planetes, són objectes enormement importants des d’un punt de vista cosmoquímic, ja que contenen un registre dels orígens del sistema solar. A més, encara amaguen informació valuosa, atès que la majoria resulten gairebé desconeguts. Hi ha dife-rents biaixos que restringeixen l’origen dels meteorits arribats a la Terra. Com a conseqüència, de la majoria de cossos menors no arriben mostres a la superfície terrestre. Òbviament, tant la natura com la distribució d’aquests cossos menors en el sistema solar són aspectes fonamentals per a entendre com i quan va ocórrer la formació dels planetes. D’una banda, a la regió interior del sistema planetari, les característiques físiques i orbitals del cinturó d’asteroides poden permetre aprofundir en el rang de condicions primigènies en què es van formar els planetes rocosos (Mercuri, Venus, la Terra i Mart). De l’altra, les propietats dels cossos gelats de la regió transneptuniana i del núvol d’Oort poden aportar informació valuosa sobre com un planeta rocós format a alta temperatura, com ara la Terra, fou capaç d’emmagatzemar aigua i matèria orgànica en les proporcions actuals.
El descobriment del cinturó d’asteroides
L’asteroide 4 Vesta té 468 km de diàmetre, que el fa el tercer en mida del cinturó d’asteroides, tot i que és el més lluent i l’únic que es pot veure, de vegades, a ull nu. La imatge de la sonda Dawn (NASA) permet compararlo amb altres asteroides que han visitat altres ginys espacials.
NASA / JPL-Caltech / JAXA / ESA.
Johannes Kepler (1571 – 1630) va ser el primer a suggerir l’existència d’un planeta entre Mart i Júpiter, en la seva obra Mysterium cosmographicum, publicada l’any 1596. Kepler es va fixar en la separació entre les òrbites dels planetes i va creure que necessàriament hi havia d’haver, almenys, un planeta entre Mart i Júpiter, ja que aquests dos planetes estaven massa separats entre si. Establerta la unitat astronòmica (UA) com la distància mitjana entre la Terra i el Sol, que és de 150 milions de quilòmetres, Mart es troba a 1,524 UA i Júpiter a 5,203 UA, un salt massa gran en l’aparent progressió de distància de les seves òrbites al Sol. Malgrat que aquest problema de les distàncies entre els planetes va ser tractat per altres científics, com ara Isaac Newton (1643 – 1727) i Immanuel Kant (1724 – 1804), la primera cerca elegant d’una explicació va venir de la mà de Johann Daniel Titius (1729 – 1796) i Johann Elert Bode (1747 – 1826), que van descriure, cadascun per la seva banda, una progressió matemàtica que permetia predir la distància al Sol dels planetes. Amb aquesta relació numèrica, anomenada llei de Titius-Bode, semblava ben definit l’ordre de les posicions dels planetes, però entre Mart i Júpiter hi havia un espai buit, sobre el qual s’especulava que havia de ser ocupat per un planeta aleshores desconegut. L’any 1781 el descobriment d’Urà que va fer l’astrònom alemany Friedrich Wilhelm Herschel (1738 – 1822) va suposar una inesperada confirmació de la relació de Titius-Bode atès que la seva distància heliocèntrica era molt semblant a la predita per la famosa progressió numèrica. Començava un llarg camí de descobertes i entrebancs dels astrònoms europeus.
La majoria d’asteroides revelen en qüestió de minuts o poques hores un moviment propi fàcilment apreciable respecte al fons de les estrelles fixes. La imatge fou presa el 20 de juliol de 2010 durant una exposició de 40 min de durada i mostra l’arc deixat entre les estrelles per l’asteroide 3674 Erbisbühl (indicat amb una fletxa).
Josep M. Trigo / Observatori Montseny-MPC B06.
Un important grup d’astrònoms alemanys liderat per Franz Xaver von Zach (1754 – 1832), aleshores director de l’observatori de Seeberg, va desenvolupar una estratègia per cercar el planeta que hi havia entre Mart i Júpiter. El 20 de setembre de 1800 Von Zach, conjuntament amb cinc astrònoms alemanys, entre els quals es trobava el mateix Bode, van decidir crear una societat per dividir-se la banda del Zodíac, on es mouen els planetes, en 24 regions per portar a terme un escrutini detallat d’estrelles febles, a la recerca del planeta desconegut. Però l’italià Giuseppe Piazzi (1746 – 1826), un dels seleccionats pel grup inicial de Von Zach, sense ser conscient de la tasca que volien encomanar-li va descobrir el planetoide Ceres el dia 1 de gener de 1801. De fet, Piazzi es trobava treballant en un catàleg estel·lar on mesurava astromètricament la posició de les estrelles fixes quan, d’una nit a l’altra, es va adonar que una de les estrelles situades a la constel·lació del Taure mostrava un petit moviment propi. Tot i que al principi va pensar que podia ser un error seu de mesura, el 4 de gener ja estava convençut que havia descobert un astre en moviment, probablement un cometa. Així va anunciar-ho a la premsa, tot i que després d’observar-lo durant catorze nits sospitava que podia tractar-se d’un nou planeta tal com va deixar escrit en sol·licitar més observacions al seu amic Barnaba Oriani (1752 – 1832). Curiosament, en una carta que va adreçar a Bode, Piazzi va ser força més reticent a l’hora de desvetllar els seus pensaments, potser esperava rebre algun suggeriment independent. Les notícies van passar d’uns diaris a uns altres i diverses publicacions científiques europees es van fer ressò del descobriment. El 27 de febrer va ser el francès Joseph Lalande (1732 – 1807) qui va sol·licitar les dades a Piazzi per tal d’estimar l’òrbita de l’objecte; de seguida es va adonar que s’ajustava perfectament a una òrbita aproximadament circular situada a la distància predita per la llei de Titius-Bode. Va alertar Von Zach i va donar-ho a conèixer a l’Acadèmia Prussiana de Ciències; el mateix Bode va proposar a aquesta acadèmia que l’astre fos anomenat Hera o Juno, en contra dels desitjos originals del seu descobridor. Piazzi, molt molest per l’atreviment de l’alemany, va insistir que el seu nou astre fos anomenat Ceres Ferdinandea: nom complex format pel nom de la deessa patrona de Sicília i pel del seu rei Ferran I de les Dues Sicílies. Finalment, la comunitat astronòmica va acceptar la versió més breu i popular: Ceres.
El Sol es troba sempre en un dels focus de l’el·lipse i el seu camp gravitatori s’encarrega de retenir l’objecte. Noteu que el pla de l’eclíptica és definit pel pla orbital terrestre. Les òrbites dels cossos menors solen tenir inclinacions (I) diferents respecte d’aquest pla. També s’indica el semieix major de l’el·lipse (a), la distància al periheli (q) i la distància a l’afeli (Q). L’equinocci d’Àries i la línia dels nodes serveixen per a mesurar els elements orbitals de natura angular que aquí, per simplificar, no s’han citat.
Josep M. Trigo
Però encara s’havia de produir un fet que impediria definir de manera acurada l’òrbita de Ceres. Les observacions de Piazzi es van produir poc abans que aquest asteroide entrés en conjunció amb el Sol al cel de la tarda. Això significava que el nou planeta romandria inobservable durant uns mesos i que la seva recuperació demanava establir unes bones efemèrides (posicions d’un astre en diferents instants expressades com a coordenades astronòmiques). Això no era gens trivial per a l’època atès que Piazzi havia observat Ceres en un fragment d’òrbita de només 3º i s’havia de predir la seva posició amb precisió si es volia tornar a localitzar-lo. El matemàtic Carl Friedrich Gauss (1777 – 1855) va desenvolupar un mètode matemàtic molt acurat per ajustar una el·lipse perfecta a un petit arc d’observacions d’un astre i aquests avenços teòrics li permeteren determinar amb una enorme precisió els elements orbitals i les efemèrides de l’astre fugitiu.
Efectivament, fent servir les acurades prediccions de Gauss, Von Zach va recuperar Ceres el 7 de desembre de 1801. Entre els astrònoms involucrats en el seguiment i la recuperació de Ceres es trobava un altre alemany que treballava a l’Observatori de Bremen. Era Heinrich Wilhelm Olbers (1758 – 1840) que, el 28 de març de 1802, va descobrir un segon cos petit, que s’anomenà Pal·las, en una òrbita molt més excèntrica i d’inclinació més gran que Ceres. Amb aquestes dades Herschel va ser conscient que aquests astres no eren realment planetes sinó una nova espècie de cossos molt més petits, que proposà d’anomenar asteroides. Aquest raonament, certament brillant, no va ser acceptat per la comunitat d’astrònoms fins al cap de molt de temps, a mesura que es descobrien nous asteroides. En seguir els moviments de Ceres i Pal·las en relació amb les estrelles fixes des de l’Observatori de Lilienthal, l’alemany Karl Ludwig Harding (1765 – 1834) va descobrir Juno l’1 de setembre de 1804. I haurien de passar gairebé tres anys per tal que Olbers descobrís, el 29 de març de 1807, un nou asteroide al qual Gauss va anomenar Vesta. El mateix Olbers desenvolupà una teoria molt elemental segons la qual aquests astres podrien ser els fragments d’un planeta més gran que es va desintegrar.
Així doncs, la majoria dels esforços per descobrir nous asteroides es van centrar en regions del cel intersecades pels plans orbitals d’aquests astres. Potser com a fruit d’aquest esforç mal orientat, els descobriments quedaren aturats fins que Karl Ludwig Hencke (1793 – 1866), després de quinze anys de cerca, descobrí Astraea l’any 1845. El van seguir una sèrie de troballes d’astrònoms esperonats per la curiositat d’entendre millor l’estructura del sistema planetari i l’origen d’aquests petits cossos. L’any 1857, quan ja es coneixien una cinquantena d’asteroides, l’astrònom Francesc Aragó (1786 – 1853) es va atrevir a posar en dubte la teoria d’Olbers: “El llarg nombre de cossos descoberts fins ara ens porta a pensar que hi ha altres causes per al seu naixement". La diversitat d’objectes que s’hi amagaven i la complexitat de la seva distribució al sistema solar només començava a veure la llum.
A les acaballes del segle XIX, gràcies a l’enregistrament fotogràfic metòdic d’imatges consecutives de determinades regions celestes, es van conèixer desenes de nous asteroides. El primer asteroide descobert per aquesta nova tècnica va ser el 323 Brucia, trobat per Max Wolf (1863 – 1932) l’any 1891. Començava la que es podria anomenar era fotogràfica en el descobriment de cossos menors, incloent-hi no només asteroides sinó també cometes. De fet, les peculiars propietats dels cometes, que els feien astres esquius a ser descoberts o bé observats directament, feien de la fotografia una eina única. Tot i que resulti sorprenent, alguns observatoris professionals encara utilitzaven plaques fotogràfiques de gran format per a l’estudi astromètric d’aquests astres fins al final del segle XX. Però ja s’havia identificat el cinturó d’asteroides, o cinturó principal, com una regió del sistema solar entre Mart i Júpiter, en la qual es troben multitud de cossos menors, anomenats asteroides.
La cerca de cossos propers a la Terra a l’era digital
Els petits cossos que s’acosten molt a la Terra, anomenats NEO (Near Earth Object, ‘objecte proper a la Terra’), són astres molt esquius.
Els asteroides propers a la Terra (NEA) se separen en quatre grups segons les característiques orbitals: a (semieix major de l’òrbita) i Q (distància a l’afeli). El percentatge que representa cada grup prové de les estimacions de Bill Bottke, que desenvolupà un model per a tenir en compte els NEO que, a causa del biaix observacional, no són descoberts amb les tècniques convencionals.
Dades elaborades per l’autor a partir dels criteris de la Unió Astronòmica Internacional
Aquest grup NEO conté majoritàriament asteroides de natura rocosa (coneguts com NEA, on l’última A indica que són asteroides), però una mica més d’un 1% són cometes extints. Aquests darrers, potser coberts de grava, són molt foscos per la seva natura carbonàcia, i són probablement els objectes propers a la Terra més difícils de descobrir. La distància del periheli (q, punt de la seva òrbita més proper al Sol) dels NEA al Sol és inferior a 1,3 UA i la de l’afeli (Q, punt de l’òrbita més distant al Sol) és superior a 0,983 UA. Segons les característiques orbitals es distingeixen quatre grups de NEA: atenes, apol·los, amors i atires; d’aquests, els atires segueixen una òrbita interior a la Terra i, tot i que són escassos, mereixen una atenció, ja que podrien creuar l’òrbita de la Terra sobtadament. Recentment s’ha establert la categoria de cometes propers a la Terra (també coneguts com a NEC, l’acrònim de Near Earth Comets). Queden definits per posseir també una distància al periheli inferior a 1,3 UA i un període orbital inferior a 200 anys.
Durant gairebé tot el segle XX la tècnica fotogràfica va ser fonamental per tal de descobrir i mesurar de manera acurada i reproduïble la posició de milers d’asteroides. Tot i això, la capacitat de captació de llum de la fotografia era molt pobra –de l’ordre de l’1% per a astres amb un espectre semblant al solar–, de manera que es requeria uns temps d’integració massa gran per a objectes de moviment ràpid com els asteroides propers a la Terra.
La tecnologia de càmeres digitals –conegudes com a dispositius de càrrega acoblada (CCD pel seu acrònim anglosaxó, Charge Coupled Devices)– va revolucionar aquesta àrea del coneixement a mitjan dècada de 1980. Tom Gehrels (1925 – 2011) va ser pioner en incorporar-les al seu sistema Space-watch de cerca contínua i automatitzada d’objectes amb dispositius CCD en una època en què la capacitat dels ordinadors encara era força limitada. Malgrat això, la tècnica de detecció va ser tan fructífera que va resultar clau per al disseny de programes posteriors amb ordinadors molt més potents. Al final del segle XX l’aparició dels ordinadors personals va fer accessibles tots aquests avenços.
Característiques dels objectes propers a la Terra (NEO)
La majoria dels NEO són objectes petits, tot i que se’n troben des de poques desenes de metres fins a uns 25 km de diàmetre. Al final del 2011, es coneixien uns 850 NEA d’un diàmetre superior a 1 km que, a causa de la seva mida, podrien produir un nou canvi d’era en cas d’impactar contra la Terra. Tot i això, el nombre dels que són realment perillosos és força menor. Bona part dels NEO reflecteixen una mínima part de la llum que reben del Sol, és a dir, que són objectes foscos i intrínsecament difícils d’observar. A més, durant les seves aproximacions a la Terra, el seu moviment aparent al cel els fa astres ràpids; això fa que siguin necessaris telescopis potents i CCD molt eficients per a distingir-los sobre el fons de les estrelles fixes.
Com a resultat de totes aquestes característiques, fins el 6 d’octubre de 2009 no es va descobrir un NEO en ruta d’impacte directe contra la Terra; només 20 h després va impactar al Sudan. Arran de l’estudi del meteorit que no es destruí amb l’impacte, anomenat Almahata Sitta (‘la sisena estació’ en àrab, en referència al tren regional que van agafar els científics per anar a buscar-lo), es va poder esbrinar que era una roca irregular, d’uns quatre metres d’eix major, que s’hauria d’haver anomenat meteoroide segons els criteris de la Unió Astronòmica Internacional (UAI). De fet, la majoria d’aquests fragments de pocs metres passen desapercebuts i són els causants de les caigudes inesperades de meteorits arreu del globus terraqüi.
Entre els NEO es troben els anomenats asteroides potencialment perillosos (coneguts per l’acrònim PHA, de l’anglès Potentially Hazardous Asteroids), que es defineixen com a cossos que tenen una distància mínima d’intersecció a l’òrbita terrestre igual o inferior a 0,05 UA i una magnitud absoluta, H, igual o inferior a 22, que correspon a una mida aproximada d’uns 200 m de diàmetre. A diferència de les estrelles, aquí la magnitud absoluta no és una mesura de la lluentor, sinó la magnitud visual (la magnitud d’una estrella mesurada per l’ull humà) captada com si el cos (planeta, asteroide o cometa) estigués a 1 UA de l’observador. Aquests tipus d’asteroides són molt buscats pels afeccionats a l’astronomia; però, a hores d’ara, el progrés tecnològic fa que la taxa de descobriments fets pels programes de cerca automatitzats a tot el món hagi relegat a una minoria els descobriments dels afeccionats, de gran mèrit, no obstant això, pel temps invertit i les limitacions instrumentals i de mostreig que comporten. El fet que mantinguin aquest petit percentatge també posa de manifest que l’equipament de l’afeccionat actual és del nivell del que es feia servir als observatoris professionals de les dècades de 1980 i 1990. Es pot dir que en poc més d’una dècada, gràcies a la tecnologia CCD, s’ha pogut catalogar la majoria dels asteroides que són potencialment perillosos per a la supervivència dels humans al planeta Terra.
Un factor de classificació dels asteroides és el seu espectre de reflexió. Quan es van comparar els espectres obtinguts als laboratoris terrestres amb els espectres d’objectes remots es van poder establir semblances molt interessants. Se’n van identificar tres tipus principals; un de molt nombrós, format per asteroides que posseïen espectres molt similars a les condrites (meteorits rocosos, és a dir, no metàl·lics, que no han passat per processos de fusió ni de diferenciació química a l’asteroide del qual procedeixen); el segon l’integren cossos que semblava que tenien una composició similar a alguns meteorits de natura ígnia arribats des de grans asteroides que han patit diferenciació química; pel que fa al tercer tipus, mancaven detalls prominents, cosa que suggeria que eren similars als meteorits metàl·lics.
En comparar aquests espectres s’han definit les classes espectrals en les quals s’agrupen els cossos del cinturó d’asteroides i també altres NEO que tenen òrbites que creuen la de la Terra. Això té un gran interès a l’hora d’interpretar la natura i les propietats físiques d’aquests cossos. Alguns autors sostenen que cossos de diverses classes espectrals, presumibles progenitors de les condrites carbonàcies més primitives, haurien arribat a la regió externa del cinturó exterior d’asteroides en el Gran Bombardeig Tardà (Late Heavy Bombardment), un període (fa entre 3.800 i 4.100 Ma) en el qual diversos cossos del sistema solar van ser objecte de forts impactes d’asteroides. Els cossos que van arribar al cinturó en aquest període podrien compartir grans semblances amb els cometes, ja que sembla que contenien abundant aigua en la seva estructura interna. De fet, recentment un equip internacional liderat per Humberto Campins (n. 1954) ha descobert gel d’aigua i matèria orgànica a l’asteroide 24 Temis, entre d’altres. Exemples de meteorits relacionats amb aquests cossos de transició entre asteroides i cometes serien les condrites carbonàcies altament hidratades, com ara Orgueil o Tagish Lake.
Plutó i el cinturó transneptunià
El descobriment de Neptú l’any 1846 i el creixent nombre de descobriments d’asteroides entre Mart i Júpiter d’aquell moment va fer que la comunitat científica es decidís a diferenciar entre planetes, planetes menors o asteroides, i cossos gelats o cometes. Neptú, amb una òrbita 30 vegades més distant al Sol que la terrestre, esdevingué així el vuitè planeta del sistema solar alhora que molts investigadors sospitaven que encara quedava molt per a descobrir a distàncies més grans.
El no-planeta Plutó
Plutó (a l’esquerra) i Caront (a la dreta), la seva lluna més gran, en una de les imatges de resolució més alta, preses per la càmera d’objectes febles de l’Agència Espacial Europea (ESA) a bord del telescopi espacial Hubble.
R. Albrecht / ESA / NASA.
L’astrònom nord-americà Clyde Tombaugh (1906 – 1997) va emprendre una laboriosa cerca fotogràfica que va culminar el 13 de març de 1930 amb l’anunci del descobriment de Plutó des de l’Observatori Lowell a Flagstaff (Arizona); però Tombaugh no va facilitar gaire informació i el seu anunci es va rebre amb un alt grau d’escepticisme. Tot i això, al cap de tres setmanes, gràcies a les detallades observacions fetes des d’altres observatoris, es van fer públics els càlculs orbitals fets per Ernest C. Bower i Fred L. Whipple (1906 – 2004), aleshores estudiants graduats a la Universitat de Califòrnia a Berkeley, que demostraven que el cos descobert per Tombaugh es trobava a 41 UA del Sol i posseïa una òrbita inclinada 17º respecte al pla de l’eclíptica. Des de l’observatori Lowell es va difondre als mitjans de comunicació la idea que es tractava d’un nou planeta, tot i que diferents autoritats astronòmiques, tenint en compte la petita massa de l’objecte i la seva peculiar òrbita, no descartaven que es tractés d’un nou tipus d’objecte propi d’un cinturó de cossos situat més enllà de Neptú. El fet que fos el primer planeta descobert per un nord-americà també va pesar molt per no rebaixar la categoria de l’astre, però el temps acabaria donant la raó als dissidents encara que la consideració de Plutó com a planeta romandria durant més de 70 anys, principalment per la dificultat de trobar altres objectes del suposat cinturó transneptunià. Al principi del segle XX alguns científics van plantejar l’existència d’aquest cinturó de cossos, però es tractava, bàsicament, d’elucubracions sense fonament; el descobriment dels companys de Plutó hauria d’esperar fins a final de segle XX.
Més enllà de Plutó: cometes
Els cometes que més s’acosten a la Terra s’identifiquen bé per la llarga cua. El 27 de març de 1996 el cometa C/1996 B2 Hyakutake era a 17 milions de km de la Terra i mostrava una cua iònica (extensió angular > 90°) perfectament visible a ull nu, com es veu en la fotografia presa des de Benicàssim.
Josep M. Trigo / CSIC-IEEC.
Els cometes, que es poden definir com a cossos formats en bona mesura per gel de diverses substàncies, són representatius de regions externes del sistema solar. Els blocs constitutius dels cometes, anomenats genèricament cometesimals, es van formar típicament en aquelles regions del disc protoplanetari situades a una distància heliocèntrica d’entre 6 i 10 UA i incorporen a la seva estructura quantitats de gel significatives (d’aigua, metà, amoníac, etc.). Aquests materials volàtils dominen el comportament d’aquests cossos en aproximar-se al Sol, tot produint les anomenades comes o cabelleres com a conseqüència de la sublimació dels gels, la qual es deu al fet que la radiació solar escalfa la superfície.
Les parts més comunes dels cometes són el fals nucli, la coma i les cues de pols i gas. Aquestes parts es distingeixen en una imatge del cometa C/1996 B2 Hyakutake presa el 17 d’abril de 1996 quan el cometa es trobava a 113 milions de km de la Terra i 78 milions de km del Sol. El fals nucli sol tenir una aparença més lluminosa, gairebé estel·lar.
Josep M. Trigo / CSIC-IEEC.
L’astrònom irlandès Kenneth E. Edgeworth (1880 – 1972) va començar a desenvolupar la seva teoria sobre els primers estadis de la formació del sistema solar en un llibre que va enllestir l’any 1938 però que només es publicaria parcialment en diversos articles durant la dècada següent. Seguint la idea que els cossos menors haurien sorgit de les condensacions locals de material en un disc primigeni, com ja havia suggerit Immanuel Kant en el seu llibre Història natural universal i Teoria dels cels (publicat el 1755), va arribar a l’encertada conclusió que es podien haver format molts cossos més enllà de les òrbites conegudes dels planetes. En aquestes re gions la densitat del disc i el temps de condensació hau rien estat insuficients per a produir planetes i només serien possibles cossos menors, fets de grava i gels: s’explicaria així la contínua aparició de cometes.
Els càlculs d’Edgeworth indicaven que aquesta regió, situada més enllà de Neptú i Plutó, s’estendria a una distància d’entre 65 i 260 UA del Sol i contindria centenars de milions de cometes potencials. S’ha d’aclarir que l’aparença telescòpica d’aquests objectes a aquestes distàncies no és necessàriament la d’un astre amb cua, com indica l’etimologia grega del terme cometa; no obstant això, com que contenen grans quantitats de compostos volàtils, si s’aproximen suficientment al Sol podrien comportar-se realment com astres amb cua.
Una contribució molt rellevant a l’estudi d’aquests cossos vindria de la mà de Gerard P. Kuiper (1905 – 1973), que el 1950 va desenvolupar la idea d’una regió externa del disc protoplanetari on la temperatura va ser suficientment baixa per a mantenir l’aigua, el metà i l’amoníac en forma de gel. Aquest gel participaria activament en la formació de petits cossos amb diàmetres d’entre 1 i 100 km. Aquesta regió és el cinturó transneptunià, i en reconeixement a la tasca d’aquests dos pioners és comú anomenar-la cinturó d’Edgeworth-Kuiper. Òbviament, molts altres investigadors van tenir un paper rellevant en aquests estudis; per exemple, Kuiper es va nodrir de les idees de l’holandès Jan H. Oort (1900 – 1992) i del nord-americà Fred L. Whipple. D’una banda, Oort va proposar l’existència d’un núvol de cometes a una distància del Sol de centenars a milers d’UA que expliqués el continu descobriment de cometes amb òrbites molt excèntriques, és a dir, que procedien de regions enormement distanciades del Sol. D’altra banda, Whipple va desenvolupar durant la dècada de 1950 un senzill però revolucionari model en què apuntava que els cometes eren una mena de boles de neu bruta, una barreja de petites partícules de pols, matèria orgànica i gels que van ser presents en aquestes regions externes del sistema solar.
La densitat dels cometes és, generalment, inferior a la de l’aigua (1.000 kg/m3). La consistència (tensile strength) es mesura en pascals i en els casos en què és menor s’acosta a la de la sorra humida d’una platja. Aquestes característiques físiques deriven de la seva natura com a barreja de pols, matèria orgànica i gels provinents de regions externes del sistema solar .
Blum i altres, 2006, i Trigo-Rodríguez i Llorca, 2006
Els cometes, o cossos gelats, tenen des d’uns quants centenars de metres fins a desenes de quilòmetres i segueixen òrbites típicament excèntriques, representades per el·lipses que les allunyen molt de la Terra i que fan que només es vegin periòdicament en lapses de temps força grans. Els gels se sublimen sota la radiació solar; aleshores la pressió dels gasos arrossega petites partícules d’aquests gels que es desprenen fàcilment del nucli a causa de la seva baixa gravetat superficial. Normalment les partícules, el diàmetre de les quals va de pocs micròmetres fins a uns mil·límetres, poden escapar del nucli i formar així les cues de pols. Com que la quantitat de gels que conté el nucli varia segons de quin cometa es tracti, el comportament de cada un d’ells és diferent en funció de la seva distància al Sol, i això fa que la visió des de la Terra sigui molt diferent de la que obtenen les sondes i variï per a cada cometa.
Els cossos transneptunians
El planetoide 90.377 Sedna i el 136.199 Eris, descoberts el 2004 i el 2005 respectivament, són cossos transneptunians externs, molt brillants, però tan distants i massius com Plutó, de manera que la seva observació és difícil. Es mouen lentament al cel, com es veu en una sèrie de tres imatges de Sedna distanciades prop d’una hora i mitja, preses el 14 de novembre de 2003 amb el telescopi Samuel Oschin (1,2 m de diàmetre) de l’Observatori Palomar.
M. Brown, NASA / Caltech.
El primer objecte amb una òrbita plenament transneptuniana (cal recordar que ni tan sols la de Plutó ho és, ja que la seva excentricitat el porta durant el periheli entre les òrbites d’Urà i Neptú) va ser descobert per David Jewitt (n. 1958) i Jane X. Luu (n. 1963) des de l’Observatori de la Universitat de Hawaii a Mauna Kea l’any 1992. Va rebre la designació provisional 1992 QB1 i, a mesura que es van aconseguir observacions suficients per a calcularne l’òrbita, es va determinar que es troba a una distància mitjana al Sol de 44 UA; finalment va rebre la seva designació definitiva amb el nombre 15760. L’any 1993 el mateix equip descobrí un altre cos, catalogat com 1993 FW, situat a una distància semblant a l’anterior. Aquests dos objectes van ser els primers descrits d’una població d’objectes amb òrbites d’excentricitat (un paràmetre que mesura quant s’allunya l’òrbita del cercle) i d’inclinació relativament baixes que conformen l’anomenat cinturó transneptunià clàssic. Prop del 90% d’aquests objectes tenen òrbites amb inclinacions menors de 15º respecte a l’eclíptica, i la majoria dels restants no superen els 30º. Aquestes característiques els diferencien d’altres objectes les òrbites dels quals són molt excèntriques i tenen inclinacions més grans, els quals constitueixen el cinturó transneptunià dispers i estan relacionats amb els centaures. Tot i que aquests descobriments són relativament recents, el fet és que alguns cossos transneptunians ja havien estat enregistrats en plaques fotogràfiques durant la dècada de 1950.
Principals cossos del cinturó transneptunià amb un diàmetre estimat proper a 1.000 km. Els compostos superficials identificats s’indiquen amb un interrogant quan es dedueixen indirectament del seu espectre. El grup dinàmic al qual pertanyen pot ser D deslligat; R ressonant; CT cinturó transneptunià clàssic o CD cinturó dispers; a semieix major de l’òrbita; e excentricitat (per una òrbita ellíptica 0 I inclinació respecte a l’eclíptica.
Barucci i altres, 2008; Sicardy i altres, 2011
L’any 1993 es van trobar quatre cossos més que, inesperadament, seguien òrbites relativament properes al planeta Neptú, que dista 30,06 UA del Sol. L’equip de Jewitt va trobar 1993 RO i 1993 RP des de Hawaii, i un equip liderat per Iwan P. Williams va trobar 1993 SB i 1993 SC amb el telescopi Isaac Newton de l’Instituto de Astrofísica de Canarias, a l’illa de La Palma. Quan es van conèixer millor les seves òrbites es va comprovar que es tractava d’una nova categoria d’objectes que Jewitt va anomenar plutins. Són objectes ressonants, és a dir, que mantenen un moviment particularment estable en haver assolit una òrbita el període de la qual és un múltiple enter de la del planeta Neptú. Els primers que es van identificar eren a la ressonància 2:3, és a dir, que completen tres revolucions al voltant del Sol mentre que Neptú en fa dues. Descobriments posteriors van portar a identificar objectes situats en altres ressonàncies amb Neptú, com ara 1:2; 2:5; 3:4, 3:7, 4:5 i 4:7. Des d’aleshores s’han descobert molts plutins i, de fet, ara es coneixen prop d’un centenar d’objectes en aquesta regió.
La població de centaures
Reconstrucció per ordinador d’un esclat del centaure 29P/Schwass-mann-Wachmann 1 que produeix dolls de partícules arquejats causats pel camp gravitatori del cometa. 1 Sota la radiació solar, que fa sublimar els gels, les partícules es fragmenten i incrementen la lluminositat del cometa. 2 Vist des de la Terra, l’esclat incrementa la lluminositat de la coma. 3 Un tractament amb filtre Larson-Sekanina permet visualitzar els dolls de partícules (jets) que surten del fals nucli (punt lluminós central).
J. M. Madiedo / Universitat de Huelva (1); J. Lacruz / La Cañada Observatory: MPC J87 (2 i 3); adaptades de Trigo-Rodríguez i altres, 2010.
Oberta la recerca de cossos gelats a les fronteres del sistema solar, van començar a aparèixer objectes inesperats. Entre els cossos amb òrbites peculiars que es van descobrir n’aparegueren alguns que seguien òrbites molt excèntriques i d’alta inclinació, i diferien notablement de la resta de membres del cinturó transneptunià. Tot i que a la bibliografia referida a aquests objectes sovint es fa la distinció entre objectes del cinturó dispers (Scattered Disk Objects, SDO) i centaures, no són sinó la mateixa categoria d’objectes gelats, si bé amb alguna característica diferent. Els centaures van rebre aquesta denominació perquè tenen òrbites que els porten a creuar periòdicament les dels planetes gegants, mentre que els SDO tenen òrbites que s’aproximen a Neptú i, òbviament, el seu període orbital és més gran. Però les simulacions orbitals revelen que ambdues classes estan relacionades i representen fases diferents en l’evolució dels cossos gelats.
Des del punt de vista dels seus orígens poden haver estat planetesimals que han sofert pertorbacions gravitatòries significatives per part dels planetes gegants. Alhora, una part significativa d’aquests objectes també caurien sobre els planetes gegants, que es comportarien de manera semblant al cometa D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9, que es va descobrir en òrbita de Júpiter poc abans de trencarse per l’efecte marea i xocar contra el planeta. El comportament de molts d’aquests cossos, particularment el fet de desfer-se sobtadament, suggereix que l’estructura interna de molts d’ells podria ser una pila de blocs constitutius, potser els primigenis cometesimals, feblement compactats entre si.
Entre els centaures es troben alguns dels cossos gelats més fascinants, com ara el cometa 29P/ Schwassmann-Wachmann 1, considerat el prototip dels cometes que pateixen curiosos esclats en la seva lluminositat. Observacions acurades i diversos models suggereixen que determinades regions de la seva superfície es podrien col·lapsar periòdicament, tot injectant massives quantitats de partícules a la coma. L’increment progressiu del nombre de partícules de mida micromètrica que hi ha dins de la coma a causa de la sublimació dels gels podria ser l’origen d’aquests esclats.
Cossos del cinturó transneptunià extern
Els objectes transneptunians externs són diminuts comparats amb la Terra. El més gran és 136.199 Eris (inicialment 2003 UB313), que posseeix una òrbita excèntrica i amb una inclinació respecte a l’eclíptica de 44°. Aquesta excentricitat fa que s’acosti a un periheli de 38 UA tot i que la seva distància heliocèntrica mitjana sigui de 68 UA. Pel que fa a 90.377 Sedna (inicialment 2003 VB12), té un periheli de 76 UA i un període orbital de 12.000 anys.
Adaptada de NASA, ESA i A. Feild / STScl.
En qualsevol cas, l’escenari que s’albira darrere de tants descobriments resulta complex i, de fet, s’han descobert altres objectes transneptunians amb característiques orbitals semblants –excèntriques i d’alta inclinació–, però amb distàncies al periheli superiors a 38 UA. Es tractaria de cossos gelats amb òrbites que pràcticament s’endinsarien al núvol d’Oort intern, denominats cossos transneptunians externs o SDO estesos. Se’n sap que representen una altra població d’objectes que és unes deu vegades més nombrosa que el cinturó transneptunià clàssic. Tot i que els estudis sistemàtics que es realitzen permeten conèixer certs detalls dinàmics d’aquests objectes, autèntic llegat de la creació del sistema solar, pràcticament no es disposa de detalls sobre la seva composició i estructura interna. Només ha estat possible determinar la reflectivitat de determinats objectes i, en pocs casos, obtenir espectres de reflexió que permeten fer-se una idea de la seva composició a la superfície. Potser l’enviament de sondes d’exploració durant el segle XXI a aquesta regió freda i amagada del sistema solar revelarà claus desconegudes sobre l’origen de l’aigua i la matèria orgànica de la Terra.
Les poblacions de cometes i el núvol d’Oort
En un article històric publicat l’any 1950, l’holandès Jan H. Oort recopilava informació dinàmica dels nous cometes que es descobreixen any rere any i destacava que bona part d’ells tenen òrbites molt excèntriques que els porten a distàncies superiors a 10.000 UA. Com a conseqüència directa d’aquest fet es va suggerir l’existència d’una reserva de cossos gelats en aquesta regió tan distant que actualment es coneix com núvol d’Oort. L’estadística més completa indica que aquest núvol de cometes ha de tenir una estructura esfèrica completament simètrica, que explica que els nous cometes apareguin des de totes les direccions de manera completament isòtropa.
Les tres fonts de cometes coneguts (a dalt) i les diverses famílies i subgrups. També s’indiquen els principals processos físics que pateixen. En particular, els Troians (cossos primitius capturats entorn de l’òrbita del planeta Júpiter) se situen en unes regions estables molt restringides que s’anomenen punts de Lagrange, tot just situats 60° davant i darrere del planeta a la seva òrbita.
Josep M. Trigo
El núvol d’Oort i el cinturó de Kuiper d’acord amb un diagrama original de Donald K. Yeomans (NASA / JPL).
NASA i A. Field (Space Telescope Science Institute.
Actualment es coneix una enorme diversitat d’objectes que es comporten com a cometes durant les seves aproximacions al Sol. N’hi ha tres fonts principals: el núvol d’Oort, el cinturó de Kuiper i el cinturó d’asteroides. Com a conseqüència de la fragmentació d’aquests cossos gelats al sistema solar interior i la seva progressiva evolució cap a objectes inactius de caire asteroïdal (després d’haver exhaurit o cobert els seus gels superficials), el panorama es fa complex. Dinàmicament, com a funció de les seves òrbites, en molts casos se’n pot identificar l’origen, però les pertorbacions planetàries encara dificulten més la tasca. En qualsevol cas, la majoria de cometes pròxims a la Terra són conseqüència de la fragmentació d’objectes que provenen de les tres fonts esmentades.
Els cometes segons el seu període
Principals característiques de cometes històrics. S’indica el rang de diàmetre més probable a partir de les observacions remotes disponibles, però quan és conegut més acuradament per la visita d’una sonda espacial es dóna en funció dels eixos principals que s’ajusten millor a un el·lipsoide de revolució. CCP cometes de període curt. CLP cometes de període llarg. a semieix major de l’òrbita. e excentricitat (e = 1 indica trajectòria parabòlica). q distància al periheli. I inclinació respecte a l’eclíptica.
Festou i altres, 2004
L’any 2011 es coneixien un total de 4.185 cometes. En funció dels períodes orbitals, es diferencia entre cometes de període llarg, la duració de l’òrbita dels quals és superior a 200 anys, i cometes de període curt, que tenen períodes inferiors; dels primers se’n coneixen 484, i la resta són de període llarg. Aquest límit de 200 anys es va fixar per diferenciar els cometes prèviament observats dels que no tenien observacions prèvies. Al seu torn, els cometes de període curt es divideixen en dues classes: cometes tipus Halley i cometes de la família de Júpiter, amb períodes orbitals majors i menors de 20 anys respectivament. Aquesta divisió és una mica arbitrària, ja que a causa de les pertorbacions gravitatòries patides durant els impactes amb els planetes, els cometes escurcen progressivament els seus períodes orbitals. Per evitar aquesta arbitrarietat es van redefinir els membres d’aquestes dues famílies a partir d’un paràmetre (paràmetre de Tisserand) relacionat amb el planeta Júpiter, però, no obstant això, la classificació no va variar.
Un cometa del grup Kreutz sungrazers, dels quals s’han observat uns 1.500, passa fregant el Sol amb la seva arquejada cua de pols destacant sobre diverses prominències de la corona solar. El disc del Sol apareix parcialment a l’angle inferior dret.
ESA / NASA.
Els estudis dinàmics de l’evolució de les òrbites dels cometes mostren que els de període curt procedeixen de la regió transneptuniana, mentre que els de període llarg provenen del núvol d’Oort. Més concretament, els cometes de la família de Júpiter (de període curt) procedeixen majoritàriament del cinturó transneptunià dispers. Les seves òrbites han d’evolucionar des d’una regió dominada gravitatòriament per Neptú a una altra controlada per Júpiter. Tot i la complexitat, la transferència es realitza en diversos passos aprofitant la situació dels planetes gegants al sistema solar.
Una altra diferenciació és que els cometes de període llarg, procedents del núvol d’Oort, sembla que es desintegren en completar unes poques revolucions al voltant del Sol, és a dir, que podrien ser més fràgils i representatius dels objectes primigenis. Per la seva banda, els cometes de la família de Júpiter sobreviuen unes 1.000 revolucions de mitjana, perquè podrien tenir superfícies o estructures més consistents pel fet d’haver estat sotmesos a processament per col·lisions o irradiació al llarg del temps. Hi ha, finalment, un nombrós grup de cometes de període molt llarg que solen col·lidir amb el Sol durant els seus perihelis i que s’anomenen Kreutz sungrazers.
Una nova era en l’exploració dels cometes
La superfície del cometa 81P/Wild 2, on se superposen els dolls de partícules actius enregistrats per la sonda Stardust (NASA) (1). Tall d’una de les traces excavades per les partícules d’aquest cometa en l’aerogel col·lector que es va retornar a la Terra en una càpsula hermèticament tancada. Les fletxes indiquen les partícules ampliades al costat, la mida de les quals és d’unes quantes micres (2).
Preliminary Examination Team / Stardust / NASA.
Els objectes gelats –que de manera pionera el bioquímic català Joan Oró i Florensa (1923 – 2004) va suggerir que podrien haver portat l’aigua i la matèria orgànica a la Terra– podrien haver tingut propietats físiques, a més d’abundàncies químiques i isotòpiques –particularment quocients deuteri/hidrogen, d’ara en endavant D/H–, ben diferents de les que s’han obtingut d’uns quants cometes periòdics mitjançant tècniques remotes. Recentment, un equip internacional liderat per Paul Hartogh ha descobert que el cometa de la família de Júpiter 103P/Hartley 2 posseeix un quocient D/H semblant al dels oceans terrestres. Així doncs, potser l’arribada a la Terra d’aquest tipus de cometes formats al cinturó transneptunià podrien explicar el quocient D/H dels oceans de la terra.
Imatge d’una partícula de pols interplanetària d’uns 10 µm de llarg en què s’aprecia la típica estructura arraïmada. La composició elemental d’aquestes partícules és semblant a les d’algunes condrites carbonàcies, però solen contenir més carboni i elements lleugers. Se sospita que procedeixen tant de cometes com d’asteroides molt fràgils i primitius.
D. Brownlee (Stardust / NASA).
En aquest sentit, la recollida de mostres de cometes es perfila com un magatzem de nous descobriments de gran transcendència sobre l’origen de l’aigua i la matèria orgànica de la Terra.
La missió Stardust de la NASA va ser la primera missió de retorn de mostres d’un cometa i va permetre aprofundir en la composició de partícules minerals i matèria orgànica del 81P/Wild 2. Aquests estudis, liderats per Don Brownlee, indiquen que les partícules capturades d’aquest cometa tenen una composició química i isotòpica semblant en molts aspectes a les partícules de pols interplanetària. Se sospita que molts d’aquests cossos gelats van patir un significatiu processament tèrmic i han sofert col·lisions durant els últims 4.000 Ma. Tant l’esclafament radiogènic primigeni com els impactes haurien proporcionat l’energia necessària per a la síntesi de compostos orgànics complexos trobats en determinades condrites carbonàcies.
Abundàncies químiques relatives a l’aigua deduïdes a partir d’observacions en longitud d’ones de ràdio i infraroges a les comes dels cometes estudiats fins ara. Els límits inferiors i superiors reflecteixen la gran variabilitat observada en la composició dels gasos emesos pels cometes. En observacions al microscopi òptic també es detecten radicals com ara C2, C3, NH o CN.
Jewitt i altres, 2008
Una altra possibilitat és la recollida a l’estratosfera terrestre de les anomenades partícules de pols interplanetària (també conegudes com IDP, acrònim d’Interplanetary Dust Particles). La mida micromètrica d’aquestes partícules els permet desaccelerar-se en entrar a l’atmosfera de manera eficient, mentre no superin velocitats de 15 km/s. Aquestes partícules arraïmades constitueixen els materials més primitius als quals es té accés directe i procedeixen tant de cometes com d’asteroides de característiques primitives. Malauradament, no es coneix l’origen exacte de la majoria, però coincidint amb el pas de la Terra a través de cortines de partícules de cometes periòdics, durant l’última dècada s’ha aconseguit recollir IDP molt primitives alhora que s’identificava el seu cos progenitor.
A hores d’ara, molts científics troben a faltar una missió criogènica de retorn de mostres des d’un cometa per tal d’avançar en el paper que aquests cossos tingueren en l’origen de la vida a la Terra. Malgrat això, les abundàncies químiques mesurades remotament de diversos cometes resulten molt prometedores.
Tot apunta que la futura recollida in situ de mostres de diversos cometes i el seu estudi acurat en laboratoris terrestres serà la via més directa per tal de comprendre l’origen de l’aigua i la matèria orgànica de la Terra.