Una reconstrucción de cómo habría podido formarse la cola del satélite. Fuente: SINC.
Hasta ahora se han localizado diez asteroides que, al menos en algún momento, presentaban una cola parecida a la de los cometas.
Se los denomina main-belt comets (MBC), porque tienen una órbita típicamente asteroidal, pero al mismo tiempo muestran una cola, es decir, actividad de emisión de polvo y, posiblemente, gas, como los cometas.
Uno de estos objetos, bautizado como P/2012 F5 (Gibbs), se descubrió en marzo de 2012 desde el Observatorio Mount Lemmon en Arizona (EEUU).
En mayo y junio de ese mismo año astrofísicos españoles lo siguieron desde el Gran Telescopio Canarias y, mediante cálculos matemáticos, han conseguido deducir cuándo le nació la cola.
“Nuestros modelos indican que se produjo por un evento impulsivo de muy corta duración –de tan solo unas pocas horas– en torno al 1 de julio de 2011, con una incertidumbre de 20 días”, explica a SINC Fernando Moreno, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC).
Junto a otros colegas del Instituto Astrofísico de Canarias y la Universidad de la Laguna han publicado los datos en The Astrophysical Journal Letters.
Las imágenes del telescopio revelan “una estructura de polvo muy fina y alargada que coincide exactamente con la síncrona de ese día”, comenta Moreno. Para una fecha de observación dada, una síncrona es la posición en el plano del cielo de las partículas que libera este tipo de objetos con una velocidad nula en un instante de tiempo. En este caso, la síncrona del 1 de julio de 2011 es la que mejor se ajusta a la delgada cola.
La anchura y la variación del brillo desde la cabeza hasta el final de la cola han permitido a los investigadores deducir las propiedades físicas de las partículas y en qué proporciones se encuentran las de diferentes tamaños.
A partir de los valores del tamaño máximo y velocidad de las partículas liberadas, el equipo ha calculado que el asteroide debe tener de 100 a 150 metros de radio y que la masa de polvo liberada ronda el medio millón de toneladas.
Los investigadores barajan dos posibles hipótesis para que se haya podido originar la cola de P/2012 F5: “Podría haber surgido por su colisión con otro asteroide, o bien debido a una ruptura rotacional”. El segundo mecanismo consiste en el desprendimiento gradual de material tras una fragmentación parcial del asteroide.
Esta, a su vez, se produce por el rápido giro del asteroide que, “como un tiovivo que se acelerase”, podría ir perdiendo alguna de sus piezas. La velocidad de rotación de los pequeños asteroides puede ir aumentando con el paso de tiempo debido al efecto YORP o de Yarkovsky, que puede inducir una aceleración debido a diferencias térmicas en distintas regiones de la superficie del asteroide, causando eventualmente su ruptura.
Moreno indica que, a partir de la distribución de brillo de la cola, “hemos comprobado que la dependencia de la velocidad de eyección de las partículas con su tamaño es muy débil, en concordancia con lo que ya obtuvimos para otro asteroide de este grupo: el 596 Scheila, que probablemente sufrió una colisión”.
Se los denomina main-belt comets (MBC), porque tienen una órbita típicamente asteroidal, pero al mismo tiempo muestran una cola, es decir, actividad de emisión de polvo y, posiblemente, gas, como los cometas.
Uno de estos objetos, bautizado como P/2012 F5 (Gibbs), se descubrió en marzo de 2012 desde el Observatorio Mount Lemmon en Arizona (EEUU).
En mayo y junio de ese mismo año astrofísicos españoles lo siguieron desde el Gran Telescopio Canarias y, mediante cálculos matemáticos, han conseguido deducir cuándo le nació la cola.
“Nuestros modelos indican que se produjo por un evento impulsivo de muy corta duración –de tan solo unas pocas horas– en torno al 1 de julio de 2011, con una incertidumbre de 20 días”, explica a SINC Fernando Moreno, investigador del Instituto de Astrofísica de Andalucía (CSIC).
Junto a otros colegas del Instituto Astrofísico de Canarias y la Universidad de la Laguna han publicado los datos en The Astrophysical Journal Letters.
Las imágenes del telescopio revelan “una estructura de polvo muy fina y alargada que coincide exactamente con la síncrona de ese día”, comenta Moreno. Para una fecha de observación dada, una síncrona es la posición en el plano del cielo de las partículas que libera este tipo de objetos con una velocidad nula en un instante de tiempo. En este caso, la síncrona del 1 de julio de 2011 es la que mejor se ajusta a la delgada cola.
La anchura y la variación del brillo desde la cabeza hasta el final de la cola han permitido a los investigadores deducir las propiedades físicas de las partículas y en qué proporciones se encuentran las de diferentes tamaños.
A partir de los valores del tamaño máximo y velocidad de las partículas liberadas, el equipo ha calculado que el asteroide debe tener de 100 a 150 metros de radio y que la masa de polvo liberada ronda el medio millón de toneladas.
Los investigadores barajan dos posibles hipótesis para que se haya podido originar la cola de P/2012 F5: “Podría haber surgido por su colisión con otro asteroide, o bien debido a una ruptura rotacional”. El segundo mecanismo consiste en el desprendimiento gradual de material tras una fragmentación parcial del asteroide.
Esta, a su vez, se produce por el rápido giro del asteroide que, “como un tiovivo que se acelerase”, podría ir perdiendo alguna de sus piezas. La velocidad de rotación de los pequeños asteroides puede ir aumentando con el paso de tiempo debido al efecto YORP o de Yarkovsky, que puede inducir una aceleración debido a diferencias térmicas en distintas regiones de la superficie del asteroide, causando eventualmente su ruptura.
Moreno indica que, a partir de la distribución de brillo de la cola, “hemos comprobado que la dependencia de la velocidad de eyección de las partículas con su tamaño es muy débil, en concordancia con lo que ya obtuvimos para otro asteroide de este grupo: el 596 Scheila, que probablemente sufrió una colisión”.
Asteroides MBC activados
Los MBC son asteroides del cinturón principal situados a una distancia de entre 2 y 3,2 unidades astronómicas –distancia media entre la Tierra y el Sol–. Por alguna causa se activan emitiendo polvo. De momento no se ha detectado que generen gas, pero puede deberse a la debilidad de estos objetos a la hora de observarlos.
Desde el primer descubrimiento de un MBC en 1996, el 133P/Elst-Pizarro, ya se han detectado una decena. La presencia de cola en algunos ha persistido durante un periodo relativamente largo –unos pocos meses–, como los casos de 2006 VW139 y P/2010 R2 (La Sagra).
En este último, descubierto desde el observatorio del mismo nombre en Granada, la actividad podría deberse a sublimación de hielo, por lo que debería haber emitido gas, pero no se ha detectado.
En otros casos, sin embargo, la actividad se ha desarrollado durante un corto periodo de tiempo, como en 596 Scheila. Su nube de polvo se disipó muy rápidamente, apenas durante las tres o cuatro semanas posteriores a su detección.
También hay ejemplos de MBC que han mostrado actividad recurrente, como 133P/Elst-Pizarro y 238P, a los que se les ha observado cola en más de una ocasión.
En el caso de P/2012 F5 todavía se desconoce a qué grupo pertenece. Se tendrán más datos cuando se vuelva a observar en buenas condiciones el próximo año, alrededor de julio o agosto de 2014.
El último MBC documentado hasta ahora es el denominado P/2012 T1 (PANSTARRS), que también están analizando los astrofísicos españoles. Los investigadores consideran, que al igual que ha ocurrido con los exoplanetas, en los próximos años irán apareciendo muchos más main-belt comets.
Los MBC son asteroides del cinturón principal situados a una distancia de entre 2 y 3,2 unidades astronómicas –distancia media entre la Tierra y el Sol–. Por alguna causa se activan emitiendo polvo. De momento no se ha detectado que generen gas, pero puede deberse a la debilidad de estos objetos a la hora de observarlos.
Desde el primer descubrimiento de un MBC en 1996, el 133P/Elst-Pizarro, ya se han detectado una decena. La presencia de cola en algunos ha persistido durante un periodo relativamente largo –unos pocos meses–, como los casos de 2006 VW139 y P/2010 R2 (La Sagra).
En este último, descubierto desde el observatorio del mismo nombre en Granada, la actividad podría deberse a sublimación de hielo, por lo que debería haber emitido gas, pero no se ha detectado.
En otros casos, sin embargo, la actividad se ha desarrollado durante un corto periodo de tiempo, como en 596 Scheila. Su nube de polvo se disipó muy rápidamente, apenas durante las tres o cuatro semanas posteriores a su detección.
También hay ejemplos de MBC que han mostrado actividad recurrente, como 133P/Elst-Pizarro y 238P, a los que se les ha observado cola en más de una ocasión.
En el caso de P/2012 F5 todavía se desconoce a qué grupo pertenece. Se tendrán más datos cuando se vuelva a observar en buenas condiciones el próximo año, alrededor de julio o agosto de 2014.
El último MBC documentado hasta ahora es el denominado P/2012 T1 (PANSTARRS), que también están analizando los astrofísicos españoles. Los investigadores consideran, que al igual que ha ocurrido con los exoplanetas, en los próximos años irán apareciendo muchos más main-belt comets.
Referencia bibliográfica:
Fernando Moreno, Javier Licandro, Antonio Cabrera-Lavers. A short-duration event as the cause of dust ejection from Main-Belt Comet P/2012 F5 (Gibbs). The Astrophysical Journal Letters (2012). DOI: 10.1088/2041-8205/761/1/L12.
Fernando Moreno, Javier Licandro, Antonio Cabrera-Lavers. A short-duration event as the cause of dust ejection from Main-Belt Comet P/2012 F5 (Gibbs). The Astrophysical Journal Letters (2012). DOI: 10.1088/2041-8205/761/1/L12.