Entonces, ¿cómo ha continuado la investigación sobre la Nube G2 después del paso por el periastro de su órbita? Una de las ideas que es explorada en la actualidad es que la estrella en el centro de la nube realmente es un sistema de una estrella rodeada por un disco de acreción; es decir, un disco de material que está cayendo gradualmente sobre la estrella en formación y que la nube sea material evaporado del disco. Otra posibilidad es que la estrella realmente sea un sistema binario con dos estrellas cercanas que intercambian masa, y parte de esta masa intercambiada crea la Nube G2. También se piensa que la Nube G1 (que pasó cerca del centro galáctico unos 10 años antes) sea un objeto asociado a G2.
A mediados de 2019 la zona cercana al agujero negro central de nuestra galaxia empezó a mostrar una mayor actividad, con una emisión en infrarrojo que se ha incrementado al doble en comparación con tiempos anteriores. Esto podría deberse a que el material que cayó de la Nube G2 en 2014 haya quedado orbitando cerca del agujero negro formando un disco aplanado alrededor de éste y ahora está siendo incorporado al agujero negro. El incremento de la masa caliente acretada por el agujero negro incrementa el brillo en infrarrojo.
A diferencia de muchas investigaciones astronómicas, el estudio de la interacción en el periastro de la Nube G2 con el agujero negro central de nuestra galaxia es un campo con un conjunto de observaciones “cerradas” en las que no habrá observaciones futuras, al menos dentro de nuestras vidas, dado que el periodo de su órbita es de unos 350 años. Para tener mejores observaciones con nuevos telescopios e instrumentos, deberemos esperar pacientemente a que otra nube parecida a G2 pase cerca del centro de nuestra galaxia. Dado que hubo un evento previo de este tipo (el pasaje de la Nube G1) unos 10 años antes que la Nube G2, podríamos estimar que el tiempo de espera para un nuevo evento sea similar. Así que si comemos en forma apropiada y no bebemos demasiado licor, es posible que estemos presentes para disfrutar de este futuro evento.
Historia de una partícula de polvo
Alberto Flandes
Instituto de Geofísica, unam
El espacio entre los planetas y entre las estrellas está lleno de gas y polvo. El polvo nace cuando sus moléculas se unen formando pequeñas partículas sólidas en un proceso simple y complejo a la vez, porque no es claro cómo es posible que puedan unirse átomos y moléculas en un ambiente de tan baja densidad, donde la separación entre cada una es tan grande. Sin embargo, el polvo es muy común en el Universo. Es, de hecho, el componente sólido más primitivo y un eslabón clave en la formación de los planetas y otros cuerpos sólidos. Es cierto que cuando hablamos de polvo, no sólo nos referimos a las partículas que se solidifican en nubes moleculares o en las frías atmósferas de estrellas gigantes, sino también podemos referirnos a pequeños fragmentos de planetas, asteroides o cometas. A todas estas formas de partículas sólidas les llamamos genéricamente polvo cósmico. Del polvo cósmico podemos obtener información indirecta o directa acerca de objetos lejanos o inaccesibles. Su estudio es la base de una rama relativamente nueva de los estudios espaciales denominada Astronomía de polvo, que complementa a la astronomía tradicional. Esta última estudia la radiación electromagnética o luz que los cuerpos celestes emiten o reflejan.
Los granos de polvo más pequeños tienen tamaños de alrededor de una milésima de micra aunque, en general, los objetos o partículas de roca o hielo menores a pocos centímetros se consideran polvo y, a veces, se les llama micrometeoroides. En contraste, los cuerpos algo mayores o hasta cerca de un metro se designan como meteoroides y los cuerpos rocosos mayores a un metro son, por definición, asteroides.
Más de 100 toneladas de polvo impactan la Tierra cada día en su órbita alrededor del Sol. La mayoría, unas tres cuartas partes, son fragmentos de asteroides y casi una cuarta parte es material que los cometas van dejando a su paso cuando se sumergen en el sistema solar interior o se acercan al Sol. Sin embargo, una pequeña fracción del polvo que encontramos en el sistema solar es interestelar y viene principalmente de una nube de gas y polvo ubicada en la misma región de nuestra galaxia por la que el Sol se mueve.
Lluvias de estrellas
Los meteoroides y el polvo colectado por la Tierra producen las lluvias de estrellas al calentarse y vaporizarse en la atmósfera. Algunas de éstas ocurren periódicamente y se relacionan con las trazas y trayectorias de cuerpos específicos como las Gemínidas, que son deshechos del asteroide Faetón; o las Táuridas, que podrían ser partículas de la cola del cometa Encke.
Aunque parece paradójico, entre más pequeñas son la partículas, mayor es la probabilidad de que sobrevivan a la calcinación y alcancen la superficie de la Tierra, porque entre más grande es una partícula, mayor es su área de contacto y más calor acumulan al atravesar la atmósfera. Es fascinante pensar que una parte de todo este polvo sobrevive a su ingreso a la atmósfera y puede encontrarse en los techos y jardines de las casas. De hecho, los tamaños típicos del polvo sobreviviente son de alrededor del doble del grosor de un cabello o 0.1 mm. La desventaja del estudio de estos granos de polvo es que sus propiedades físicas originales, por ejemplo su forma y estructura, y parte de sus propiedades químicas, se pierden cuando las partículas interactúan con la atmósfera. La ventaja es que estas modificaciones nos cuentan la historia de su travesía.
Nuestro mayor interés está en las partículas que han sufrido pocas modificaciones; por ejemplo, debido a la radiación solar. Los cometas, y particularmente los asteroides compuestos básicamente de carbono –o clase C–, podrían ser material original remanente de la formación del sistema solar, también llamado material primordial o condrítico. Estudiar el polvo de estos cuerpos, directamente en sus superficies o aquellas partículas que orbitan cerca de ellos y que han sufrido poca modificación, es fundamental para entender la evolución de cometas y asteroides en general y, sobre todo, el origen del mismo sistema solar. Ésta es una de las razones que motivan a las nuevas misiones espaciales a tratar de incluir, al menos, un detector de polvo a bordo entre sus instrumentos.
Cómo atrapar una partícula de polvo
Naves interplanetarias como Ulises (orbitador solar que estudió al Sol entre 1990 y 2009), Galileo (nave que orbitó Júpiter entre 1994 y 2003) y Cassini (que orbitó Saturno entre 2004 y 2014) tenían detectores de polvo que podían medir la masa, la velocidad y la dirección de aproximación de las partículas en el lugar mismo de la detección. Estos instrumentos fueron diseñados para partículas de polvo interplanetario moviéndose a decenas de kilómetros por segundo. El choque de los granos de polvo con el detector puede ser tan violento que las moléculas que componen al polvo se separan en átomos individuales y los átomos pierden parte de sus electrones formando una nube de átomos positivos –o iones– y electrones –negativos–. Esta nube se somete a un voltaje eléctrico que obliga a cada uno a moverse en direcciones contrarias en la forma de dos corrientes de signo contrario de las que se infieren las propiedades de la partícula de polvo.
Las misiones Stardust de la nasa y Hayabusa 1 y 2 de la jaxa (Agencia Espacial Japonesa) optaron por capturar partículas de cometas y asteroides y traerlas a la Tierra para su estudio. En 2004, Stardust colectó miles de partículas de polvo de la coma o atmósfera del cometa Wild 2 con trampas de aerogel donde las partículas quedaban incrustadas sin que se destruyeran o se alteraran químicamente. El aerogel es un material de dióxido de silicio o sílice muy particular. Es rígido, pero en extremo ligero debido a su muy alta porosidad que además lo hace traslúcido.
A diferencia de los instrumentos anteriores, el colector de la nave Hayabusa 1 era simplemente un pequeño cilindro vacío que se abrió para dejar entrar las partículas dispersadas por la nave cuando logró descender en la