Minería espacial: explorando asteroides

08/07/2014 2 comentarios
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Las principales agencias espaciales apuestan por la exploración de asteroides que, no sólo contienen claves sobre el origen del Sistema Solar, sino que son fuente prácticamente inagotable de metales y otros compuestos esenciales.

Bienvenidos/as a una nueva entrada de este SciLog. Como posiblemente sepáis, el mayor almacén de pequeños cuerpos de nuestro Sistema Solar es el denominado cinturón principal de asteroides. En esa región situada entre las órbitas de Marte y Júpiter se conocen cerca de medio millón de asteroides. En realidad hay bastantes más pues si fuésemos al límite de la definición de asteroide (objetos de al menos 10 metros de diámetro) la cifra subiría a varios millones. La mayoría de los asteroides son cuerpos pequeños que poseen diámetros inferiores a 100 km aunque haya siete de ellos con un diámetro superior a 300 km. Un ejemplo claro de esos últimos es el gigante 1 Ceres (el número indica el número de catálogo del Minor Planet Center) que, a pesar de poseer unos 930 km frente a los 530 km de diámetro de 4 Vesta, parece ser un objeto mucho más primitivo que habría escapado a la diferenciación por contener un alto contenido en volátiles. Al menos eso se piensa pues lo cierto es que Ceres y Vesta, comparados con el diámetro de Marte en la Fig. 1, son el principal objetivo científico de la misión Dawn de la NASA que pretende orbitarlos, cartografiarlos y caracterizarlos a partir de cámaras y espectrómetros de última generación. Ceres parece ser más primitivo lo que ahonda en la idea de la importancia de la proporción de hielos y rocas que formaron estos cuerpos. Vesta, pese a ser más pequeño, debió formarse mayoritariamente de la agregación mayoritaria de planetesimales rocosos, con abundantes isótopos radioactivos que calentarían eficientemente su interior mientras que algo diferente debió ocurrir a Ceres. Sin embargo los resultados de la misión Dawn revelan que también ha sufrido el bombardeo continuo de asteroides con una composición similar a las condritas carbonáceas. Eso hace que la superficie aparezca esculpida por impactos y los materiales sean una mezcla heterogénea de diversos materiales que conforman las denominadas brechas.

Figura 1

Figura 1. Comparativa entre el diámetro de Marte, Ceres y Vesta (NASA).


TIPOS DE ASTEROIDES: CLASES ESPECTRALES Y MINERALOGÍA.

No todos los asteroides son iguales. Existen diferentes poblaciones con características particulares que sugieren que existió una agregación diferenciada de objetos como función de la distancia al Sol y también como función del tiempo. Incluso entre los mayores asteroides debe haber importantes diferencias composicionales puesto que se formaron en instantes y lugares diferentes interviniendo bloques primordiales (o planetesimales) de composición enormemente variada. El cinturón principal se encuentra plagado de objetos de naturaleza muy diversa y la mayoría son objetos pequeños no segregados en capas como ocurre en los planetas terrestres. Por ello los asteroides no diferenciados de naturaleza condrítica poseen metales (cromo, escandio, neodimio, titanio, vanadio, etc..) que poseen gran relevancia en ramas de desarrollo tecnológico y están ya motivando propuestas de misiones centradas en la denominada minería espacial. Por otro lado, ciertos grupos de asteroides primitivos incorporaron grandes cantidades de agua y materia orgánica y de ellos proceden las condritas carbonáceas. Tales asteroides podrían ser fuente de hidrógeno, agua u oxígeno tanto para producir energía (el primero) como para permitir el avituallamiento de astronautas a grandes distancias de la Tierra de esos productos necesarios para la vida.

Podemos caracterizar esos asteroides remotamente dado que los asteroides reflejan una parte de la luz que reciben del Sol es posible obtener espectros de la luz reflejada. Comparando tales espectros, una vez corregidos y calibrados, con los espectros obtenidos de diversos tipos de meteoritos en el laboratorio se pueden establecer criterios de caracterización remota de los asteroides (Gaffey, 1976). Un ejemplo evidente de la importancia de comparar espectros de meteoritos con los de asteroides fue identificar que ciertas acondritas basálticas que llegan a la Tierra en forma de tres grupos diferentes denominados Howarditas, Eucritas y Diogenitas (conocidos por el acrónimo HED) proceden del asteroide 4 Vesta. Así lo revelan ciertas bandas de absorción características de dos minerales comunes de esos materiales como son el olivino y el piroxeno. Podríamos pensar que ese tipo de identificación remota a través de los espectros de asteroides y meteoritos se ha establecido inequívocamente en muchos otros casos pero desgraciadamente no es así. Por ejemplo, ciertos asteroides de la denominada clase espectral S poseen similitudes con las condritas ordinarias pero el problema es que existen innumerables asteroides compartiendo esas propiedades reflectivas y también existen procesos de alteración espacial de sus superficies que alteran sus propiedades. Por otro lado, la existencia de diferentes poblaciones es reminiscencia de los procesos arcaicos que dieron origen a estos objetos pero la evolución dinámica peculiar de cada uno hace que se hayan desplazado de sus regiones de origen y hayan sufrido un procesado por impactos muy diferente que complican el escenario. Para no extenderme más en el origen y la evolución de los asteroides, objetivo secundario de este breve post, recomiendo al lector interesado la lectura de la obra divulgativa de Gutiérrez Buenestado (2012).

Así pues, existen asteroides con propiedades mineralógicas similares formando poblaciones en el cinturón principal (véase una gráfica esquemática en la Fig. 2). Los asteroides mayormente formados por el mineral denominado enstatita (de clase espectral E) ocupan la región interna del cinturón o aquellos de clase espectral S que son fuente de las condritas ordinarias dominan el interior del cinturón principal. Después encontramos, algo más alejados del Sol, los asteroides de naturaleza carbonácea y clase espectral C son más frecuentes en torno al centro del cinturón principal. Finalmente, las clases espectrales D y P presumiblemente más primitivas y asociadas a las condritas carbonáceas más ricas en volátiles dominan la región externa. Recientemente realizamos una revisión de las principales asociaciones entre esas clases primitivas de asteroides y los diversos grupos de condritas carbonáceas (Trigo-Rodríguez et al., 2014).

 

Figura 2

Figura 2. Distribución de poblaciones en el cinturón principal de asteroides. Las clases de meteoritos a los que pueden asociarse son: E: Asteroides de Enstatita, S: Condritas ordinarias, M: Metálicos, B: Carbonáceos tipo 2 Pallas, C: Carbonáceos tipo 253 Mathilde, T, D y P: Son asteroides carbonáceos (Marco Polo-R team).

En las últimas décadas se ha realizado un enorme progreso en nuestra comprensión de los mecanismos dinámicos que envían tanto asteroides del cinturón principal hacia la región NEO próxima a la Tierra como sus fragmentos menores o meteoroides que producen meteoritos. Los asteroides grandes están sometidos a colisiones y se pensaba hasta hace relativamente poco que eran las causantes de enviar fragmentos de asteroides hacia las resonancias. Sin embargo, hoy sabemos que son los fragmentos producidos por una colisión y de diámetro inferior a unos 20 km los que se encuentran mayormente sometidos al denominado efecto Yarkovsky. Este es un efecto no gravitacional en el que la superficie de los asteroides absorbe la luz solar y la irradia posteriormente con cierto retraso. Esa energía irradiada es ínfima pero al ser un proceso constante en el tiempo supone una fuerza opuesta al movimiento que contribuye a que el asteroide pierda energía potencial y vaya cayendo hacia el Sol, una revolución tras otra. Al decaer en su órbita, estos pequeños asteroides irán cruzando las llamadas resonancias de movimiento medio con los diversos planetas. Entre las más intensas se encuentran aquellas asociadas a Júpiter, Saturno y el propio Marte. Al caer el asteroide en una resonancia, su movimiento es afectado dado que ve alterada su órbita. Si la excentricidad, uno de los denominados elementos orbitales que definen la órbita, se ve modificada puede causar que el asteroide se mueva en una órbita mucho más excéntrica la resonancia lo lanzaría hacia una región interna que bien podría ser próxima a la Tierra o algún otro planeta terrestre. En esa región puede orbitar durante pocos millones de años para más tarde regresar al cinturón principal.

LA REGIÓN DE ASTEROIDES PRÓXIMOS A LA TIERRA.

La denominada Región Próxima a la Tierra se encuentra poblada por asteroides procedentes mayoritariamente del cinturón principal pero también contiene cometas o núcleos cometarios inactivos que pueden llegar de otras fuentes. Por ello se hace la distinción entre los NEOs (acrónimo anglosajón de Near Earth Objects) y NEAs en las que nos referimos intrínsecamente a asteroides. Una pequeña parte de los NEOs está formada por núcleos de cometas y poseen características dinámicas y reflectivas peculiares. Se reserva por un lado el acrónimo NEA para los auténticos asteroides y por otro NEC para los cometas próximos a la Tierra. Así, por ejemplo, a principios de julio de 2014 conocemos 11.210 NEOs, de los cuales 11.116 son asteroides y, por tanto, 94 siguen órbitas típicamente cometarias. Estos últimos constituyen un porcentaje inferior a un 1 % de todos los NEOs conocidos tal y como revelan las estadísticas actualizadas del Near Earth Object Program de NASA.

Entre los objetos NEOs encontramos los asteroides potencialmente peligrosos, también conocidos como PHAs de su acrónimo anglosajón Potentially Hazardous Asteroids. Se definen específicamente como aquellos NEOs cuyas órbitas poseen una distancia mínima de intersección orbital de 0,05 U.A. y que, además, sean mayores de unos 150 metros de diámetro. Se conocen unos 1492 PHAs a principios de julio de 2014 y, entre ellos, existen 155 con un diámetro estimado superior al kilómetro. El interés de las agencias espaciales por estudiar NEAs es creciente. Se necesita conocer bien la estructura y composición de estos objetos, no sólo por sus enseñanzas científicas intrínsecas, sino también por si en el futuro debemos emplear sistemas de paliación contra algunos de ellos. Sus pasos próximos a la Tierra los hacen ser posibles objetivos futuros y hacen que sean objetos a "recolectar" en futuras misiones de la NASA y JAXA. La agencia espacial japonesa Hayabusa se posó en noviembre de 2005 sobre el NEA 25143 Itokawa y demostró que su estructura era de pila de escombros por ser un objeto reagrupado tras una gran colisión (Fig. 3). Esta sonda consiguió el 13 de junio de 2010 retornar en una cápsula en condiciones estancas muestras de partículas micrométricas de polvo de la superficie de ese asteroide. El próximo reto será el retorno de rocas primordiales desde la superficie de los primitivos asteroides 1999 JU3 y 1999 RQ36 (Bennu) tendrá lugar respectivamente a cargo de las misiones Hayabusa 2 (JAXA) y OSIRIS-REx (NASA) en un futuro próximo. Estas  primeras muestras recogidas de asteroides nos permiten soñar en que la exploración futura de estos fascinantes cuerpos pueda hacer realidad conceptos como el de la minería espacial.

Figura 3

Fig. 3. Imagen del NEA 25143 Itokawa, cartografiado por la sonda Hayabusa (ISAS/JAXA).

REFERENCIAS


Gaffey M.J. (1976) Spectral reflectance characteristics of the meteorite classes, Journal of Geophysical Research 81, 905-920.
Gutiérrez Buenestado P.J. (2012) Asteroides y Cometas, Colección ¿Qué sabemos de...?, Editorial Catarata-CSIC, Madrid.
Trigo-Rodríguez J.M. et al. (2014) UV to far-IR reflectance spectra of carbonaceous chondrites - I. Implications for remote characterization of dark primitive asteroids targeted by sample-return missions, Mon. Notices Royal Astron. Soc. 437, 227-240.